Akışkanların farklı hızlarda birbirine sürtündüğü her yerde, aralarındaki sınır bükülür, kıvrılır ve girdaplar halinde döner. Bu olguya Kelvin-Helmholtz kararsızlığı denir ve altında yatan fizik, 1860'ların sonlarında açıklanmıştır. Bu kararsızlığın, rüzgarın su yüzeyinde dalgalar oluşturmasının ve bulutların sıra halinde kıvrılmasının nedeni olduğunu biliyoruz.
Bilim insanları on yıllardır, aynı olgunun Güneş'in yüzeyindeki plazmada da gerçekleşmesi gerektiğini savunuyorlardı, ancak şimdiye kadar bunu kanıtlayabilen kimse olmamıştı. Şimdi ise, Ulusal Güneş Gözlemevi'nden David Kuridze ve Friedrich Wöger liderliğindeki bir ekip, Kelvin-Helmholtz kararsızlıklarının sadece Güneş'te görünür olmadığını, aynı zamanda her yerde bulunduğunu bildiriyor. Yeni çalışmaları, bu bulgunun Güneş atmosferinde ısı, kütle ve manyetik enerjinin nasıl hareket ettiği konusundaki düşüncelerimizi değiştirebileceğini öne sürüyor.
Teleskobun Tanıtım Sürüşü
Plazma girdaplarının Güneş'te bu kadar uzun süre saklı kalmasının nedeni oldukça basit: Çok küçüktürler. Ölçekleri, 2 metreden küçük aynalara sahip teleskopların çözebileceğinin altındadır. Güneş fiziği tarihinin büyük bir bölümünde, bu durum Dünya'daki tüm teleskopları dışarıda bırakmıştır. Bu durum, ABD Ulusal Bilim Vakfı'nın Hawaii'deki 4 metrelik ve dünyanın en büyük güneş teleskobu olan Daniel K. Inouye Güneş Teleskobu'nu faaliyete geçirmesiyle değişti. Teleskop, operasyonel aşamasına Kasım 2021'de girmişti.
14 Nisan 2025'teki üç dakikalık bir pencerede, Kuridze'nin ekibi teleskobu güneş diskinin merkezine yakın aktif bir bölgeye yönlendirdi ve Ulusal Güneş Gözlemevi ile Max Planck Güneş Sistemi Araştırma Enstitüsü tarafından ortaklaşa inşa edilen bir teşhis kamerası kurulumunu kullanarak 416 nanometre dalga boyunda görüntüler kaydetti. Ancak girdapları aramıyorlardı. Kuridze, "Ana amaç, teleskobun kırınım sınırlı performans elde etmesiydi" diyor.
Her teleskobun, optiklerinin fiziksel olarak sağlayabileceği en ince detayı belirleyen bir kırınım sınırı vardır. Bu iki şey tarafından belirlenir: aynanın boyutu ve gözlemlenen dalga boyu. Ayna ne kadar büyük ve dalga boyu ne kadar kısaysa, o kadar ince detay gözlemleyebiliriz. Inouye teleskobundaki ayna 4 metre sabitlendiğinden, ekip dalga boyuna odaklandı. Kuridze, "416 nanometre, görünür spektrumun daha küçük bir kısmına yakındır. Daha yüksek bir kırınım limiti ve daha yüksek çözünürlük elde etmek istediğimiz için bunu seçtik" diyor.
Ancak elde ettikleri şey, harika bir tanıtım sürüşünden daha fazlasıydı. Kamera, 100 mikrosaniye pozlama süreleriyle saniyede 740 kare okuyordu. Bu karelerden ikibin tanesi, optiklerin işini yaptıktan sonra Dünya atmosferinin neden olduğu bulanıklığı sayısal olarak modelleden ve kaldıran çoklu kare kör dekonvolüsyonu adı verilen bir teknik kullanılarak birleştirildi. Sonuç, her iki saniyede bir yeni bir kare ve yaklaşık 19 kilometrelik bir uzaysal çözünürlükle güneş yüzeyinin bir filmiydi; bu, 4 metrelik bir aynanın o dalga boyunda yapabileceği teorik limitin tam sınırındaydı.
