Słońce w skali jakiej nie znaliśmy!

_{Czas czytania: 10 minut}

Na początku sierpnia świat obiegła fotografia wykonana za pomocą najpotężniejszego teleskopu słonecznego na Ziemi: Teleskopu Słonecznego im. Daniela K. Inouye’a (DKIST) znajdującego się w pobliżu szczytu Haleakalā na Maui (wyspa na Hawajach). Jej źródłem była publikacja naukowa, która ukazała się w magazynie „Nature” – https://www.nature.com/articles/s41586-026-10871-3 Kuridze, D., Wöger, F., van Noort, M. et al. Ubiquitous Kelvin–Helmholtz instabilities driving plasma mixing on the Sun. Nature 656, 595–601 (2026). https://doi.org/10.1038/s41586-026-10871-3 – otwarty dostęp.

Obserwacje połączono z zaawansowanymi symulacjami komputerowymi. Pozwoliło to odkryć nowe struktury na Słońcu w skalach dotychczas niedostępnych.
Same obserwacje przeprowadzono 14.04.2025r., a ich przedmiotem był obszar w pobliżu regionu aktywnego na Słońcu: 14060 (lub samo 4060). Obserwacje przeprowadzono w świetle o długości fali około 416 nm (jest to długość fali w fiolecie, w paśmie nazywanym w heliofizyce kontinuum niebieskim). Wybór krótszej fali (w porównaniu z np. czerwienią – chociaż takie obserwacje też prowadzono) nie jest przypadkowy, każde skrócenie fali proporcjonalnie poprawia również rozdzielczość. A dla tej obserwacji rozdzielczość była kluczowa – zaobserwowano struktury mające zaledwie około 20 kilometrów! Tak wysoka rozdzielczość zaobserwowanych formacji przyniosła przełomowe badania w fizyce Słońca i otwiera nowe obszary badań.

Nowe struktury

Słońce nie posiada powierzchni w ziemskim rozumieniu. Już od XIX w. znany jest „ziarnisty” charakter fotosfery. Standardowa granula słonecznej fotosfery ma od ok. 500 do 2000 km średnicy. Granule są efektem konwekcji fotosferycznej, wynikającej z silnego ochładzania fotosfery (w porównaniu do głębszych warstw Słońca). Najgorętsza plazma występuje w centrum granuli po czym „rozchodzi się” poziomo ku jej krańcom. I to właśnie na obrzeżach słonecznych granul powstają nowo odkryte struktury widoczne na zdjęciu. Obserwacje i badania są dowodem na występowanie w fotosferze Słońca niestabilności Kelvina-Helmholtza (KHI). Od dawna obserwuje się ją m.in. w ziemskich chmurach, oceanach, atmosferach Saturna i Jowisza. Wcześniej udało się ją zaobserwować w koronie słonecznej. Teraz wiadomo, że zjawisko zachodzi również w samej fotosferze w niewielkiej skali – jak na standardy słoneczne – https://www.mpg.de/26900660/tiny-vortices-discovered-on-the-sun-s-surface.

W standardowych warunkach w dużym uproszczeniu niestabilności powstają, gdy dwie warstwy cieczy przesuwają się względem siebie z różnymi prędkościami. Oczywiście wpływ mają również ewentualne różnice w gęstości obu cieczy oraz ich lepkość. W przypadku plazmy słonecznej do głosu dochodzi inny ważny czynnik, którego nie można pominąć: to pole magnetyczne. Nie jest to „zwykła” hydrodynamika, a zaawansowana magnetohydrodynamika (MHD). Jest to duży, dość świeży dział fizyki wyodrębniony z mechaniki płynów, silnie rozwijający się m.in. dzięki badaniom Słońca.
W publikacji przeanalizowano 47 wirów KHI.
Średnia odległość między wirami wynosiła ( w obserwacjach) 65 km, dla symulacji ok. 49 km, przy rozpiętości zmierzonych wartości od 25 do 170 km. Najmniejsze pojedyncze wiry sięgały granicy rozdzielczości teleskopu, czyli około 19 km. Przepływająca plazma reaguje z lokalnym polem magnetycznym. To bardzo ważne dla omawianych obserwacji, ponieważ badany był tu obszar aktywny. Występowały w nim plamy słoneczne a lokalne pole magnetyczne znacznie odstawało od średniej słonecznej. Plamy słoneczne posiadają własne, lokalne kompleksy magnetyczne – często o bardzo złożonej i skomplikowanej strukturze. Region aktywny 4060 w dniach obserwacji klasyfikowano magnetycznie jako β-γ (beta-gamma). Oznacza to, że region był bipolarny, ale z bardzo skomplikowanym rozmieszczeniem – prosty podział na bieguny dodatnie i ujemne nie jest w takim polu możliwy. To ważne, ponieważ był to magnetycznie bardzo złożony region, niereprezentatywny dla reszty fotosfery. Obszar o silnym polu, a nie spokojna „standardowa” fotosfera.

