Вихрови структури по повърхността на Слънцето може да обяснят защо линиите на магнитното поле на нашата звезда се усукват и преплитат, а след това се свързват отново. Именно тези процеси стоят зад мощните слънчеви бури, които могат да предизвикат полярни сияния и други атмосферни явления на Земята.

Отдавна е известно, че подобно преплитане на магнитните линии е непосредствената причина за слънчевите изригвания и короналните изхвърляния на маса. Далеч по-трудно обаче се оказва да се установи какво всъщност кара магнитните линии да се усукват по този начин.

Слънчевият телескоп „Даниел К. Иноуе“ (Daniel K. Inouye Solar Telescope) – четириметров наземен телескоп на остров Мауи, Хавай, и най-мощният инструмент, създаван специално за наблюдение на Слънцето – се оказва идеален за тази задача. Нещо повече, наблюденията му може да помогнат и за разрешаването на още една от големите загадки около нашата звезда.

Температурата в центъра на Слънцето достига около 15 000 000 °C, докато на видимата му повърхност – границата, отвъд която материята става прекалено плътна, за да можем да надникнем навътре – тя е сравнително ниска: около 5500 °C.

Това е напълно логично, тъй като енергията се произвежда в ядрото, където налягането е достатъчно високо, за да протича ядрен синтез на водород. На пръв поглед би трябвало външната атмосфера на Слънцето, която се намира още по-далеч от ядрото, да бъде по-хладна. В действителност обаче температурата на слънчевата корона достига милиони градуси.

През годините са предлагани различни обяснения за този парадокс, но нито едно досега не е дало напълно убедителен отговор. Затова учените се надяват, че изключителната детайлност на наблюденията с телескопа „Иноуе“ ще разкрие нови следи. И изглежда, че точно това се случва.

Следите на една нестабилност

Слънчевите изригвания са резултат от освобождаването на огромни количества магнитна енергия. Смята се, че това става, когато силно усукани и преплетени линии на магнитното поле внезапно се прекъснат и свържат отново в процес, известен като магнитно пресъединяване.

Какво предизвиква първоначалното им усукване – процес, известен като flux braiding, или преплитане на магнитния поток – все още не е напълно изяснено. Възможен отговор обаче предлага явление, наречено неустойчивост на Келвин–Хелмхолц. То възниква на границата между два слоя флуид, които се движат с различна скорост, и може да поражда характерни вихрови структури.

Лорд Келвин и Херман фон Хелмхолц първоначално описват това явление при движението на течности в езера и океани. Днес знаем, че същият механизъм се проявява и при газове, както и в слънчевия вятър, когато той взаимодейства с магнитосферите на планетите.

Оказва се, че изображенията от телескопа „Иноуе“ разкриват по повърхността на Слънцето структури, които силно напомнят завихрянията, характерни за неустойчивостта на Келвин–Хелмхолц. На вид те приличат на разбиващи се океански вълни или на редици от пясъчни дюни.

Погледът отблизо показва изключителната пространствена резолюция на наблюденията с телескопа „Иноуе“. Снимка: NSF/NSO/AURA/MPS

Това, което не се вижда с просто око, е, че тези плазмени вихри са силно намагнетизирани. Фактът, че телескопът „Иноуе“ открива подобни структури навсякъде, където магнитното поле е силно, подсказва, че именно те може да стоят в основата на усукването на магнитните линии.

За да проверят тази хипотеза, учените сравняват изображенията от телескопа с компютърни симулации. Екип, ръководен от д-р Дейвид Куридзе от Националната слънчева обсерватория на САЩ, установява, че тези вихрови структури обикновено се разполагат на разстояние от едва 50 до 65 километра една от друга по краищата на силно намагнетизираните области.

Според авторите в основата на процеса стои бурното движение на слънчевата повърхност. Там се образуват гранули с широчина между 500 и 2000 километра, които взаимодействат с магнитните структури. В резултат различни слоеве плазма започват да се плъзгат един покрай друг и така възниква неустойчивостта.

„Поредиците от изображения във времето разкриват много по-сложна и динамична картина на Слънцето, отколкото сме наблюдавали досега“, пишат учените в публикацията, в която представят резултатите си.

Възможен отговор на загадката с горещата корона

Откритието може да се окаже важно не само за разбирането на слънчевата активност, но и за разрешаването на друга дългогодишна загадка – защо външната атмосфера на Слънцето е толкова по-гореща от видимата му повърхност.

Д-р Томас Римеле от Националната слънчева обсерватория посочва в свое изявление, че „неустойчивостта на Келвин–Хелмхолц вероятно е един от механизмите, които допринасят за нагряването на външната атмосфера, и може да е част от решението на дългогодишната загадка защо звездните корони достигат температури от милиони келвини“.

Известно е, че този тип нестабилност е ефективен механизъм за пренос и разпределение на маса и енергия. Според учените тя може да предизвиква смесване на намагнетизирана и ненамагнетизирана плазма. Това от своя страна би улеснило разпространението на магнитните полета в слънчевата атмосфера и би могло да обясни защо тя достига много по-високи температури от самата повърхност.

„Магнитното поле на Слънцето се създава чрез динамо процеси, които действат като гигантски космически двигатели и превръщат енергията от въртенето на звездата в магнитна енергия“, обяснява Куридзе. „Но тъй като слънчевият магнитен цикъл продължава само 11 години – изключително кратък период в космически мащаб – генерираният магнитен поток трябва да може да се разсейва много ефективно.“

„Сегашните модели трудно могат да обяснят толкова бързото му разсейване. Неустойчивостта на Келвин–Хелмхолц, която открихме в слънчевата фотосфера, може да се окаже ключов източник на липсващия в моделите механизъм за магнитна дифузия“, допълва той.

Д-р Фридрих Вьогер, който също участва в изследването, добавя: „Едва сега започваме да осъзнаваме колко широко може да бъде значението на откриването на неустойчивостта на Келвин–Хелмхолц за разбирането ни на връзката между движението на намагнетизираната плазма и преноса и освобождаването на енергия към горните слоеве на слънчевата атмосфера.“

Изследването е публикувано в научното списание Nature.

Източник: IFLScience; превод и редакция: Владимир Тодоров