Recentemente, un gruppo di ricerca guidato dal Dr.Li Yan degli Osservatori dello Yunnan dell'Accademia cinese delle scienze ha proposto un nuovo mezzo per esplorare i campi magnetici su piccola scala nell'atmosfera solare attraverso l'analisi delle frequenze delle oscillazioni solari in modalità p, e ha scoperto che i baldacchini magnetici su piccola scala possono formare uno strato di giunzione globale nella fotosfera solare, che non è stato riconosciuto prima. I risultati sono stati pubblicati online nel Giornale Astrofisico .

Nel 1962, Leighton et al. trovato numerose oscillazioni di periodi intorno ai cinque minuti sulla fotosfera solare. Osservazioni e studi teorici hanno dimostrato che queste oscillazioni sono gli automodi delle oscillazioni globali solari simili alle onde sonore stazionarie, e denominate oscillazioni solari p-mode.

Precedenti studi sulle oscillazioni solari p-mode mostrano che le frequenze calcolate sulla base dei modelli solari standard deviano sistematicamente dalle frequenze osservate delle corrispondenti modalità di oscillazione, e la massima deviazione di frequenza può essere di 20 μHz.

Poiché la struttura fisica vicino alla superficie del sole influenza la modalità di oscillazione ad alta frequenza più di quella a bassa frequenza, questa deviazione sistematica è nota come effetto vicino alla superficie. Studi recenti hanno suggerito che l'effetto della convezione turbolenta sulla struttura fisica intorno alla fotosfera solare potrebbe essere responsabile di questo effetto vicino alla superficie. I modelli stellari che considerano l'effetto della convezione turbolenta possono ridurre la deviazione massima a circa 3 μHz.

I campi magnetici su piccola scala nella regione tranquilla del disco solare sono un'importante costituzione del campo magnetico solare. A causa delle loro piccole dimensioni, non si vedono nei comuni magnetogrammi solari, e sono spesso indicati come "campi magnetici nascosti". Le osservazioni del Solar Optical Telescope a bordo del satellite Hinode mostrano che la componente orizzontale ha una forza media di circa 55 gauss e la componente verticale ha una forza tipica di circa 11 gauss.

Le simulazioni magneto-idrodinamiche 3D mostrano che il moto convettivo può spingere verso l'alto il campo magnetico precedentemente distribuito uniformemente, con conseguente formazione di nastri magnetici orizzontalmente ad un'altezza di 400~500 chilometri sopra la base della fotosfera. Questi nastri magnetici sono talvolta indicati come "tettuccio magnetico su piccola scala".

In questo lavoro, i ricercatori hanno introdotto i campi magnetici e la pressione magnetica nel modello dell'atmosfera solare, ed ha esaminato il suo effetto sulla propagazione delle oscillazioni p-mode solari nell'atmosfera solare regolando la posizione del campo magnetico e l'entità della pressione magnetica.

Si scopre che i baldacchini magnetici su piccola scala rivelati dalle simulazioni numeriche tridimensionali non possono essere distribuiti casualmente nell'atmosfera solare, ma piuttosto essere giuntati insieme in direzione orizzontale per formare uno strato di copertura magnetica su piccola scala.

Di conseguenza, l'intensità del campo magnetico aumenterà quando si attraversa questo strato di copertura magnetica su piccola scala, portando a un rapido aumento della pressione magnetica e al conseguente rapido declino della pressione del gas. Le onde di oscillazione p-mode che si propagano dall'interno del sole saranno totalmente riflesse in questo luogo, allargando così in modo equivalente la cavità delle oscillazioni p-mode.

I ricercatori hanno confrontato le frequenze teoriche delle oscillazioni della modalità p con le frequenze osservate delle modalità corrispondenti, e ha scoperto che la deviazione massima è solo di circa 0,5 μHz, che è molto meglio dei risultati forniti da altri modelli. L'intensità del campo magnetico dedotta è di circa 90 gauss, che è coerente con i risultati osservati.

Allo stesso tempo, l'altezza dello strato di copertura magnetica su piccola scala dedotto dal modello attuale è di circa 630 chilometri di altezza nella fotosfera, che è coerente con l'altezza della copertura magnetica su piccola scala data da alcune simulazioni numeriche tridimensionali.

La scoperta di uno strato di copertura magnetica su piccola scala non solo fa un grande passo avanti verso la soluzione definitiva del problema di vecchia data dell'effetto vicino alla superficie delle oscillazioni solari p-mode, ma fornisce anche un indizio critico per un'ulteriore comprensione della struttura fisica della fotosfera solare e dell'origine dei campi magnetici solari.