Крупнейший в мире солнечный телескоп зафиксировал вихри на поверхности Солнца.

Мы ожидали увидеть их там, но раньше они были слишком маленькими, чтобы их разглядеть.

Источник: NASA/Goddard/SDO Источник: NASA/Goddard/SDO

В местах, где две жидкости скользят друг относительно друга с разной скоростью, граница между ними деформируется, затем изгибается, а затем сворачивается в вихри. Это явление называется неустойчивостью Кельвина-Гельмгольца, и его физические объяснения были разработаны в конце 1860-х годов. Известно, что эта неустойчивость объясняет, почему ветер вызывает рябь на поверхности воды и почему облака рассекаются, образуя ряд кривых.

На протяжении десятилетий учёные утверждали, что то же самое должно происходить и с плазмой на поверхности Солнца, но никто не мог это подтвердить. Теперь группа исследователей под руководством Дэвида Куридзе и Фридриха Вёгера из Национальной солнечной обсерватории сообщает, что неустойчивости Кельвина-Гельмгольца не просто видны на Солнце, а повсеместны. Их новое исследование предполагает, что это может изменить наше представление о том, как тепло, масса и магнитная энергия распространяются в атмосфере Солнца.

Тестовая поездка телескопа

Причина, по которой плазменные вихри на Солнце так долго оставались скрытыми, довольно проста: они очень малы. Их масштаб недоступен для телескопов с зеркалами меньше 2 метров. На протяжении большей части истории солнечной физики это исключало возможность наблюдения с помощью любых телескопов на Земле. Ситуация изменилась, когда Национальный научный фонд США открыл на Гавайях солнечный телескоп имени Дэниела К. Иноуэ — 4-метровый инструмент, крупнейший солнечный телескоп в мире. Телескоп вступил в рабочую фазу в ноябре 2021 года.

В течение трехминутного окна 14 апреля 2025 года команда Куридзе направила телескоп на активную область вблизи центра солнечного диска и записала изображения на длине волны 416 нанометров, используя диагностическую камеру, созданную совместно Национальной солнечной обсерваторией и Институтом исследований Солнечной системы им. Макса Планка. Однако они не искали вихри. «Главной целью было достижение дифракционно-ограниченной производительности телескопа», — сказал Куридзе.

У каждого телескопа есть дифракционный предел — максимальная детализация, которую его оптика может физически обеспечить. Он определяется двумя факторами: размером зеркала и наблюдаемой длиной волны. Чем больше зеркало и короче длина волны, тем более тонкие детали мы можем наблюдать. Зеркало телескопа Иноуэ было зафиксировано на длине волны 4 метра, поэтому команда расширила диапазон длин волн. «416 нанометров — это меньшая часть видимого спектра», — говорит Куридзе. «Мы выбрали её, потому что хотели достичь более высокого дифракционного предела и более высокого разрешения».

В итоге, однако, они получили нечто большее, чем просто интересную тестовую поездку. Камера считывала 740 кадров в секунду с выдержкой в 100 микросекунд. Две тысячи этих кадров были объединены в итоговое изображение с использованием метода, называемого многокадровой слепой деконволюцией, который численно моделирует и удаляет размытие, остающееся после работы оптики телескопа из-за атмосферы Земли. В результате получился видеоролик солнечной поверхности с новым кадром каждые две секунды и пространственным разрешением около 19 километров — прямо на теоретическом пределе возможностей 4-метрового зеркала на этой длине волны.

«В результате мы получили удивительные данные, которые позволили нам увидеть то, чего раньше никто никогда не видел», — сказал Куридзе.

Вихревые структуры

На длине волны 416 нанометров поверхность Солнца преимущественно состоит из гранул — конвекционных ячеек, переносящих тепло из недр планеты. Они перемежаются концентрированными пучками интенсивных магнитных полей. На изображениях с более низким разрешением граница между пучком этих магнитных полей и окружающей грануляцией выглядит гладкой и слегка размытой.

В данных DKIST это выглядит совсем иначе.

Границы раздела состоят почти исключительно из вихреобразных структур и тонких темных полос. Команда обнаружила 47 таких вихреобразных границ раздела в поле зрения телескопа и измерила расстояние между соседними вихрями. Оказалось, что они обычно находятся на расстоянии от 60 до 100 километров друг от друга, а диаметр отдельных вихрей составляет от 25 до 170 километров. Самые маленькие из них, которые смогли обнаружить ученые, находились на пределе разрешения в 19 километров, а это значит, что мы не знаем, насколько они уменьшаются в размерах. Отслеживая скорость их роста, команда установила, что они могут удваивать свой размер менее чем за минуту. Вихри также распространялись вдоль границ раздела со скоростью от 0,67 до 3 километров в секунду.

По словам Куридзе, для наблюдателя, находящегося над одной из этих границ, вид будет зависеть от времени прибытия. Нестабильность проходит две фазы. «Первая — линейная фаза, когда все более спокойно, очень хорошо организовано, упорядочено и красиво, — сказал он. — Если смотреть на них с близкого расстояния, можно увидеть что-то вроде облаков, которые катятся».

Но когда мирная фаза заканчивается, начинается хаос. «В какой-то момент все переходит в нелинейный режим, и тогда все становится неорганизованным», — сказал Куридзе. «По сути, возникает турбулентность — очень хаотичная турбулентность».

