حل یک معمای 60 ساله درباره انفجارهای خورشیدی توسط ناسا

حل یک معمای 60 ساله درباره انفجارهای خورشیدی توسط ناسا
حل یک معمای 60 ساله درباره انفجارهای خورشیدی توسط ناسا

ناسا که به عنوان آژانس فضایی ایالات متحده شناخته می شود، در اقدامی یک معمای 60 ساله از انفجارهای خورشیدی را حل کرده است.

حل یک معمای 60 ساله درباره انفجارهای خورشیدی توسط ناسا، سرعت اتصال مجدد مغناطیسی در فرآیندهای مختلف از اهمیت بالایی برخوردار است، زیرا به عنوان مثال، سرعت انرژی آزاد شده در شراره های خورشیدی، سرعت چرخه همرفت Dungey در مغناطیس کره زمین و نرخ آزاد شدن انرژی در ژئومغناطیسی مضر را کنترل می کند.

طوفان های فرعی از شبیه‌سازی‌های عددی و مشاهدات ماهواره‌ای مشخص است که این میزان در واحدهای نرمال شده تقریباً 1/0 است، اما با وجود سال‌ها تلاش، یک پیش‌بینی نظری کامل به دست نیامده است. در اینجا، ما یک نظریه اولیه را برای سرعت اتصال مجدد در پلاسمای بدون برخورد الکترون-یون غیر نسبیتی ارائه می‌کنیم و نشان می‌دهیم که همین پیش‌بینی توضیح می‌دهد که چرا اتصال مجدد Sweet-Parker بسیار کندتر است.

ملاحظات کلیدی این تحلیل فشار در محل اتصال مجدد (یعنی خط x) است. ما نشان می‌دهیم که میدان‌های الکترومغناطیسی هال در اتصال مجدد پاد موازی باعث خالی شدن انرژی، معادل کاهش فشار، در خط x می‌شود، بنابراین خروجی اتصال مجدد باز می‌شود و نرخ سریع 0.1 را امکان‌پذیر می‌کند. اگر انرژی بتواند به خط x برسد تا فشار را دوباره پر کند، اگزوز باز نمی شود. علاوه بر کاربردهای هلیوسفر، انتظار می رود این نتایج بر مطالعات اتصال مجدد در مگنتوسفرهای سیاره ای، دستگاه های همجوشی محصور مغناطیسی و پلاسماهای اخترفیزیکی تأثیر بگذارد.

اتصال مجدد مغناطیسی انرژی مغناطیسی را به انرژی حرارتی و جنبشی پلاسما در آزمایشگاه، فضا و پلاسمای اخترفیزیکی تبدیل می کند. دو تلاش عمده و تا حد زیادی مجزا برای پیش‌بینی کمی چگونگی انرژی‌دهی پلاسما از طریق اتصال مجدد انجام شده است. نرخی که اتصال مجدد با آن انجام می شود 17،18،19،20،21،22،23،24،25،26،27،28،29،30،31،32،33،34،35،36،37،38. با این وجود، ارتباط بین این دو جنبه اساسی اتصال مجدد وجود ندارد. مهم‌ترین سوال در درک اتصال مجدد سریع این است که چه چیزی ناحیه انتشار (DR)39 را محلی‌سازی می‌کند (یعنی چه چیزی آن را بسیار کوتاه‌تر از اندازه سیستم می‌کند)، که باعث ایجاد هندسه باز خروجی اتصال مجدد می‌شود.

مدل 19 پتچک یک راه حل حالت پایدار معتبر برای چنین هندسه جریان خروجی باز ارائه می دهد، اما نمی تواند مکانیزم محلی سازی معتبری را در مدل مغناطیسی هیدرودینامیک مقاومتی یکنواخت (MHD) ارائه دهد. اتصال مجدد در چنین سیستمی همیشه منجر به یک منطقه انتشار طولانی به اندازه سیستم می شود که به عنوان راه حل Sweet-Parker شناخته می شود 17،18. ایده یک مقاومت غیرعادی موضعی مکانی بعداً برای توضیح محلی سازی مورد نیاز 42،43،44 مورد استفاده قرار گرفت، اما هیچ مدرک روشنی از چنین مقاومت غیرعادی در طول اتصال مجدد بدون برخورد هنوز شناسایی نشده است.

حل یک معمای 60 ساله درباره انفجارهای خورشیدی توسط ناسا

حل یک معمای چندین ساله

شبیه‌سازی‌های جنبشی فراتر از مدل MHD نشان می‌دهد که اتصال مجدد ضد موازی با هندسه جریان خروجی باز زمانی رخ می‌دهد که ورق جریان تا مقیاس اینرسی یونی 45،46،47،48 نازک شود. هنگامی که این اتفاق می افتد، اصطلاح هال در قانون تعمیم یافته اهم 49،50 بر میدان الکتریکی در ناحیه انتشار یون (IDR)، جایی که یون ها مغناطیس زدایی می شوند، غالب می شود. ارتباط بین اثر هال و اتصال مجدد سریع به وضوح در مطالعه چالش اتصال مجدد GEM نشان داده شد.

