Magnetisme forklarer overopphetingen på solen

Solatmosfæren er en million grader varmere enn solens overflate. Ny matematisk modell viser at magnetisme har skylden. Modellen kan føre til bedre romværvarsler for når solstormer kan ødelegge elektriske installasjoner på jorda.

VERDENSLEDENDE: Professor Mats Carlsson på Institutt for teoretisk astrofysikk er verdensledende i matematisk modellering av solatmosfæren.

Astrofysikere ved Universitetet i Oslo har utviklet en matematisk modell som langt på vei forklarer hvorfor det ytterste laget av solatmosfæren, koronaen, er en million grader varmere enn overflaten på solen. Det er ikke mulig å forklare denne temperaturforskjellen uten å forstå hva som foregår i hele atmosfæren.


– Dette er svært hot forskning. Mange prøver å løse dette, men vi er fortsatt lengst fremme i verden i å lage matematiske modeller av solatmosfæren. Modellene våre viser at det er langt større variasjoner i solatmosfæren enn tidligere antatt. Ved å lage modeller av hvordan magnetfelt og gass kobles sammen, kan vi bedre forstå hvordan soleksplosjoner og solstormer blir til, forteller professor Mats Carlsson på Institutt for teoretisk astrofysikk ved Universitetet i Oslo.


Lammende solstormer

Solstormer er ingen spøk. De kan lamme elektriske anlegg på jorda. De to solstormene i 1859 og 1921 hadde vært katastrofale om de hadde skjedd i dag. Elektrisitetssystemet kan slås ut på svært kort tid.


Dagens solstormvarsler er basert på statistiske analyser om hvordan solflekker ser ut.


– Dette er som å spå været uten meteorologiske ligninger. Hvis det er sol i dag, er sannsynligheten stor for at det også er sol i morgen. Men uten avanserte, matematiske modeller kan ikke meteorologene varsle ekstremvær.


Slik er det også med solstormvarsling. Den dagen astrofysikere kan beskrive alt som skjer i solatmosfæren med en matematisk modell, kan det danne grunnlaget for langt bedre romværvarsler.

VARMEN PÅ SOLEN: Datasimuleringer viser at temperaturen er 6000 grader ved solens overflate (grønn) og en million grader i koronaen, som er det ytterste laget i solatmosfæren (svart). De røde linjene er magnetfeltene.


Eksperimenterer med solen

Ettersom det ikke er mulig å eksperimentere direkte med solen, kan forskerne bruke den matematiske modellen til å studere hva som skjer når de endrer på parametrene, slik som hvordan magnetfeltet ser ut.


De kan da endre på parametrene helt til de har fått en modell som gir de samme svarene som solobservasjonene.


De matematiske ligningene ligner på dem som meteorologene bruker til å studere jordatmosfæren. Atmosfærer består av gass. Gass kan presses sammen. Etter at gassen er presset sammen, utvider den seg og presser vekk gassen ved siden av seg. Da får man en trykkbølge. En trykkbølge er det samme som en lydbølge.


Hastigheten på lydbølgen er avhengig av temperatur og gasstype. Men selv om lyden på solen går fortere enn på jorda, er de matematiske ligningene for solatmosfæren stort sett de samme som for jordatmosfæren.


Mange av ligningene er derfor kjent for numerikere. Numerikere lager dataprogrammer som løser de matematiske ligningene med datamaskiner.


Kokende, elektronfrie atomer

Det spesielle med solen er de vanvittig høye temperaturene. Jorda har andre gasstyper enn solen. Mens jordatmosfæren består av molekyler, fins det nesten ingen molekyler på solen. Det er så varmt at elektronene blir slått ut av atomene. Da blir atomene ladde. Det kalles ioner.


En annen stor forskjell fra jorda er det sterke magnetfeltet. Kombinasjonen av gassbevegelser og et sterkt magnetfelt kan føre til voldsomme soleksplosjoner.


