Yeni teori, güneş rüzgarında manyetik geri dönüşlerin nasıl oluştuğunu açıklıyor

Yeni bir çalışma, güneş etrafında manyetik geri dönüşlerin nasıl oluştuğuna dair bir teori geliştiriyor. Bu niceliksel model, manyetik alan değişimlerini tahmin etmek ve potansiyel olarak güneş rüzgârının ısınmasını ve hızlanmasını açıklamak için kullanılabilir.

Baş yazar Dr. Gabor Toth, çalışmayı yayınlamak için Michigan Üniversitesi İklim ve Uzay Bilimleri ve Mühendisliği Bölümü’nden Dr. Bart van der Holst ve UCLA’dan Dr. Marco Velli ile çalıştı. “Manyetik Geri Dönüş Teorisi Parker Güneş Sondası Gözlemleriyle Tamamen Destekleniyor” içinde Astrofizik Dergisi.

Manyetik geri dönüşler, güneş yüzeyinden yayılan güneş rüzgarındaki radyal manyetik alanın tersine çevrilmesidir. İlk kez yetmişli yıllarda ara sıra görülen manyetik geri dönüşler, son zamanlarda Parker Solar Probe tarafından iç heliosferdeki güneş rüzgarı dalgalanmalarının tipik bir bileşeni olarak tanımlandı.

Parker Solar Probe’dan yapılan gözlemler, bu manyetik geri dönüşlerin küresel polarize Alfvén dalgalarından oluştuğunu ortaya çıkardı, ancak şimdiye kadar bilim adamlarının bu geri dönüşlerin nasıl oluştuğuna dair hiçbir fikri yoktu.

Yeni çalışma, Michigan Üniversitesi İklim ve Uzay Bilimleri ve Mühendislik Bölümü’ndeki araştırmacıların ve Parker Solar Probe misyonunun baş bilim insanı Dr. Marco Velli’nin çalışmalarını içeren, bu manyetik tersine dönüşlerin oluşumu için basit ve öngörücü bir teori sunuyor.

Araştırmacıların Parker Solar Probe’un 2018’deki uçuşundan sonra geri gönderdiği verilerde keşfettikleri şey bekledikleri gibi değildi.

Toth, “Manyetik alanın radyal bileşeninin kabaca sabit olmasını ve salınımların buna dik olmasını bekliyorduk” dedi. “Fakat daha sonra Parker Güneş Sondası onun aslında radyal yönde salındığını gösterdi.”

Bunun nasıl olduğunu ve arkasındaki nedeni açıklamanın bir yolunu bulmak istiyordu. Yıllardır ilk kez Toth teorik çalışmaya dönme konusunda ilham aldı.

Toth, “Manyetik alana dik bir Alfvén dalgası var ve buradaki fikir, bunun bozulup farklı yönlerde salınmaya başlamasıdır” dedi. “Bunun nedeni dalga hızlarının sabit olmamasıdır. Başlangıçta önemli olanın plazmanın hızı olduğunu düşündük, ancak Bart bunun yerine dalga hızından kaynaklandığını belirtti.”

Araştırma ekibiyle birlikte çalışarak güneşin iç heliosferinde olup bitenlere ilişkin niteliksel ve niceliksel bir açıklama geliştirdi.

“Öncelikle araştırma nitelikseldir, çünkü bu süreci yaklaşık formüller ve basitleştirilmiş sayısal simülasyonlarla tanımlıyoruz. Modellemeyi ve teoriyi yaptıktan sonra, teorinin öngördüğüyle uyuşup uyuşmadığını kontrol etmek için gözlemlere bakarak çok zaman harcadım. Bu sürecin gerçekten gerçekleştiğine dair kanıtlar oldukça güçlü.”

Toth, “Aslında dalga hızını ölçebiliyoruz ve değiştiğini görüyoruz. Geri dönüşü gördüğünüz yer, dalga hızının değiştiğini gördüğünüz yerle aynı” dedi.