^{https://www.spaceweatherlive.com/pl/archiwum/2025/04/14/dayobs.html – link do ówczesnej aktywności słonecznej (obszar 4060). Widzimy schematyczne położenie aktywnego obszaru na mapie Słońca, jego klasę magnetyczną oraz magnetogram – mapę składowej pola magnetycznego wzdłuż linii widzenia.}

Niemal pionowe linie pola magnetycznego w tym obszarze i poziomy przepływ plazmy sprzyjały powstaniu KHI. Kolokwialnie można powiedzieć, że mamy tu strugi plazmy, „rzeki plazmy” na granicach granul i koncentracji pola magnetycznego w aktywnym regionie. To silne lokalne pole magnetyczne sprzyja powstawaniu takich struktur, a nie tylko sama konwekcja granul.  Fotosfera Słońca to więc nie tylko konwekcja i granule, ale również wiry, prądy (niczym prądy morskie) i lokalne strumienie. W przeciwieństwie do Ziemi struktury te nie są stabilne. Fotosfera nieustannie fluktuuje, ale dzięki takim obserwacjom mamy wgląd w te fluktuacje. Możemy również lepiej rozumieć procesy zachodzące na Słońcu.

Wzajemne oddziaływanie

Pole magnetyczne w dużej mierze kreuje zjawiska zachodzące w fotosferze, działa to też jednak w drugą stronę. Kiedy materia się przemieszcza, przesuwa, wygina i skręca również struktury magnetyczne. KHI jest idealnym czynnikiem wpływającym na pole magnetyczne Słońca w małych skalach słonecznych. Jest to brakujący element układanki. Lokalne pola magnetyczne na Słońcu ulegają dość silnym deformacjom i dotychczas brakowało czynnika, który mógłby to wyjaśnić. Dodatkowo mamy czynnik, który może prowadzić do przenoszenia energii od małych skal do tych naprawdę ogromnych… Co prowadzi nas do jednego z największych wciąż nierozwiązanych zagadnień związanych ze Słońcem: nadmiernego ogrzewania korony słonecznej.

Średnia temp. fotosfery Słońca to ok. 5772 K (5499°C) – tzw. temperatura efektywna, ale lokalnie może mocno się różnić – zwłaszcza przy różnicach głębokości. Tymczasem korona słoneczna osiąga wartości powyżej miliona K. Warto jednak zwrócić uwagę na gęstości.
Przyjmując gęstość powietrza na poziomie morza jako 1, to średnia gęstość fotosfery słonecznej jest ok. 6000 razy mniejsza (~6 × 10³), chociaż trzeba pamiętać, że to też nie jest wartość stała. Są to wartości zbliżone do gęstości ziemskiej atmosfery na poziomie mezosfery, na wysokości 60–65 km. Gęstość ziemskiej termosfery na wysokości, na której orbituje ISS – jest ok. ~10¹² razy mniejsza niż powietrze na poziomie morza! Średnia gęstość korony słonecznej u podstawy jest bardzo bliska tej wartości, ale znacznie spada wraz z oddalaniem się od Słońca. To co widzimy, nie jest zatem ciekłym „morzem” plazmy w intuicyjnym rozumieniu. To bardzo rozrzedzona plazma bliska próżni, warto to mieć na uwadze. Bardzo duże rozrzedzenie sprawia, że np. sonda Parker Solar Probe jest w ogóle w stanie przelecieć przez zewnętrzną koronę słoneczną – gdzie wartości gęstości są jeszcze niższe.

