太陽の磁気「ハートビート」が太陽の内部深くで鼓動し、太陽フレアや黒点につながるエネルギーを生成します。
太陽フレアと黒点
太陽フレアは、表面または太陽の縁が突然明るくなるという形で大きなエネルギーが放出されることです。フレアは、太陽のコロナを通して電子、イオン、原子の雲を宇宙に放出します。太陽フレアの頻度は、1 日に数回 (星が活動している場合) から 1 週間に 1 回未満までさまざまです。太陽フレアは、1859 年に Richard Christopher Carrington によって太陽で最初に観測され、Richard Hodgson によって独立して観測され、それ以来、他の星でも観測されました。
黒点は、太陽の表面に発生する一時的な現象で、周囲の領域に比べて黒い点として現れます。基本的に、特定の条件が満たされると、強い磁気活動が太陽で通常発生する対流を抑制します。これにより、周囲の地域よりもかなり涼しい地域ができます。それらは通常ペアとして現れ、各太陽黒点は反対の磁極を持っています。
太陽のモデリング
サイエンス誌の 4 月 4 日号に掲載された新しいスーパーコンピューター シミュレーションは、太陽の周期的な磁場反転を調べます。このモデルによると、11 年間の黒点周期の 4 倍の太陽周期が太陽活動のレベルを支配しています。実際のデータに非常によく適合し、そのような規則的なパターンを作成するモデルを作成できることは注目に値すると、天体物理学者は言います。
太陽のモデル化は、常に問題のある問題でした。乱流は大小両方のスケールで発生します。大きな乱流は今日の技術でモデル化するのが比較的簡単ですが、小規模な乱流は把握するのがはるかに困難ですが、流体がどのように伝播するかを理解する上で同様に重要です。
太陽の表面に渦が形成されるたびに、エネルギーは渦と呼ばれるますます小さな渦の形に消散します。浴槽で手をぐるぐる回して、これを自分でテストできます。動きは小さなものに分割され、その後さらに小さなものに分割されます。しかし、地球の約 100 万倍の大きさの太陽の表面では、数十メートルの規模で散逸が起こります。もちろん、規模から判断すると、これらの機能は小さすぎてどのモデルでも考慮することができません.
このようなモデルの概算を行うと、解像度は約 10 キロメートルになります。この不十分な解像度により、エネルギーが徐々に蓄積され、モデルが長くなりすぎる前に「吹き飛ばされ」ます。
「爆発」を止める
ヨーロッパ中期天気予報センターの共著者である Piotr Smolarkiewicz は、天文学ではなく気象学に焦点を当てています。同じ乱流原理が両方の分野に適用されるため、彼の意見は決定的でした。
彼のチームは、ケベック州全体で使用されている大型コンピューターのネットワークである Calcul Québec にリンクされているモントリオール大学のスーパーコンピューターを使用しました。爆破問題の回避策を見つけようとして、彼らはちょうど崩壊が起きようとしているときにエネルギーを散逸させるモデルを作成しました.
このモデルは完璧ではありませんが、大きな前進であることは間違いありません。