“Bu dalgalar güneşin yüzeyine yakın bir yerde ortaya çıkıyor ve güneş rüzgarının bir parçası haline geliyor. Başlangıçta, manyetik alan ve hız yatay yönde büyük dalgalanmalara sahip, ancak dalgalar değişen dalga hızı nedeniyle bozuluyor ve sonunda radyal manyetik alan ortaya çıkıyor.” tersine dönüyor ve bir geri dönüş oluşturuyor.”

Parker Solar Probe’dan elde edilen yeni veriler araştırmayı mümkün kıldı. Sonda, güneşe daha önce hiç görülmemiş bir mesafede, yüksek çözünürlükte manyetik alan ölçümleri ve plazma ölçümleri sağladı. Toth, araştırmasına bilgi sağlamak için yoğunluk, hız, sıcaklık ve manyetik alan gözlemlerini kullandı.

Toth, “Bu çok önemliydi çünkü sadece manyetik alanın salındığını görmekle kalmadık, aynı zamanda plazmanın hızının da salındığını ve birlikte salındıklarını da gördük. Yani birbirleriyle orantılılar” dedi. “Eğer sadece manyetik alanı ya da sadece plazmayı ölçerseniz bu ilişkiyi kuramayız.”

Parker Solar Probe’un asıl amacı, güneş rüzgarının nasıl ısıtıldığını ve hızlandırıldığını anlamak ve bu fenomeni gözlemlemek için güneşe yeterince yakın uçmaktı.

Toth, “Parker Güneş Sondası inandığımız şeyin pek de doğru olmadığını kanıtladı. Artık neyin gözlemlendiği ve nasıl oluştuğu hakkında daha iyi bir anlayışa sahibiz” dedi. “Bir sonraki adım, bunun güneş rüzgarı teorimizi değiştirip değiştirmediğini görmek olacak. Modellerimizi pekala değiştirebilir.”

Bu modellerin ana uygulaması, heliosferi daha iyi anlamak ve uzaydaki hava olaylarının uzay aracı, radyo iletişimi, GPS ve hatta elektrik şebekesi üzerindeki güçlü etkilerine hazırlanmak için uzay havasını tahmin etmektir. Halihazırda Michigan Üniversitesi ve ötesindeki araştırmacılar, uzaydaki hava olayları için daha iyi tahminler sağlamayı amaçlayan Uzay Hava Durumu Modelleme Çerçevesi üzerinde işbirliği yapıyorlar.

Van der Holst, “Bu, uzay havası ve güneş rüzgarı modellerinin gelecekteki gelişimi ve geri dönüşlerin nasıl dahil edilebileceği için önemli bir bileşendir” dedi. “Bunu güneş rüzgarı modeline nasıl dahil edeceğinize ve koronal ısıtma mekanizmasını nasıl açıklayacağınıza dair daha eksiksiz bir resme sahip olabilmek için öncelikle matematiksel bir çerçeveye ve geri dönüşlerin anlaşılmasına ihtiyacınız var.”

Uzay Hava Durumu Modelleme Çerçevesindeki mevcut modellerden biri, Alfvén dalgalarının gizemlerini çözmeyi amaçlayan Alfvén Dalga Güneş Atmosfer Modelidir (AWSoM).

Van der Holst, “Şu anda sahip olduğumuz modellemede, esasen Alfvén dalgalarının koronal ısınmadan sorumlu olduğunu varsayıyoruz” dedi. “Bu yeni teori bu çerçeveye çok iyi uyuyor.”

Yeni araştırma, manyetik geri dönüşlerin nasıl oluştuğuna dair daha iyi bir anlayış sağlıyor; bu, güneş rüzgarındaki türbülansın, iç heliosferdeki ısınmanın ve nihayetinde daha iyi uzay hava durumu modellerinin daha iyi anlaşılmasına yol açabilir.

Toth, “Bu işi yapabileceğimiz iki ana yön var” dedi. “Geri dönüşlerin tam üç boyutlu sayısal modellemesini yapmak istiyoruz, çalışmayı türbülansı da içerecek şekilde genişletiyoruz. Ardından, geri dönüşlerin oluşumunun Alfvén dalga ısınma teorisini nasıl değiştirdiğini incelemek istiyoruz.”