Mimo, że fotosfera, a tym bardziej korona słoneczna to warunki bliskie próżni, nie zmienia to faktu, że istnieje mechanizm radykalnie podgrzewający mocno rozrzedzoną zewnętrzną atmosferę słoneczną. Niestabilności Kelvina-Helmholtza mogą wzbudzać fale magnetohydrodynamiczne (MHD), które przenoszą energię do wyższych warstw słonecznej atmosfery: chromosfery, a następnie korony.

To istotny element układanki, ale nie wyczerpuje tematu całkowicie. Nie wiemy jaka ilość energii jest w ten sposób przekazywana, jaka jej część dociera do chromosfery i korony oraz jaka część zostaje tam rzeczywiście rozproszona jako ciepło.
Istnieją też inne struktury. Mapy fotosferyczne pokazują ciemne prążki towarzyszące wirom KHI. Są one związane ze zmianami pola magnetycznego fotosfery, które powodują zmiany gęstości i nieprzezroczystości. Pochodzenie zmian pola magnetycznego według autorów pracy powiązane jest właśnie z niestabilnością Kelvina–Helmholtza.
To tylko jeden z odkrytych mechanizmów. KHI nie jest jedynym mechanizmem ogrzewania korony. Nie znamy np. bilansu energetycznego. Nie można zapominać o procesach, które zachodzą w samej koronie słonecznej.

Autorzy publikacji zwracają uwagę, że zmiany w topologii (ukształtowaniu) pola magnetycznego fotosfery – i samej fotosfery powinny wpływać na strukturę całej atmosfery słonecznej od protuberancji i pętli koronalnych, aż do koronalnych wyrzutów masy.

Narodziny nowej dyscypliny naukowej?

Badania Słońca i rozwój tych badań przyczyniły się już do rozwoju kilku dziedzin nauki jak wspomniana już magnetohydrodynamika. Inne to np. heliosejsmologia czy również rozwijana jej odnoga magnetoheliosejsmologia. Uzyskując dostęp do tak szczegółowych obrazów Słońca możliwe, że powstanie nowa subdziedzina: „heliogeografia – tymczasowe określenie 😅”.
Do teraz o strukturach Słońca mówiło się przede wszystkim w dużych skalach. Jak już jednak wcześniej wspomniałem przepływy plazmy na Słońcu wpływają na lokalne pole magnetyczne. Nie da się więc zrozumieć w pełni procesów zachodzących na Słońcu badając tylko wielkoskalowe struktury i pole magnetyczne.
Oczywiście globalnie mają one olbrzymie znaczenie, ale składają się na nie czynniki występujące w mniejszych skalach. Nie da się też pominąć ważnego wpływu szerokości „heliogeograficznych” na występowanie zjawisk. Nie od dziś wiadomo, że plamy słoneczne podczas zmian cyklu słonecznego początkowo pojawiają się (co do zasady) na szerokościach ok. 30–35°. W miarę postępowania cyklu zaczynają przesuwać się ku równikowi… i zazwyczaj proces pojawiania zatrzymuje się w okolicach szerokości 5–8° (zarówno na północnej jak i południowej półkuli). Co ciekawe na równiku słonecznym pojawiają się rzadko. To samo dotyczy wyższych szerokości. Powyżej 40° są bardzo rzadkie. Ten charakterystyczny wzór (tzw. diagram Maundera – lub motyla, od jego kształtu) został zaobserwowany już na początku XX w. Ma to związek z nierównomiernym obrotem Słońca wokół własnej osi. Nie obraca się ono jak bryła sztywna, równik obraca się znacznie szybciej niż „umiarkowane” szerokości, nie mówiąc już o obszarach biegunowych. Niezwykle ważne (jeśli nie ważniejsze) są różnice w prędkościach w warstwie Słońca zwanej tachokliną. Tachoklina to bardzo specyficzna warstwa Słońca oddzielająca strefę konwektywną (w Słońcu znajdującą się bezpośrednio pod fotosferą) od strefy promienistej, która obraca się już jak ciało sztywne. Tachoklina jest więc warstwą bardzo silnego ścinania. Tachoklina jest wskazywana jako główne źródło słonecznego dynama, ale jak to zwykle bywa istnieje spór 🙃i ważnym źródłem pola magnetycznego może być też strefa bezpośrednio pod fotosferą. Żeby być technicznie poprawnym mowa tu o polu toroidalnym (czyli równoleżnikowym).
Istnieje również inny mechanizm, czyli cyrkulacja południkowa, gdzie plazma płynie od równika ku biegunom, by następnie w głębszych warstwach w strefie konwektywnej wrócić ku równikowi. Jest to przepływ w gigantycznej komórce ciągnącej się od równika, aż do biegunów. Co ciekawe czas tego obiegu jest bardzo zbliżony do trwania słonecznego cyklu aktywności. Obieg ten ma ogromne znaczenie dla zachodzącego co 11 lat przebiegunowania Słońca (pełny cykl magnetyczny na Słońcu trwa 22 lata).