Kuridze, "Bir yan ürün olarak, daha önce hiç görülmemiş bir şeyi görmemizi sağlayan bu harika gözlemleri elde ettik" diyor.
Girdap Yapıları
416 nanometrede, güneş yüzeyine iç kısımdan ısı taşıyan konveksiyon hücreleri olan granüller hakimdir. Bunlar, yoğun manyetik alanların konsantre demetleriyle iç içedir. Düşük çözünürlüklü görüntülerde, bu manyetik alan demetleri ile çevredeki granülasyon arasındaki arayüz pürüzsüz ve hafifçe bulanık görünür.
DKIST verilerinde ise, bunun hiçbir şekilde benzemiyor.
Arayüzler, neredeyse tamamen girdap benzeri yapılar ve ince koyu çizgilerden oluşmaktadır. Ekip, teleskobun görüş alanında bu girdap taşıyan 47 arayüz tanımladı ve bitişik kıvrımlar arasındaki mesafeyi ölçtü. Ortaya çıktığı üzere, genellikle birbirlerinden 60 ila 100 kilometre uzaktalar ve bireysel girdaplar 25 ila 170 kilometre çapında ölçülüyor. Bilim insanlarının görebildiği en küçük girdaplar, 19 kilometrelik çözünürlük sınırında yer alıyordu, bu da boyutlarının ne kadar aşağı indiğini bilmediğimiz anlamına geliyor. Büyüme hızlarını takip ederek, ekibin bir dakikadan kısa sürede boyutlarını iki katına çıkarabildiklerini belirlediler. Girdaplar ayrıca arayüzler boyunca saniyede 0.67 ila 3 kilometre hızla yayıldı.
Kuridze'ye göre, bu sınırlardan birinin üzerinde duran bir gözlemci için görünüm, varış zamanına bağlı olacaktır. Kararsızlık iki aşamadan geçer. "İlk aşama, işlerin daha rahat, çok iyi organize, düzenli ve güzel olduğu doğrusal aşamadır. Onları yakından görürseniz, yuvarlanan bulut benzeri şeyler görürsünüz."
Ancak huzurlu aşama bittiğinde, kaos başlar. Kuridze, "Bir noktada her şey doğrusal olmayan bir rejime dönüşür ve sonra işler karışır. Temel olarak türbülans elde ediyorsunuz - çok kaotik türbülans."
Kıvrımlar neden başka yerlerde değil de arayüzlerde oluşuyor? Bunun nedeni, manyetik alanın yönüdür. Manyetik alan çizgileri, plazma içinden geçen elastik iplikler gibi davranır ve bükülmeye direnir. Bu iplikler akış yönü boyunca uzandığında, bir dalgalı sınırı geri çeker, bu da kararsızlık büyümeden önce onu düzleştirir ve bastırır. Akışa doğru koştuğunda ise, onu durdurmak için hiçbir şey yapmazlar.
DKIST'in gözlemlediği güçlü manyetik bölgelerde, alan yüzeyden neredeyse dümdüz yukarı çıkarken, yanından geçen granüler akışlar yana doğru hareket eder. İplikler, sınırı bir arada tutamayacak şekilde gerilmiştir, bu nedenle kıvrımlar hiçbir sınırlayıcı olmadan büyür.
Çift Kontrol
Kuridze, Wöger ve meslektaşları daha önce kimsenin görmediği bir şeyi gördükleri için, gözlemin sadece görüntü işleme artefaktı olmadığından emin oldular. Kuridze, "Her şey Kelvin-Helmholtz gibi görünüyordu, ancak elbette bu yeterli değil. Gerçekten Kelvin-Helmholtz olduğundan emin olmak için teorik kanıta ihtiyacınız var." dedi.