Почему вихри образуются на границах раздела, а не в других местах? Это связано с направлением магнитного поля. Линии магнитного поля действуют подобно упругим нитям, проходящим через плазму, и сопротивляются изгибу. Когда эти нити лежат вдоль направления потока, они оттягивают рябь на границе, которая сглаживает и подавляет нестабильность до того, как она сможет развиться. Когда же они пересекают поток, они никак не препятствуют его развитию.

В областях с сильным магнитным полем, наблюдаемых DKIST, поле направлено почти вертикально вверх от поверхности, в то время как скользящие мимо него гранулированные потоки движутся вбок. Нити натянуты неправильно, чтобы удерживать границу вместе, поэтому завитки растут без каких-либо ограничений.

Двойная проверка

Поскольку Куридзе, Вёгер и их коллеги увидели нечто, чего никто раньше не видел, они убедились, что это наблюдение не является просто артефактом обработки изображений. «Всё выглядело так, будто это явление Кельвина-Гельмгольца, но, конечно, этого недостаточно, — сказал Куридзе. — Необходимо теоретическое доказательство, чтобы убедиться, что это действительно явление Кельвина-Гельмгольца».

Для получения этого теоретического доказательства исследователи провели компьютерное моделирование участка фотосферы размером примерно 6 мегаметров с каждой стороны с шагом сетки 3,2 километра, на который была нанесена карта магнитного поля фактически наблюдаемой области. Затем они синтезировали изображения, которые телескоп DKIST должен был бы зарегистрировать при наблюдении за этим смоделированным участком.

Команда вычислила 500 спектральных точек в наблюдаемом диапазоне длин волн, применив профиль пропускания реального интерференционного фильтра и размыв результат, чтобы он соответствовал разрешению реального телескопа. Синтетические изображения точно воспроизвели внешний вид и динамику вихрей, включая скорость роста, распределение и скорость распространения, что позволило команде сделать вывод о том, что их наблюдения, скорее всего, реальны.

И, соответственно, последствия.

Неожиданное волнение

Сильное магнитное поле обычно удерживает плазму в неподвижном состоянии. По сути, солнечное пятно — это участок, где поле достаточно сильное, чтобы подавить конвекцию, в результате чего поверхность становится темной и холодной.

Обнаружение нестабильности, вызывающей образование вихрей вдоль края каждого магнитного элемента, означает обнаружение механизма перемешивания там, где его, как ожидалось, не должно было существовать. Это значит, что намагниченный и ненамагниченный газ могут смешиваться друг с другом; холодное вещество с краев конвекционных ячеек может просачиваться в магнитные области, изменяя способ распространения тепла непосредственно под видимой поверхностью. Наши существующие модели солнечной конвекции этого не учитывают.

Затем есть корона, внешняя атмосфера Солнца, нагретая до миллионов градусов. Она нагревается частично за счет переплетения силовых линий в точках их крепления, пока они не образуют клубки, которые в конечном итоге разрываются и высвобождают энергию. Проблема в том, что мы никогда не наблюдали механизм, ответственный за это переплетение. «Эти вращательные движения наблюдаются повсюду на поверхности магнитного элемента, и это вращательное движение — не что иное, как переплетение магнитных полей», — говорит Куридзе.

Однако пока все это основано на трехминутном окне наблюдения — скорее на моментальном снимке, чем на обзоре, — и на довольно ограниченных результатах моделирования.

Несовершенные изображения

«Мы просто не знаем, насколько мелкими становятся эти узоры Кельвина-Гельмгольца на Солнце», — сказал Куридзе. То, что мы можем различить, очень близко к пределу разрешения, поэтому возможно, что мы упускаем из виду те, которые находятся ниже этого предела. Один из способов обойти это — позволить моделированию работать с большей точностью, чем позволяет телескоп. Команда пыталась это сделать, но пока безуспешно.

«Когда вы делаете это с более высоким разрешением в моделировании, необходимо задействовать дополнительные физические процессы, и мы точно не знаем, как всё работает в вычислительных симуляциях, когда нужно достигать такого разрешения», — сказал он. «Это совершенно новая область, и нам нужно провести дополнительные исследования».

Ещё одно ограничение связано с типом данных, полученных командой от телескопа DKIST, которые в основном представляли собой визуальные изображения высокого разрешения. Они служили неплохим аналогом местоположения и силы магнитных полей, но всё же лишь приблизительным представлением. Всё, что команда знает о фактической скорости движения плазмы, получено из моделирования, а не из данных телескопа, и магнитное поле, управляющее всем этим процессом, никогда не измерялось напрямую в таком масштабе.

Команда считает, что большинство сохраняющихся неопределенностей можно разрешить, расширив период наблюдений за пределы нынешнего трехминутного окна. «Если вы хотите количественно оценить, как магнитное поле эволюционирует во времени, какое рассеяние происходит, сколько энергии высвобождается, какой энергетический баланс имеется для извержений и вспышек — вам нужны гораздо более длительные наблюдения и магнитные карты», — сказал Куридзе. «Это следующая задача и следующий этап».

Природа, 2026. DOI: 10.1038/s41586-026-10871-3.

Источник: arstechnica.com