Cykl magnetyczny 11 lat jest dość krótki. Da się to wyjaśnić, gdy strumień magnetyczny na Słońcu może być efektywnie rozpraszany, transportowany przez atmosferę słoneczną. Odkrycie niestabilności Kelvina–Helmholtza w małych skalach może być dobrym wyjaśnieniem tego zjawiska (tym bardziej jeśli występuje globalnie na Słońcu, ale na chwilę obecną nie można tego stwierdzić w 100%). Wyjaśnienie dość szybkiego cyklu słonecznego jest drugim dużym zagadnieniem, które może (przynajmniej częściowo) być powiązane z omawianymi tu obserwacjami – https://nso.edu/press-release/nsf-inouye-solar-telescope-enables-major-discovery-of-a-hidden-solar-process/.

Widzimy więc, że procesy zachodzące na Słońcu (zwłaszcza ruchy plazmy) mają wpływ na jego aktywność magnetyczną – ale do tej pory znaliśmy je od strony wielkoskalowej.
Teraz możemy zyskać możliwość badania ich w mniejszych skalach i lepiej wiązać je z położeniem na mapie Słońca. Geografia Ziemi opisuje góry, doliny, rzeki, wybrzeża i prądy oceaniczne. Oczywiście Słońce nie ma powierzchni i stałych struktur, ale widzimy, że występują granice magnetyczne, kanały przepływu plazmy, wiry, strumienie opadającej materii, koncentracje pola magnetycznego i ich stale zmieniające się „linie brzegowe”. Teraz możemy je nie tylko zobrazować, ale powiązać z szerokościami i długościami na mapie co pozwoli nam lepiej zrozumieć zachodzące procesy i powiązania, być może, dotychczas nam umykające. Magnetyczne linie brzegowe granul dotychczas wyglądające na gładkie, przy 19 km rozdzielczości niemal całkowicie rozpadają się na prążki, wiry i strumienie. To rewolucyjne spojrzenie na słoneczne struktury. Ze względu na nietrwałość tych struktur będą to badania przypominające połączenie geografii i meteorologii. Będzie to przypominać mapy pogodowe, które stale się zmieniają – ale z dającymi się odnotować wzorcami.

Podsumowanie

Słońce skrywa przed nami jeszcze wiele sekretów. Cały czas odnotowujemy nowe formacje w fotosferze i jego atmosferze (a nawet głębiej). Odkrycie małoskalowych (jak na słoneczne standardy) niestabilności Kelvina-Helmholtza – powiązanych nie tylko z różnicami gęstości, prędkości, lepkości ale również polami magnetycznymi jest dopiero małym pierwszym krokiem do zrozumienia mechanizmów słonecznych w tych skalach. Otwierają się przed nami możliwości mapowania Słońca z precyzją jakiej jeszcze nigdy nie mieliśmy. W połączeniu z nowoczesnymi możliwościami analizy danych (sztuczna inteligencja, zaawansowane modele symulacyjne itp.) będziemy mieć obraz Słońca z niebywałą szczegółowością. Poznanie tych mechanizmów jest samo w sobie fascynujące, ale być może przyczyni się również do lepszego modelowania i przewidywania aktywności słonecznej. Przy rosnącym uzależnieniu ludzkiej cywilizacji od elektroniki – w tym również satelitów, które są najbardziej narażone na aktywność słoneczną, staje się to dosłownie „palącym” problemem 😶‍🌫️. Nasze zrozumienie Słońca już jest na dość wysokim poziomie (uważam, że większym niż np. Jowisza czy Saturna, nie wspominając o Uranie i Neptunie, o których nasza wiedza jest zaskakująco żenująco niska).
Wiele już wiemy, ale myślę, że badania Słońca jeszcze nie raz nas zaskoczą ☀️