Evidência numérica para um pequeno

Astronomia da Natureza (2023)Citar este artigo

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Detalhes das métricas

Campos magnéticos em pequenas escalas são onipresentes no Universo. Embora muitas vezes possam ser observados em detalhes, seus mecanismos de geração não são totalmente compreendidos. Uma possibilidade é o chamado dínamo de pequena escala (SSD). A evidência numérica predominante, no entanto, parece indicar que é improvável que um SSD exista em números de Prandtl magnéticos (PrM) muito baixos, como os que estão presentes no Sol e em outras estrelas frias. Aqui realizamos simulações de alta resolução de turbulência forçada isotérmica usando os menores valores de PrM alcançados até agora. Ao contrário das descobertas anteriores, o SSD não apenas é possível para PrM abaixo de 0,0031, mas também se torna cada vez mais fácil de excitar para PrM abaixo de cerca de 0,05. Relacionamos esse comportamento ao conhecido fenômeno hidrodinâmico conhecido como efeito gargalo. Extrapolando nossos resultados para valores solares de PrM indica que um SSD seria possível sob tais condições.

Os fluxos astrofísicos são considerados suscetíveis a dois tipos de instabilidade do dínamo. Primeiro, um dínamo de grande escala (LSD) é excitado por fluxos exibindo helicidade, ou mais geralmente, falta de simetria de espelho, devido à rotação, cisalhamento e/ou estratificação. Ele gera campos magnéticos coerentes e dinamicamente relevantes nas escalas globais do objeto em questão1. As características dos LSDs variam dependendo dos efeitos generativos dominantes, como a rotação diferencial no caso do Sol. A turbulência convectiva fornece efeitos generativos e dissipativos2, e sua presença e relevância astrofísica não são mais fortemente debatidas.

A presença do outro tipo de instabilidade do dínamo, ou seja, o dínamo de pequena escala ou flutuação (SSD), no entanto, permanece controversa na física solar e estelar. Em um sistema SSD-ativo, o campo magnético é gerado em escalas comparáveis ​​ou menores que as escalas características do fluxo turbulento, possibilitado pelo alongamento caótico das linhas de campo em alto número de Reynolds magnético3. Em contraste com o LSD, a excitação de um SSD requer uma turbulência marcadamente mais forte1. Além disso, foi teorizado que se torna cada vez mais difícil excitar um SSD em número de Prandtl magnético muito baixo PrM (refs. 4,5,6,7,8,9,10), a razão de viscosidade cinemática ν e difusividade magnética η. No Sol, o PrM pode atingir valores tão baixos quanto 10−6–10−4 (ref. 11), repudiando seriamente a presença de um SSD. Modelos numéricos de SSDs em convecção solar próxima à superfície normalmente operam em PrM ≈ 1 (refs. 12,13,14,15,16,17,18) e, portanto, contornam a questão dos dínamos de baixo PrM.

Um SSD poderoso pode potencialmente ter um grande impacto nos processos dinâmicos do sol. Pode, por exemplo, influenciar o transporte do momento angular e, portanto, a geração de rotação diferencial19,20, interagir com o LSD21,22,23,24,25 ou contribuir para o aquecimento coronal via fluxo de Poynting fotosférico aprimorado26. Portanto, é de grande importância esclarecer se um SSD pode ou não existir no Sol. Observacionalmente, ainda é debatido se o campo magnético de pequena escala na superfície do Sol tem contribuições do SSD ou é apenas devido ao emaranhamento do campo magnético de grande escala pelos movimentos turbulentos27,28,29,30,31 ,32. No entanto, esses estudos mostram uma ligeira preferência dos campos de pequena escala por serem independentes do ciclo. SSDs em PrM pequeno também são importantes para o interior de planetas e para experimentos de metal líquido33.

Vários estudos numéricos relataram dificuldades crescentes em excitar o SSD ao diminuir PrM (refs. 6,10,34), confirmando as previsões teóricas. No entanto, os modelos numéricos atuais atingem apenas PrM = 0,03 usando difusão física explícita ou PrM ligeiramente inferior (estimado), contando com hiperdifusão artificial7,8. Para atingir PrM ainda mais baixo, é preciso aumentar a resolução da grade massivamente (ver também ref. 35). Excitar o SSD requer um número magnético de Reynolds (ReM) normalmente maior que 100; portanto, por exemplo, PrM = 0,01 implica um número de Reynolds fluido Re = 104, onde \({{{\rm{Re}}}}={u}_{{{\rm{rms}}}}}\ ell /\nu\), com urms sendo a velocidade quadrática média integrada do volume, ℓ uma escala característica da velocidade e ReM = PrMRe. Neste artigo, seguimos esse caminho e reduzimos substancialmente o PrM usando simulações de alta resolução.