Największa symulacja turbulencji ujawnia przepływy energii w astrofizycznej plazmie

Dynamiczne turbulencje magnetyczne regulują przenoszenie energii z dużych łusek do małych łusek w wielu systemach astrofizycznych, w tym w heliosferze. Od ponad pół wieku powszechnie przyjmuje się, że kaskada energii w turbulentnych plazmach, takich jak heliosfera, jest kontrolowana przez interakcje fal MHD.

W nowym badaniu naukowcy z Departamentu Energii USA (DOE) Laboratorium Fizyki Plazmy Princeton PPPL ujawnił wcześniej ukryty proces ogrzewania, który pomaga wyjaśnić, w jaki sposób „korona słoneczna” może być gorętsza niż powierzchnia słoneczna które emitują.

Wykorzystując 200 milionów godzin czasu komputera do największej symulacji tego rodzaju w historii, naukowcy są w stanie ujawnić ten proces. Ich bezpośrednie symulacje numeryczne są pierwszymi, które określają ilościowo ten mechanizm ogrzewania w przestrzeni 3D.

Chuanfei Dong, fizyk z PPPL i Princeton University, powiedział: „Obecne instrumenty teleskopów i statków kosmicznych mogą nie mieć wystarczająco wysokiej rozdzielczości, aby określić, jaki proces zachodzi w tak małej skali”.

Sekretnym składnikiem jest proces znany jako rekoneksja magnetyczna, który gwałtownie dzieli i ponownie łączy pola magnetyczne w plazmie – zupie elektronów i jąder atomowych tworzących atmosferę słoneczną. Zostało to zademonstrowane poprzez modelowanie donga na podstawie tego, jak szybko a pole magnetyczne Linie ponownie się połączyły, przekształcając energię chaosu na dużą skalę w energię wewnętrzną na małą skalę. Dzięki tej wydajnej konwersji energii turbulentnej na energię cieplną na małą skalę, aura Jest skutecznie ogrzewany.

Dong powiedział, „Pomyśl o dodaniu śmietanki do kawy. Krople śmietanki szybko zamieniają się w cienkie kosmyki i loki. Podobnie pola magnetyczne tworzą cienkie warstwy prądu elektrycznego, które pękają w wyniku ponownego połączenia magnetycznego. Ten proces wygładza kaskadę energii od dużej do małej skali, czyniąc proces bardziej wydajnym Burzliwa korona niż wcześniej sądzono”.

„Kiedy proces ponownego łączenia jest powolny, podczas gdy zaburzona sekwencja jest szybka, ponowne połączenie nie może wpływać na transfer energii przez łuski. Ale kiedy szybkość ponownego łączenia staje się wystarczająco szybka, aby przekroczyć szybkość konwencjonalnej sekwencji, ponowne połączenie może przesunąć kaskadę w kierunku mniejsze skale dramatycznie.” Bardziej wydajne. ”

Czyni to poprzez przerywanie linii pola magnetycznego i ponowne łączenie ich w celu wygenerowania łańcuchów maleńkich, skręconych linii zwanych plazmoidami. Zmienia to rozumienie turbulentnego łańcucha energetycznego, który był powszechnie akceptowany przez ponad pół wieku. Nowe odkrycie łączy tempo energii przenieść do jak szybko plazmoidy Rośnie, poprawiając transfer energii z dużych do małych łusek i silnie ogrzewając aurę w tych łuskach.”

Najnowsze odkrycie pokazuje układ z magnetyczną liczbą Reynoldsa podobną do korony, która jest bezprecedensowo duża. Ogromna liczba charakteryzuje wysoką szybkość przenoszenia energii w nieuporządkowanym łańcuchu. Transfer energii oparty na ponownym połączeniu jest tym bardziej wydajny, im wyższa jest magnetyczna liczba Reynoldsa.

Symulacja jest jedyną w swoim rodzaju, która objęła ponad 200 milionów procesorów komputerowych w zakładzie NASA Advanced Supercomputing (NAS).

Fizyk PPPL Amitava Bhattacharjee, Princeton Professor of Astrophysical Sciences, który nadzorował badania, Powiedziałi „Ten eksperyment numeryczny dostarczył po raz pierwszy niepodważalnych dowodów teoretycznie przewidywanego mechanizmu dla wcześniej nieodkrytego zestawu zaburzonych kaskad energii kontrolowanych przez wzrost plazmoidów”.

Wpływ tego odkrycia na systemy astrofizyczne w różnych skalach można zbadać za pomocą obecnych i przyszłych statków kosmicznych i teleskopów. Rozpakowanie procesu transferu energii w różnych skalach będzie miało kluczowe znaczenie dla rozwiązania głównych tajemnic kosmicznych”.

Odniesienie do czasopisma:

1. Chuanfei Dong i in. Kaskada energii napędzana ponownym połączeniem w turbulencjach magneto-hydrodynamicznych. Postęp nauki. DOI: 10.1126/sciadv.abn7627