Вот физический фокус: если сдвинуть две жидкости друг относительно друга с разными скоростями, граница между ними изогнётся, закрутится и свернётся в аккуратные маленькие вихри. Это называется неустойчивостью Кельвина-Гельмгольца — явление, объяснённое ещё в конце 1860-х годов, и именно поэтому ветер рябит воду, а облака сдвигаются в волнистые полосы. Десятилетиями учёные подозревали, что плазма Солнца ведёт себя так же, но никто не мог это доказать. Теперь команда под руководством Дэвида Куридзе и Фридриха Вёгера из Национальной солнечной обсерватории не только подтвердила это — они утверждают, что эти вихри повсюду на солнечной поверхности. И это может изменить наши представления о том, как тепло, масса и магнитная энергия перемещаются через атмосферу Солнца.

Причина, по которой эти плазменные вихри так долго оставались скрытыми, до смешного проста: они крошечные. Меньше, чем может разрешить любой телескоп с зеркалом менее 2 метров. На протяжении большей части истории солнечной физики это исключало все телескопы на Земле. Встречайте Солнечный телескоп Дэниела К. Иноуэ — 4-метрового гиганта на Гавайях и крупнейший солнечный телескоп на планете, который начал работу в ноябре 2021 года.

14 апреля 2025 года команда Куридзе направила его на активную область вблизи центра солнечного диска, записывая изображения на длине волны 416 нанометров с помощью диагностической камеры, созданной Национальной солнечной обсерваторией и Институтом исследования Солнечной системы Макса Планка. Их цель была скромной: «достичь дифракционно-ограниченных характеристик», — сказал Куридзе. Они не охотились за вихрями — они просто хотели проверить разрешение телескопа. Чем короче длина волны, тем мельче детали, поэтому они выбрали 416 нанометров, «ближе к меньшей части видимого спектра».

Что они получили, было бонусом, выходящим за рамки крутого тест-драйва. Камера делала 740 кадров в секунду с выдержкой 100 микросекунд. Две тысячи кадров были объединены с помощью многокадровой слепой деконволюции для устранения атмосферного размытия, в результате чего получился фильм с кадром каждые две секунды и разрешением около 19 километров — теоретический предел для 4-метрового зеркала на этой длине волны.

«Как побочный продукт мы получили эти удивительные наблюдения, которые позволили нам увидеть то, что никогда не видели раньше», — сказал Куридзе. На длине волны 416 нанометров солнечная поверхность показывает гранулы — конвективные ячейки, переносящие тепло из недр, — переплетённые с интенсивными пучками магнитного поля. На изображениях с более низким разрешением границы между этими магнитными областями и окружающей грануляцией выглядят гладкими и размытыми. В данных DKIST они представляют собой мешанину вихревых структур и тонких тёмных полос.

Команда идентифицировала 47 границ с вихрями, с соседними завитками на расстоянии от 60 до 100 километров друг от друга. Отдельные вихри имели диаметр от 25 до 170 километров, а самые маленькие были прямо на пределе разрешения в 19 километров — так что мы не знаем, насколько малыми они могут быть. Они могли удваиваться в размере менее чем за минуту и распространялись вдоль границ со скоростью от 0,67 до 3 километров в секунду.

Если бы вы зависли над одной из этих границ, говорит Куридзе, вид зависит от времени. Сначала наступает линейная фаза: «более расслабленная, очень хорошо организованная, регулярная и красивая», с волнистыми, облакоподобными структурами. Затем наступает нелинейная фаза: «очень хаотичная турбулентность».

Почему завитки образуются на этих границах? Всё дело в направлении магнитного поля. Силовые линии магнитного поля действуют как упругие нити, проходящие через плазму и сопротивляющиеся изгибу. Когда они лежат вдоль потока, они подавляют неустойчивость. Когда они идут поперёк, они ничего не делают. В сильных магнитных областях, наблюдаемых DKIST, поле направлено вертикально вверх, в то время как гранулярные потоки движутся вбок — нити натянуты неправильно, поэтому вихри растут беспрепятственно.

Но увидеть то, чего никто раньше не видел, недостаточно. «Всё выглядело так, как будто это должно быть Кельвина-Гельмгольца, но, конечно, этого недостаточно», — сказал Куридзе. Поэтому они провели компьютерное моделирование участка фотосферы размером около 6 мегаметров на сторону с шагом сетки 3,2 километра, с начальными условиями, взятыми из реальных наблюдений.