For å studere solen, må man spre sollyset ut i de forskjellige bølgelengdene som lyset består av. Tenk på regnbuen! Denne spredningen kalles for solens spekter. Spekteret får mørke streker når atomer i solatmosfæren får tilført energi fra sollyset og havner i et annet energinivå. Strekene er mørke fordi atomer, avhengig av gassen, absorberer lyset ved bestemte bølgelengder. De mørke strekene kalles spektrallinjer.


– Spektrallinjene blir som et fingeravtrykk av gassen.


Ved å studere spektrallinjene kan astronomene studere hvordan gassen beveger seg. Spektrallinjene blir rødere om gassen beveger seg fra oss og blåere når den nærmer seg.


I den matematiske modellen kan astrofysikerne studere hvordan spektrallinjene beveger seg og hvor mye energi de forskjellige lysbølgene har.


Avviste teori

Astrofysikerne oppdaget allerede på 40-tallet en del spektrallinjer i solspekteret som bare kunne dannes hvis temperaturen var over en million grader. De trakk derfor konklusjonen at solens korona måtte være så varm.


– Den første teorien vår var at lydbølger varmer opp kromosfæren, altså den delen av solatmosfæren som ligger nedenfor koronaen. Men den matematiske modellen vår viser klart at oppvarmingen ikke kan forklares med lydbølger.


Dette er blitt vist i en doktorgrad ved UiO. Resultatene havnet i Nature. Astrofysikerne klarer heller ikke å forklare oppvarmingen med strålingen
fra solen.

– Da måtte det være noe annet som frakter opp varmen og dumper den lenger ute i atmosfæren.


Magnetfelt

Astrofysikerne ved UiO har lenge hatt en hovedteori om at det er solens magnetfelt som frakter energien opp i de høyere lagene i solatmosfæren, men hvordan dette skjer og hvordan energien gjøres om til varme i koronaen, er uklart.


Magnetfeltet kan fungere på flere måter. Den ene muligheten er at magnetfeltet flyttes langsomt av gassbevegelser i den nedre delen av solatmosfæren. Den andre muligheten er at energien fraktes opp ved at magnetfeltet rister, trykkes sammen eller vris på forskjellige måter.


De matematiske modellene viser at begge deler er mulig, men det er fortsatt uklart hvilken beskrivelse som er den riktigste.


– Ved å sammenligne nye observasjoner med modeller som har bedre oppløsning, håper vi å finne det endelige svaret på hvorfor kromosfæren og koronaen i solen varmes opp. Når vi forstår hvordan de ulike elementene i solatmosfæren henger sammen, kan vi få langt bedre romværvarsler.


Gigatunge beregninger

De matematiske beregningene av hvordan solen fungerer, er formidable. For å løse dem har astrofysikerne de siste seks månedene brukt 24 millioner timer datamaskinkraft. Det er det samme som å skulle regne på 5600 PC-er døgnet rundt et halvt år.


Den matematiske modellen har omtrent den samme oppløsningen som bildeoppløsningen fra solteleskoper, det vil si at hvert punkt dekker vel 70 kilometer.


Hvis forskerne skal doble oppløsningen, må de ha åtte ganger så mange punkter. Samtidig må tidsintervallene i simuleringene halveres. Det betyr: En dobling av oppløsningen krever 16 ganger mer regneressurser. Hvert tidsspenn genererer 20 GB data. En kjøring med 360 tidsspenn genererer 7 TB data. Det tar derfor tid å se igjennom så store datamengder.


– Hvordan unngår dere programmeringsfeil?


– Vi tester modellen med standardproblemer der løsningen er kjent. Vi kan da bruke disse eksemplene til å sjekke om modellen er riktig. Men ellers er det vanskelig, forteller Mats Carlsson, som ble tildelt årets forskningspris fra UiO for solforskningen sin.

Av Yngve Vogt
Publisert 12. nov. 2012 09:39
Legg til kommentar

Logg inn for å kommentere

Ikke UiO- eller Feide-bruker?
Opprett en WebID-bruker for å kommentere