Solarne baklje su izuzetno intenzivni događaji koji se dešavaju u sunčevoj atmosferi i traju od nekoliko minuta do nekoliko sati. Prema standardnom modelu baklje, energija koja pokreće ove eksplozije prenosi se ubrzanim elektronima koji jure iz oblasti magnetnog ponovnog povezivanja u koroni u hromosferu.
Kako se elektroni sudaraju sa hromosferskom plazmom, oni talože svoju energiju u plazmi, koja se kao rezultat zagreva i jonizuje. Oni takođe izazivaju intenzivno zračenje u nekoliko opsega elektromagnetnog spektra. Regioni u kojima se taloži energija nazivaju se „tačke stopala“ solarne baklje, koje se obično pojavljuju u magnetno povezanim parovima.
Nedavna studija je imala za cilj da testira validnost standardnog modela upoređivanjem rezultata kompjuterskih simulacija zasnovanih na modelu sa opservacionim podacima koje je obezbedio teleskop McMath-Pierce tokom sunčeve baklje SOL2014-09-24T17:50. Studija se fokusirala na merenje vremenskih kašnjenja između infracrvenih emisija iz dva uparena hromosferska izvora u baklji i objavljena je u časopisu Mesečna obaveštenja Kraljevskog astronomskog društva.
„Pronašli smo značajnu razliku između podataka posmatranja sa teleskopa i ponašanja predviđenog modelom. U posmatračkim podacima, uparene tačke stopala su se pojavile kao dva veoma svetla regiona hromosfere“, rekao je Paulo Hose de Agijar Simoes, prvi autor knjige članak i profesor koji je povezan sa Centrom za radio astronomiju i astrofiziku (CRAAM) na Inženjerskoj školi Mackenzie Presbiterian Universiti (EE-UPM) u Sao Paulu, Brazil.
„Pošto su upadni elektroni izašli iz istog regiona korone i pratili slične putanje, dve tačke su trebale da se posvetle skoro istovremeno u hromosferi prema modelu, ali podaci posmatranja su pokazali kašnjenje od 0,75 sekundi između njih.
Kašnjenje od 0,75 sekundi može izgledati irelevantno, ali istraživači su izračunali da bi maksimalno kašnjenje prema modelu trebalo da bude 0,42 sek s obzirom na sve moguće geometrijske konfiguracije. Stvarni broj je bio skoro 80% veći.
„Koristili smo sofisticiranu statističku tehniku da zaključimo vremensko kašnjenje između parova tačaka stopala i procenjene nesigurnosti za ove vrednosti metodom Monte Karlo. Štaviše, rezultati su testirani simulacijama transporta elektrona i radijaciono-hidrodinamičkim simulacijama“, rekao je Simoes.
„Upotrebom svih ovih resursa, bili smo u mogućnosti da konstruišemo različite scenarije za vreme leta elektrona između korone i hromosfere i vreme proizvodnje infracrvenog zračenja. Svi scenariji zasnovani na simulacijama pokazali su daleko manja vremenska kašnjenja u odnosu na podatke posmatranja.“ “
Jedan od testiranih scenarija bio je spiralno i magnetno hvatanje elektrona u koroni.
„Koristeći simulacije transporta elektrona, istražili smo scenarije koji su uključivali magnetnu asimetriju između tačaka plamena. Očekivali smo da će vremensko kašnjenje penetracije elektrona u hromosferu biti proporcionalno razlici u intenzitetu magnetnog polja između tačaka stopala, što bi takođe povećalo razliku u broju elektrona koji dostižu hromosfere zbog efekta magnetnog hvatanja.
„Međutim, naša analiza podataka rendgenskog posmatranja pokazala je da su intenziteti stopala veoma slični, ukazujući na slične količine elektrona deponovanih u ovim regionima i isključujući ovo kao uzrok uočenog vremenskog kašnjenja emisije“, rekao je on.
Radijativno-hidrodinamičke simulacije su takođe pokazale da su vremenske skale jonizacije i rekombinacije u hromosferi bile prekratke da bi se objasnila kašnjenja.
„Simulirali smo vremensku skalu infracrvene emisije. Izračunali smo transport elektrona do hromosfere, taloženje energije elektrona i njegove efekte na plazmu: zagrevanje; ekspanzija; jonizacija i rekombinacija atoma vodonika i helijuma; i zračenje proizvedeno na mestu koje ima efekat oslobađanja viška energije“, rekao je Simoes.
„Infracrveno zračenje nastaje kao rezultat povećanja gustine elektrona u hromosferi usled jonizacije vodonika, koji je prvobitno u neutralnom stanju u plazmi. Simulacije su pokazale da se jonizacija i infracrvena emisija dešavaju skoro trenutno zahvaljujući prodiranju vodonika. ubrzanih elektrona, i stoga ne mogu objasniti kašnjenje od 0,75 sekundi između emisija tačke.“
Ukratko, nijedan od procesa simuliranih u skladu sa modelom nije se pokazao sposobnim da objasni podatke posmatranja. Zaključak koji su izveli istraživači bio je u izvesnoj meri očigledan: standardni model solarnih baklji treba preformulisati, kako to zahteva naučna metoda.
„Vremensko kašnjenje koje se primećuje između hromosferskih izvora dovodi u pitanje standardni model prenosa energije elektronskim snopom. Duže kašnjenje sugeriše da bi mogli biti uključeni i drugi mehanizmi transporta energije. Mehanizmi kao što su magnetozvučni talasi ili provodni transport, između ostalog, mogu biti neophodni da bi se uzeli u obzir uočeno kašnjenje treba uzeti u obzir ove dodatne mehanizme kako bi se postiglo potpuno razumevanje sunčevih baklji“, rekao je Simoes.
