Це найвище зображення Сонця з коли-небудь зроблених.
Його зафіксував найбільший у світі сонячний телескоп Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) на Гаваях 14 квітня 2025 року.
Зображення збільшує невелику частину поверхні Сонця у видимому світлі. Повне зображення становить 5800 кілометрів (3604 милі) по горизонталі та 4350 кілометрів (2703 милі) по вертикалі, що охоплює лише 0,0004% поверхні Сонця. Сторона кожного пікселя становить 6 кілометрів (3,7 милі).
Подивіться уважніше на візерунок, схожий на сітку, і подивіться, чи можете ви помітити маленькі кружечки між розтушкованими краями.
Є дві плями з обертовою плазмою.
Крихітні вихори і вихори називають нестабільністю Кельвіна-Гельмгольта, і це перше спостережене підтвердження їх існування на Сонці. Вихрові струми є проявами фізичних процесів, які можуть відігравати вирішальну роль у формуванні та вибухах плазми Сонця.
«Нестабільність Кельвіна-Гельмгольца є одним з основних процесів нестабільності магнітних рідин, рідин і газів», – сказав Давид Курідзе. Курідзе вивчає плазму в атмосфері Сонця в Національній сонячній обсерваторії (NSO) у Боулдері, штат Колорадо, і є старшим науковим співробітником відкриття.
«Ми не збиралися знайти нестабільності Кельвіна-Гельмгольца», — додав дослідник Фрідріх Вогер, який вивчає динаміку потоку сонячної фотосфери в NSO. «Експеримент був спрямований на те, щоб знайти найефективніший спосіб досягти дифракційної межі телескопа. І добре те, що ми не тільки досягли успіху в цьому, але й виявили нестабільність Кельвіна-Гельмгольца».
Коли плазма мимо
Нестабільність Кельвіна-Гельмгольца (KHI) виникає на краю двох потоків рідини, що рухаються один повз одного з різними швидкостями. А «рідина» — це дуже широкий термін з точки зору геофізики. Вчені спостерігали ці вири та вири в затоках і океанах, а також у хмарах Землі; небо Марса, Юпітера і Сатурна; і взаємодія сонячного вітру і магнітосфер планет», – пояснив Курідзе.
Довгий час астрономи вважали, що Сонце міститься на поверхні Сонця. Сонячна фотосфера — це рідка плазма, тому вона відповідає тим же правилам, що й будь-яка інша рідина, хоча є додаткова складність магнітного поля Сонця. Крім того, існування KHI може пояснити деякі більш загадкові явища Сонця, такі як текстуровані лінії магнітного поля, вибухи та надгаряча корона.
Курідзе сказав: «Нестабільність Кельвіна-Гельмгольца є дуже ефективним механізмом для скручування та згинання магнітних структур» і генерації магнітної енергії.
«Одне з головних питань полягає в тому, скільки енергії можуть створити ці вихори та передати зовнішній атмосфері Сонця, і чи достатньо її, щоб нагріти її до мільйонів градусів Кельвіна?» — сказав Вогер.
Але донедавна неможливо було реально спостерігати ці нестабільності на поверхні Сонця. Для збору невеликих вихорів у сонячній плазмі потрібні спеціальні прилади, встановлені на сонячних телескопах, а попередні покоління сонячних телескопів були недостатніми, щоб їх побачити. Коли DKIST з’явився в мережі у 2019 році, його 4-метрове (13-футове) дзеркало миттєво змінило ситуацію, дозволивши астрономам бачити поверхню Сонця на різних довжинах хвиль і в меншому масштабі, ніж будь-коли раніше.
«Роздільна здатність DKIST еквівалентна знаходженню чверті 50 кілометрів», — сказав Майкл Матіудакіс, сонячний астрофізик з Королівського університету Белфаста у Великій Британії.
Рух і праця
Курідзе, Вогер та їх команда довели роздільну здатність DKIST до межі, щоб збільшити невелику частину Сонця поблизу сонячної плями всього за кілька хвилин. Цей повільний шум вони побачили.
«Коли ми переглянули ці дані та фільм, ми одразу розпізнали ознаки нестабільності Кельвіна-Гельмгольта», — сказав Вогер.
Після того, як вони виявили ключові ознаки KHI, команда обсерваторії попросила своїх партнерів з моделювання змоделювати рух рідкої плазми Сонця під впливом магнітного впливу, або магнітогідродинаміку, з високою роздільною здатністю. Створення моделювання з рівнем деталізації, необхідним для порівняння зі спостереженнями DKIST, вимагає неймовірної обчислювальної потужності, і, ймовірно, не відбулося б без цих спостережень як мотивації, сказав Вогер.
Це моделювання, засноване на основних принципах фізики та динаміки рідини, підтвердило, що вихори, зафіксовані зображеннями DKIST, ймовірно, були створені KHI. Спостереження DKIST показують, що KHI може розташовуватися по всій поверхні Сонця. Це відкриття в природа в серпні.
«Моделі сонячної атмосфери показали ознаки такої нестабільності, але стаття виявила цей фізичний процес за допомогою спостережень на деяких найменших астрофізичних масштабах», — сказав Матіудакіс, який не брав участі в дослідженні. «Найбільше мене вразило те, що це відкриття було зроблено за допомогою відносно простих налаштувань зображень і не передбачало складних приладів, проблем калібрування чи інверсії даних. Тому воно витримає випробування часом».
Маленькі кола, велика енергія
«Це дуже важливе спостереження, оскільки нестабільність Кельвіна-Гельмгольца у фотосферній циркуляції теоретично передбачалася десятиліттями, але відповідні просторові масштаби були надто малими, щоб їх можна було безпосередньо розв’язати», — сказала Клер Фуллон, фізик із сонця та космосу з Університету Ексетера у Великобританії.
«Що більш дивно, так це те, як DKIST робить його таким широким», — сказав Фуллон. «Замість того, щоб бути випадковим явищем, спостереження показують, що це може бути основною частиною дрібномасштабної динаміки магнітосфери». Фулон не брав участі в новому відкритті.
Коли KHI обертаються навколо та навколо сонячної фотосфери, вони можуть заплутувати магнітні поля та збирати енергію. Вся ця енергія має кудись подітися, і багато вчених-сонців вважають, що вона може допомогти нагріти сонячну корону.
«Вперше ми ефективно бачимо динаміку в масштабах, де магнітні точки корональних ніжок постійно зливаються та змінюють форму», — сказав Фуллон.
Ступінь, до якої KHI сприяє корональному нагріванню, досі невідома, як і те, чи існує KHI навіть у менших фізичних масштабах на Сонці. Ці питання можуть деякий час залишатися відкритими, сказав Курідзе, поки спостерігачі знайдуть способи підштовхнути DKIST до ще менших фізичних масштабів, а симуляції просуваються далі, щоб відповідати.
«Між симуляцією та спостереженням завжди існує тонка напруга», — сказав Вогер. «Коли ми щось бачимо [in observations]тоді ми просуваємо цифрове моделювання. І іноді в числовому моделюванні ви бачите щось, і тоді ми намагаємося побачити, чи воно насправді існує на Сонці».
Ця стаття була спочатку опублікована в EOS Magazine.
