شاید ندانید، اما روی خورشید هم «باران» وجود دارد؛ البته نه از جنس آب. این پدیده که «باران خورشیدی» نام دارد، در تاج خورشید ــ بیرونی‌ترین لایه‌ای که از پلاسما‌ی بسیار داغ تشکیل شده ــ رخ می‌دهد. در این فرایند، توده‌های سردتر و سنگین‌تر پلاسما در ارتفاع بالا متراکم شده و سپس به‌سوی سطح خورشید سقوط می‌کنند.
سال‌ها بود دانشمندان نمی‌توانستند درک کنند چرا این باران در هنگام فوران‌های خورشیدی تا این حد سریع شکل می‌گیرد. اکنون پژوهشگران دانشگاه هاوایی موفق شده‌اند دلیل آن را بیابند.
تابش، عامل اصلی خنک شدن پلاسما در تاج خورشید است، اما ترکیب عناصر در بخش‌های مختلف تاج ثابت نیست و در طول زمان تغییر می‌کند. بیشتر مدل‌های پیشین این تغییرات را نادیده گرفته و فرض می‌کردند مقدار عناصر در همه‌جا یکسان است. همین مسئله باعث می‌شد نتوانند پدیده‌های سریع و پویا مانند باران خورشیدی را توضیح دهند، زیرا مقدار انرژی‌ای که از طریق تابش از دست می‌رود به نوع و مقدار عناصر موجود بستگی دارد.
«لوک بناویتز»، دانشجوی کارشناسی ارشد و یکی از نویسندگان این پژوهش گفت: «مدل‌های فعلی فرض می‌کنند توزیع عناصر در فضا و زمان ثابت است، در حالی‌که این‌طور نیست.»
پژوهشگران دریافتند که تغییرات در ترکیب عناصر، که به آن «فراوانی عنصری» گفته می‌شود، می‌تواند توضیح دهد چرا باران خورشیدی به‌سرعت شکل می‌گیرد.
برای بهبود شبیه‌سازی چگونگی خنک شدن پلاسما، آن‌ها ابزار شبیه‌سازی‌ای به نام HYDRAD را به‌روزرسانی کردند. در این نسخه جدید، ترکیب عناصر می‌تواند در فضا و زمان تغییر کند، به‌ویژه برای عناصری با پتانسیل یونش پایین (low-FIP) که نقش مهمی در فعالیت‌های خورشیدی دارند. همچنین معادله جدیدی برای پیگیری حرکت و تغییر این عناصر به مدل اضافه شد.
مقایسه مدل جدید با نسخه قدیمی نشان داد که نتایج آن با رویدادهای واقعی باران خورشیدی تطابق بیشتری دارد.
HYDRAD ابزاری تخصصی برای مطالعه جریان پلاسما در امتداد خطوط میدان مغناطیسی خورشید است و رفتار الکترون‌ها و یون‌ها را به‌صورت جداگانه بررسی می‌کند. این ابزار به‌دلیل مدل‌سازی دقیق انتقال گرما و تابش، از جمله تابش ضخیم از لایه کروموسفر و تابش نازک از تاج خورشید، دقت بسیار بالایی دارد.
نتایج نشان داد هنگامی‌که حرکت عناصر low-FIP در جو خورشید دنبال شود، درک فرایند تشکیل باران خورشیدی آسان‌تر می‌شود. در این حالت، پلاسما‌ی داغ از لایه‌های پایینی بالا می‌رود (فرایند تبخیر کروموسفری) و در امتداد حلقه‌های مغناطیسی جریان می‌یابد. در بیشتر بخش‌های این حلقه، مقدار عناصر کاهش می‌یابد، اما در رأس آن افزایش پیدا می‌کند و همین باعث افزایش تابش و در نتیجه خنک شدن سریع پلاسما و تشکیل باران می‌شود.
در حال حاضر هیچ مدل خورشیدی دیگری تابش را همراه با تغییرات زمانی و مکانی عناصر در نظر نمی‌گیرد. اما این تغییرات برای درک چگونگی خنک شدن پلاسما و شکل‌گیری باران خورشیدی حیاتی هستند.
مشاهدات فضاپیمای Hinode/EIS نیز از این یافته‌ها پشتیبانی می‌کند. داده‌ها نشان می‌دهد که باران خورشیدی دارای «اثر انگشت عنصری» پیچیده‌ای است؛ به‌گونه‌ای که خودِ باران نشانه‌ای فوتوسفری (بر اساس نسبت سیلیکون به گوگرد) دارد، در حالی‌که پلاسما‌ی داغ اطراف آن ترکیب کرونایی (بر اساس نسبت کلسیم به آرگون) را نشان می‌دهد.
این مشاهدات دقیقاً با پیش‌بینی مدل جدید هم‌خوانی دارد و ثابت می‌کند باران خورشیدی با همان مکانیزمی که در مدل شرح داده شده، شکل می‌گیرد.
بناویتز گفت: «هیجان‌انگیز است که می‌بینیم وقتی اجازه می‌دهیم عناصری مانند آهن در طول زمان تغییر کنند، مدل‌ها بالاخره با واقعیت مشاهدات مطابقت پیدا می‌کنند.»
همکار او «جفری ریپ» افزود: «این کشف اهمیت زیادی دارد چون به ما کمک می‌کند واقعاً بفهمیم خورشید چگونه کار می‌کند. ما نمی‌توانیم مستقیماً فرایند گرمایش را ببینیم، بنابراین از خنک شدن به‌عنوان سرنخ استفاده می‌کنیم. اما اگر مدل‌های ما فراوانی عناصر را درست در نظر نگرفته باشند، احتمالاً زمان خنک شدن را اشتباه برآورد کرده‌ایم. این یافته ممکن است ما را وادار کند دوباره مدل‌های گرمایش تاج خورشید را بازنگری کنیم.»
