ここに物理の手品があります。異なる速度で2つの流体を滑らせると、それらの境界は座屈し、カールし、きれいな小さな渦に巻き上がります。これはケルビン・ヘルムホルツ不安定性と呼ばれ、1860年代後半に説明された現象で、風が水面を波立たせ、雲が波状の列にせん断される理由です。何十年もの間、科学者たちは太陽のプラズマも同じことをするのではないかと疑っていましたが、誰も証明できませんでした。今、国立太陽天文台のデビッド・クリゼとフリードリッヒ・ヴェガーが率いるチームは、それを確認しただけでなく、これらの渦が太陽表面の至る所にあると言います。そして、それは太陽の大気を通る熱、質量、磁気エネルギーの移動についての私たちの考え方を変えるかもしれません。

これらのプラズマ渦がこれほど長い間隠されていた理由は、恥ずかしいほど単純です。それは小さいのです。口径2メートル未満の望遠鏡では解像できない大きさです。太陽物理学の歴史のほとんどにおいて、それは地球上のすべての望遠鏡を除外しました。そこに登場したのがダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡です。ハワイにある口径4メートルの巨大な望遠鏡で、地球上で最大の太陽望遠鏡であり、2021年11月に運用を開始しました。

2025年4月14日、クリゼのチームはそれを太陽円盤の中心近くの活動領域に向け、国立太陽天文台とマックス・プランク太陽系研究所が建設した診断カメラで416ナノメートルの画像を記録しました。彼らの目標は控えめでした。「回折限界性能を達成すること」とクリゼは言いました。彼らは渦を探していたのではなく、望遠鏡の解像度を押し上げたかっただけでした。波長が短いほど詳細が細かくなるため、彼らは416ナノメートルを選びました。「可視スペクトルの短い方に向かって」と。

彼らが得たものは、クールなテストドライブを超えたボーナスでした。カメラは毎秒740フレームを100マイクロ秒の露光で撮影しました。2000フレームがマルチフレームブラインドデコンボリューションを使用して大気のぼやけを除去し、毎秒2フレームの解像度約19キロメートルの映画を生成しました。これはその波長での4メートル鏡の理論限界です。

「副産物として、私たちはこれまで見たことのないものを見ることを可能にする素晴らしい観測を得ました」とクリゼは言いました。416ナノメートルでは、太陽表面は内部から熱を運ぶ対流セルである粒状斑と、強い磁場の束が織り交ざって見えます。低解像度の画像では、これらの磁気領域と周囲の粒状斑の間の境界は滑らかでぼやけて見えます。DKISTデータでは、それらは渦のような構造と細かい暗い縞の混乱です。

チームは47の渦を伴う界面を特定し、隣接するカールは60〜100キロメートル離れていました。個々の渦の直径は25〜170キロメートルで、最小のものは19キロメートルの解像限界にありました。つまり、どれだけ小さくなるかはわかりません。それらは1分未満で2倍に成長し、界面に沿って毎秒0.67〜3キロメートルで伝播しました。

もしあなたがこれらの境界の上に浮かんでいたら、視界はタイミングに依存します、とクリゼは言います。最初に線形位相が来ます。「よりリラックスして、非常によく組織化され、規則的で美しい」、波打つ雲のような構造があります。次に非線形位相が来ます。「非常に混沌とした乱流」です。

なぜこれらの界面でカールが形成されるのでしょうか？それはすべて磁場の方向に関係しています。磁力線はプラズマを通る弾性糸のように作用し、曲げに抵抗します。それらが流れに沿っているとき、不安定性を抑制します。それらが流れを横切るとき、何もしません。DKISTが観測した強い磁気領域では、磁場は真上を指し、粒状流は横に動きます。糸は間違った方向に張られているため、渦は妨げられずに成長します。

しかし、誰も見たことがないものを見るだけでは十分ではありません。「すべてがケルビン・ヘルムホルツのように見えましたが、もちろんこれだけでは十分ではありません」とクリゼは言いました。そこで彼らは、約6メガメートル四方の光球パッチのコンピューターシミュレーションを実行し、3.2キロメートルのグリッド間隔で、実際のデータをシードとして使用しました。