این مطالعه نشان داد که مدل‌های شبیه‌سازی با عبارت هال در قانون تعمیم‌یافته اهم (ذره در سلول (PIC)، ترکیبی و هال-MHD) اتصال مجدد سریع را انجام می‌دهند، در حالی که فقط مدل یکنواخت مقاومتی-MHD که فاقد عبارت هال است. نرخ آهسته 17،18 را نشان می دهد. با این حال، مشخص نیست که چرا و چگونه عبارت هال ناحیه انتشار را محلی می کند و هندسه باز ایجاد می کند. خاصیت پراکندگی امواج ناشی از اصطلاح هال به عنوان توضیحی پیشنهاد شد22،51،52،53، اما نقش امواج پراکنده ناشی از تحلیل خطی زیر سؤال رفت زیرا اتصال مجدد حتی در سیستم هایی که فاقد امواج پراکنده هستند نیز می تواند سریع باشد23،26 ,27,28.

در این کار، ما نقش فیزیک هال را در انرژی‌دهی پلاسما نشان می‌دهیم و اینکه چرا این باعث می‌شود هندسه باز لازم برای دستیابی به اتصال مجدد سریع در پلاسمای الکترون یونی وجود داشته باشد. دو نکته کلیدی عبارتند از: (1) عبارت هال EHall = J × B/nec، در حالی که بر میدان الکتریکی درون IDR تسلط دارد، انرژی را به پلاسما تبدیل نمی‌کند زیرا J ⋅ EHall = J ⋅ (J ×c = 0. بنابراین، پلاسمای ورودی فقط مقدار کمی انرژی حرارتی در داخل IDR به دست می آورد. (2) افزایش فشار ناکافی در خط x، جایی که خطوط میدان مغناطیسی اتصال خود را تغییر می‌دهند، باعث می‌شود که فشار مغناطیسی بالادست به صورت موضعی ناحیه انتشار را فشار داده و خروجی اگزوز را باز کند. برای اتصال مجدد میدان های مغناطیسی ضد موازی، یک هندسه باز رخ می دهد اگر P{| }{{{{{{{\rm{xline}}}}}}}} < {B}{{{{{\mathrm{x}}}}}}0}^{2} /8{{{{{{{\rm{\pi }}}}}}}}+{P}{0}، که در آن P∣xline فشار حرارتی در خط x است، P0 حرارت مجانبی است فشار و {B}{{{{{{\mathrm{x}}}}}}0}^{2}/8{{{{{{\rm{\pi }}}}}}}} فشار مغناطیسی مبتنی بر میدان مغناطیسی جانبی Bx0 در بالادست IDR است.

این دو نتیجه برای استخراج یک نظریه اصول اول از نرخ اتصال مجدد استفاده می شود (عبارت “اصول اول” به نظریه ای اشاره دارد که به ورودی های تجربی اندازه گیری شده از شبیه سازی ها یا مشاهدات متکی نیست). به منظور نشان دادن این کاهش فشار در طول اتصال مجدد مغناطیسی در پلاسمای یون الکترون، از شبیه‌سازی PIC برای بررسی نقش میدان‌های الکترومغناطیسی هال در تبدیل انرژی و گرمایش جنبشی در نزدیکی خط x استفاده می‌کنیم. جفت شدن مقیاس متقاطع از ناحیه MHD بالادست، IDR، و پایین به ناحیه انتشار الکترون (EDR) برای پیش‌بینی نرخ اتصال مجدد درمان می‌شود.

در نهایت، ما بحث را به سیستم‌های بدون اصطلاح هال، از جمله پلاسماهای الکترون-پوزیترون (جفت) و اتصال مجدد مقاومتی-MHD گسترش می‌دهیم، و توضیح می‌دهیم که چرا اولی سریع است در حالی که دومی جریان خروجی باز ندارد و کند است. ما نشان می‌دهیم که همان رویکرد نظری منجر به مقیاس‌بندی Sweet-Parker می‌شود و دلیل اینکه چرا اتصال مجدد Sweet-Parker دارای یک منطقه انتشار طولانی به اندازه سیستم است را ارائه می‌دهد.

بیشتر بخوانید:
منبع
Avatar

رحیمه جهاندار

اگر چه در زمینه کارشناسی حقوق تحصیل کردم اما عاشق فناوریم که هر چقدر دربارش بنویسم کمه. تشنه فیلم و سریال هستم و کمی هم کتاب می خونم. امیدوارم محتوام برای شما مفید واقع بشه.

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *