Waar komt het magnetische veld van de zon vandaan?

De recente zonnestorm heeft op indrukwekkende wijze aangetoond hoe actief onze ster is. Maar het is nog steeds onduidelijk waar en hoe hun magnetische velden en activiteitscycli precies ontstaan, en er wordt meestal aangenomen dat ze hun oorsprong vinden op de bodem van de convectiezone van de zon, diep in de zon. Maar nu heeft een onderzoeksteam bewijs gevonden dat de magnetische zonnedynamo ook dicht bij het oppervlak van de zon zou kunnen bestaan. Volgens hun gegevens zorgen plasmastromen in de bovenste vijf tot tien procent van de zon voor magnetische krachten en turbulentie die de vorming van complexe magnetische velden en ook de zonnevlekkencyclus kunnen verklaren.

De activiteit van onze zon volgt een regelmatige cyclus: zonnevlekken en zonnevlammen bereiken ongeveer elke elf jaar een maximum. Tegelijkertijd veranderen de plasmastromen in de zon en keert het magnetische veld om. Maar hoe dit regelmatige ritme ontstaat, en de verschijnselen die ermee gepaard gaan, worden slechts gedeeltelijk begrepen. De belangrijkste reden voor dit gebrek aan duidelijkheid is de complexiteit van zonnestromen en magnetische velden. Het magnetische veld van de zon is vergelijkbaar met het dipoolveld van de aarde, maar de veldlijnen zijn vervormd: sommige lopen in polaire richting, andere zijn zijwaarts afgebogen en strekken zich ongeveer evenwijdig aan de zonne-evenaar uit. Zonnevlekken zijn het gevolg van lokale magnetische veldverstoringen die meer kenmerkend zijn voor dit stamveld, terwijl het polooïde magnetische veld ongeveer een kwart jaar achterloopt op veranderingen in de zonnevlekkencyclus.

Zonnedynamo vereist

Maar het is niet duidelijk waar de dynamo voor verschillende magnetische veldfenomenen van de zon zich bevindt en hoe deze precies werkt. “Om zo’n dynamo te laten draaien, is de algemene veronderstelling dat je een regio nodig hebt waar veel plasma langs ander plasma stroomt”, zegt co-auteur Keaton Burns van het Massachusetts Institute of Technology (MIT). “Deze schuifbeweging zet kinetische energie om in magnetische energie.” Maar het binnenste van de zon is gevuld met een verscheidenheid aan plasmastromen, van de stijgende en dalende plasmabellen van convectie, tot diepe omvallende stromingen van pool naar evenaar, tot plasmastromen op verschillende diepten veroorzaakt door de differentiële rotatie van de zon. . Welke van deze stromen de magnetische zonnedynamo-aandrijving vormt, is controversieel. “We weten dat de zonnedynamo werkt als een grote klok met veel complexe, op elkaar inwerkende onderdelen”, legt hoofdauteur Geoffrey Vassell van de Universiteit van Edinburgh uit. “Maar we weten nog niet alle stukjes en hoe ze in elkaar passen.”

Eerdere modellen plaatsten de magnetische zonnedynamo echter doorgaans op de bodem van de convectiezone, op een diepte van ongeveer 210.000 km. “Maar deze mondiale convectiemodellen voldoen vaak niet aan belangrijke zonnewaarnemingen en vereisen omstandigheden die niet overeenkomen met de zonnerealiteit”, leggen Vasil en zijn collega’s uit. Zelfs theoretisch kan dit model veel verschijnselen niet afdoende verklaren. Daarom hebben Vasil en zijn team een ​​ander gebied van de zon nader bekeken: de stromingen in het nabije oppervlak, die tussen de vijf en tien procent van de zon uitmaken. Informatie over differentiële stromingen in dit bovenste gebied wordt geleverd door minieme trillingen van het oppervlak van de zon, die zijn vastgelegd in de helioseismologie met behulp van zonne-observatoria. “We vroegen ons af: zijn er subtiele verstoringen of veranderingen in de plasmastroom die kunnen worden versterkt tot het punt waarop het magnetische veld van de zon ontstaat?”, zegt Burns. Het team onderzocht dit met behulp van astrofysische analyse-algoritmen en simulaties.

Verhoogde turbulentie nabij het oppervlak

Evaluaties hebben zelfs aangetoond dat fysieke processen nabij het oppervlak van de zon voldoende zijn om de magnetische verschijnselen te veroorzaken die op de zon worden waargenomen. Vasil en zijn team schrijven dit specifiek toe aan een mechanisme dat ook voorkomt bij plasma dat rond zwarte gaten racet, genaamd magnetische spin-instabiliteit. In dit geval creëren plasmagebieden die met verschillende snelheden stromen een inwaartse zuiging, maar veroorzaken tegelijkertijd turbulentie die kan leiden tot versterking van magnetische velden. Volgens de onderzoekers is dit precies wat er in de bovenste laag van de zon zou kunnen gebeuren: de zwaartekrachten van plasmamassa’s die met verschillende snelheden tussen elkaar stromen, beïnvloeden het dipoolmagnetische veld van de zon en genereren toroïdale magnetische velden en hun oscillaties. . Dit bepaalt op zijn beurt het uiterlijk van zonnevlekken. “We hebben aangetoond dat geïsoleerde turbulentie nabij het oppervlak van de zon in de loop van de tijd kan toenemen en vervolgens de magnetische structuren kan vormen die we zien”, zegt Burns.

Volgens de wetenschappers zouden de processen die ze aan het oppervlak hebben geïdentificeerd, beter kunnen verklaren hoe complexe magnetische velden van de zon en de daarmee samenhangende verschijnselen ontstaan ​​dan eerdere modellen. “Het begrijpen van de oorsprong van het magnetische veld van de zon is al sinds de tijd van Galileo Galilei een open vraag”, zegt medeauteur Daniel Liquanette van de Northwestern University in Illinois. “Ons werk stelt nu een nieuwe hypothese voor voor de vorming van magnetische zonnevelden, die beter aansluit bij zonnewaarnemingen.” Het teammodel is nog steeds erg vereenvoudigd en kan alleen basisprocessen weergeven. Ze zien dit echter als een eerste stap in de richting van het ontcijferen van enkele nog onvoldoende opgehelderde processen op onze thuisster.

Bron: Geoffrey Vassell (Universiteit van Edinburgh, VK) et al., Nature, doi: 10.1038/s41586-024-07315-1

© Wissenschaft.de – Nadja Podbrijar