اولین مشاهده ناپایداری کلوین-هلمهولتز بر سطح خورشید، مدل‌های دینامیک خورشیدی را بازنویسی می‌کند

هر ۱۱ سال، خورشید میدان مغناطیسی خود را به طور کامل وارونه می‌کند؛ یک چرخه خشن و آشفته که فراوانی شراره‌های خورشیدی، پرتاب‌های جرم تاجی و طوفان‌های ژئومغناطیسی را تعیین می‌کند. این طوفان‌ها قادرند شبکه‌های برق زمین را از کار بیندازند و شبکه‌های ماهواره‌ای را مختل کنند. برای پیش‌بینی دقیق این فوران‌ها و حفاظت از زیرساخت‌های جهانی، فیزیکدانان باید دقیقاً درک کنند که چگونه انرژی مغناطیسی خورشید در طول زمان انباشته و پراکنده می‌شود. با این حال، برای دهه‌ها، مدل‌های ریاضی حاکم بر دینامیک ستارگان ناکافی بوده‌اند: مشاهدات نشان می‌دهد که خورشید شار مغناطیسی خود را بسیار سریع‌تر از آنچه نظریه‌های استاندارد فیزیک پلاسما می‌توانند توضیح دهند، از دست می‌دهد. چیزی پنهان در سطح، این فرآیند را تسریع می‌کرده و به عنوان یک کاتالیزور نامرئی برای انتشار مغناطیسی عمل می‌کرده است.[2][4]

اکنون، تصاویری با بالاترین وضوح که تاکنون از سطح مرئی خورشید گرفته شده، آن مکانیسم گم‌شده را آشکار کرده است. یک تیم بین‌المللی از ستاره‌شناسان با استفاده از تلسکوپ خورشیدی ۴ متری دانیل کی. اینوی که در نزدیکی قله آتشفشان هالئاکالا در هاوایی قرار دارد، ساختارهای کوچک و گرداب‌مانندی را مستقیماً مشاهده کرده‌اند که در مرزهای پلاسمای به شدت مغناطیسی در حال چرخش هستند. این گرداب‌های میکروسکوپی که تنها ۲۰ کیلومتر عرض دارند – مقیاسی فوق‌العاده کوچک برای ستاره‌ای به عرض ۱.۴ میلیون کیلومتر – سطح خورشید را نقطه‌گذاری کرده‌اند. وضوح بی‌سابقه، که در حد مطلق پراش تلسکوپ عمل می‌کند، به محققان اجازه داد تا چرخش‌های پویا را در همه جا در لبه‌های مناطق مغناطیسی ببینند و دیدگاه ما را نسبت به فوتوسفر خورشیدی به طور اساسی تغییر دهند.[3][5]

این ساختارهای چرخشی، امضای بصری غیرقابل انکار ناپایداری کلوین-هلمهولتز (KHI) هستند. در قلمرو دینامیک سیالات، KHI پدیده‌ای شناخته شده است که زمانی رخ می‌دهد که دو لایه مجاور سیال با سرعت‌های متفاوت از کنار یکدیگر عبور کنند. اختلاف سرعت، یک نیروی برشی قوی در مرز ایجاد می‌کند که باعث می‌شود اغتشاشات اولیه کوچک، به شکل گرداب‌های مارپیچی و موج‌مانند درآیند و بالا بروند. این دقیقاً همان مکانیسم فیزیکی است که امواج شکننده را بر سطح اقیانوس یا تشکیلات ابری موج‌مانندی را که گاهی در جو زمین و سیارات گازی مشتری و زحل دیده می‌شوند، ایجاد می‌کند. مشاهده این پدیده بر روی خورشید ثابت می‌کند که پلاسما، با وجود پیچیدگی مغناطیسی شدیدش، اساساً مانند یک سیال رفتار می‌کند.[4][6]

این یافته‌ها که این هفته در مجله نیچر (Nature) منتشر شد، اولین شواهد مشاهده‌ای مستقیم از KHI را در فوتوسفر خورشیدی ارائه می‌دهد. پیش از این، تلسکوپ‌ها فاقد قدرت تفکیک کافی برای دیدن هر چیزی کوچک‌تر از حدود ۳۰ کیلومتر بر روی خورشید بودند و این ساختارها کاملاً نامرئی باقی می‌ماندند. با به کارگیری تلسکوپ اینوی برای ثبت تصاویر در طول موج ۴۱۶ نانومتر، تیم تحقیقاتی توانستند خطوط بسیار ظریف و مرزهای مغناطیسی تغییر شکل یافته را در جایی که پلاسمای سریع از کنار سیال کندتر می‌لغزد، ثبت کنند. داده‌ها به وضوح نشان می‌دهند که این ناپایداری‌ها به طور فراگیر در مرزهای عناصر مغناطیسی خورشید رخ می‌دهند و به عنوان یک نیروی همزن دائمی در سراسر سطح ستاره عمل می‌کنند.[1][3]

