Неуловимые 65 километров: астрофизики объяснили природу солнечных вихрей в фотосфере

На крупнейшем в мире солнечном телескопе "Дэниел Иноуэ" (DKIST) астрономы впервые напрямую зафиксировали крошекие вихревые структуры на границах магнитных полей в фотосфере Солнца. Наблюдения подтвердили давнюю гипотезу о том, что на стыке плазменных потоков с разной скоростью развивается неустойчивость Кельвина — Гельмгольца, порождающая характерные вихри. Результат опубликован в журнале Nature.

Фотосфера — видимая поверхность Солнца — покрыта гранулами: ячейками конвекции, где горячая плазма поднимается, охлаждается и опускается. Между ними скапливаются магнитные потоки. Теоретически на границах этих областей должны возникать сдвиги скоростей, закручивающие плазму в вихри, аналогичные тем, что видны в атмосфере Земли или магнитосферах планет. До DKIST разрешение телескопов было недостаточным, чтобы увидеть структуры размером в десятки километров на фоне солнечного диска.

Исследователи проанализировали 47 таких объектов. Типичное расстояние между соседними вихрями составило около 65 километров, их размеры варьируются от 25 до 170 километров. Вихри формируются за несколько десятков секунд и перемещаются со скоростью до трёх километров в секунду. Сравнение снимок с высокоточными магнитогидродинамическими (МГД) моделями солнечной атмосферы показало практически полное совпадение: модель воспроизвела размеры, скорость возникновения и динамику плазмы.

Расчёты подтвердили механизм: сильные сдвиги скоростей вдоль границ магнитных структур заставляют потоки плазмы скользить друг относительно друга, делая границу неустойчивой. Со временем вихри растут, сливаются и порождают более мелкие вихри, формируя турбулентность. Это перемешивание упрощает перенос массы, энергии, импульса и магнитного потока между областями фотосферы и, по мнению авторов, участвует в нагреве внешних слоев солнечной атмосферы.

Астрофизик Алексей Руднев подчеркивает, что прямое наблюдение вихрей Кельвина — Гельмгольца на Солнце закрывает важный пробел между теорией плазмы и солнечной физикой, но работа пока не измеряет количественный вклад этого механизма в корональный нагрев — для этого нужны статистически большие выборки и совместный анализ с данными корональных инструментов.

Открытие уточняет картину мелкомасштабной динамики фотосферы и даёт наблюдательную опору для моделей турбулентного переноса в солнечной плазме. Главное ограничение — пока изучены отдельные фрагменты активных регионов, а глобальная роль вихрей в энергетическом балансе Солнца требует дальнейшей проверки на более полном наборе данных.