با این حال، در حالی که شواهد بصری امواج سطحی چشمگیر است، داده‌های مشاهده‌ای صرفاً به صفحه دو بعدی فوتوسفر محدود می‌شوند. تلسکوپ نمی‌تواند زیر سطح خیره‌کننده را ببیند. برای درک ماهیت واقعی سه بعدی این گرداب‌ها و آنچه در زیر سطح رخ می‌دهد، محققان مجبور شدند تصاویر با وضوح بالای تلسکوپ را با شبیه‌سازی‌های پیشرفته کامپیوتری مگنتوهیدرودینامیک (MHD) جفت کنند. این ترکیب مشاهده مستقیم و مدل‌سازی نظری برای تعیین پیامدهای فیزیکی واقعی ساختارهای KHI حیاتی است، زیرا تصاویر سطحی به تنهایی نمی‌توانند ثابت کنند که چه مقدار انرژی به داخل خورشید منتقل می‌شود.[2][7]

شبیه‌سازی‌های کامپیوتری کاملاً با مشاهدات سطحی مطابقت داشتند و خروجی آنها نشان داد که این داده‌ها واقعاً برای دینامیک خورشیدی چه معنایی دارند. مدل‌ها نشان دادند که این گرداب‌های ۲۰ کیلومتری به عنوان کاسه‌های اختلاط بسیار کارآمد و عمیق عمل می‌کنند. آنها پلاسمای مغناطیسی و غیرمغناطیسی را با هم مخلوط می‌کنند و یک پراکندگی تلاطمی ایجاد می‌کنند که حدود ۰.۶۵ × ۱۰^۱۲ سانتی‌متر مربع بر ثانیه تخمین زده می‌شود. این اختلاط سریع و پیوسته به میدان‌های مغناطیسی اجازه می‌دهد تا در جو پایینی خورشید دقیقاً با نرخ شتاب‌یافته مورد نیاز برای توضیح چرخه مغناطیسی سریع ۱۱ ساله خورشید، گسترش یافته و پراکنده شوند و به این ترتیب، ناهماهنگی دیرینه در مدل‌های فیزیک خورشیدی به طور کامل حل می‌شود.[1][7]

فراتر از توضیح چرخه مغناطیسی، این کشف یک راه‌حل متقاعدکننده و مبتنی بر شواهد برای یکی از بزرگترین معماهای اخترفیزیک ارائه می‌دهد: مشکل گرمایش تاج خورشیدی. سطح مرئی خورشید تقریباً ۵,۵۰۰ درجه سانتی‌گراد است، اما جو بیرونی آن، یعنی تاج (کرونا)، در دمای بیش از یک میلیون درجه می‌سوزد. برای دهه‌ها، دانمشمندان در مورد چگونگی انتقال انرژی از سطح سردتر برای فوق‌العاده داغ کردن تاج بحث کرده‌اند. اصطکاک، برش و کشش مغناطیسی تولید شده توسط میلیون‌ها گرداب کلوین-هلمهولتز فراگیر که دائماً در سراسر سطح خورشید در حال چرخش هستند، احتمالاً انرژی مکانیکی دقیقی را فراهم می‌کنند که برای گرم کردن جو بیرونی تا این دماهای شدید مورد نیاز است.[4][8]

در حالی که این مشاهده فیزیک خورشیدی را به طور اساسی از فرضیه نظری به اندازه‌گیری مستقیم تغییر می‌دهد، شواهد هنوز محدودیت‌های واضحی دارند. تصاویر با وضوح بالای کنونی به مناطق مغناطیسی خاص و بسیار فعال در نزدیکی یک لکه خورشیدی که توسط تلسکوپ در طول پنجره مشاهده هدف قرار گرفته بود، محدود می‌شوند. هنوز مشخص نیست که آیا این گرداب‌های کلوین-هلمهولتز به طور یکسان در مناطق «آرام» خورشید رایج هستند یا فقط در نزدیکی مناطق فعالیت مغناطیسی شدید متمرکز می‌شوند. کمپین‌های مشاهده‌ای آینده باید کل دیسک خورشیدی را نقشه‌برداری کنند تا نقش این گرداب‌های میکروسکوپی در بودجه کلی انرژی ستاره ما را به طور کامل کمی‌سازی کنند.[3][5]