Bu teorik kanıtı elde etmek için araştırmacılar, gerçek bölgenin manyetik alan haritasıyla tohumlanmış, yaklaşık 6 megametre kenarlı bir fotosenin parçasını 3.2 kilometrelik bir ızgara aralığında modelleyen bilgisayar simülasyonları yaptılar. Ardından, DKIST'in bu simüle edilmiş parçaya bakarken kaydetmesi gereken görüntüleri sentezlediler.
Ekip, gözlemlenen dalga bandı boyunca 500 spektral nokta hesapladı, gerçek girişim filtresinin iletim profilini uyguladı ve gerçek teleskobun çözünürlüğüne uyacak şekilde sonucu bulanıklaştırdı. Sentezlenmiş görüntüler, büyüme hızı, dağılımı ve yayılma hızları da dahil olmak üzere girdapların görünümünü ve dinamiklerini doğru bir şekilde yeniden üretti, bu da ekibin gözlemlerinin büyük olasılıkla gerçek olduğuna karar vermesine yol açtı.
Ve sonuçları da öyledir.
Beklenmedik Kımıldanma
Güçlü bir manyetik alan normalde plazmayı hareketsiz tutar. Özünde, bir güneş lekesi budur: konveksiyonu kesmek için yeterince güçlü bir alana sahip bir yama, yüzeyi karanlık ve serin bırakır.
Her manyetik öğenin kenarında girdapları döndüren bir kararsızlık bulmak, hiçbirinin var olması beklenmeyen bir karıştırma mekanizması bulmak anlamına gelir. Bu, manyetize ve manyetize olmayan gazın birbirine karışabileceği anlamına gelir; konveksiyon hücrelerinin kenarlarından gelen soğuk malzeme manyetik bölgelere sızabilir ve görünür yüzeyin hemen altındaki ısı hareketini değiştirebilir. Mevcut güneş konveksiyon modellerimiz bunu hesaba katmıyor.
Sonra koronaya, Güneş'in milyon derecelik dış atmosferine geliyoruz. Kısmen, alan çizgilerinin çengel noktalarında karıştırılmasıyla, sonunda dolaşarak enerji bırakan düğümlere örülerek ısıtılır. Sorun şu ki, bu karıştırma mekanizmasını hiç gözlemlemedik. Kuridze, "Manyetik öğenin yüzeyinde her yerde bu bükülme hareketleri var ve bu bükülme hareketi, manyetik alanların örülmesinden başka bir şey değil" diyor.
Ancak şimdiye kadar, tüm bunlar üç dakikalık bir gözlem penceresine dayanıyor - bir anlık görüntüden ziyade bir inceleme - ve ayrıca biraz sınırlı olan simülasyonlara.
Kusurlu Görüntüler
Kuridze, "Henüz bilmediğimiz bir şey, bu Kelvin-Helmholtz desenlerinin Güneş'te ne kadar küçülüyor. Çözebildiğimiz şey, çözünürlük sınırına çok yakın, bu yüzden altındakileri kaçırıyor olabiliriz. Bunun etrafından dolaşmanın bir yolu, simülasyonları teleskobun görebildiğinden daha ince çalıştırmaktır. Ekip bunu denedi ama şimdilik pek başarılı olamadı."
Kuridze, "Bu simülasyonlarda daha yüksek çözünürlükte yaptığınızda, bazı ek fiziklerin dahil edilmesi gerekir ve hesaplamalı simülasyonlarda bu çözünürlüklere ulaşmanız gerektiğinde işlerin tam olarak nasıl çalıştığından emin değiliz. Bu tamamen yeni bir alan ve daha fazla araştırma yapmamız gerekiyor."
Başka bir sınırlama, ekibin DKIST'ten aldığı, çoğunlukla yüksek çözünürlüklü görsel görüntüler sağlayan veri türünden kaynaklanmaktadır. Bunlar, manyetik alanların konumu ve gücü için iyi bir vekil görevi gördü, ancak yine de sadece bir vekildi. Ekibin plazmanın aslında ne kadar hızlı hareket ettiği hakkında bildiği her şey, teleskoptan ziyade simülasyonlardan geliyor ve tüm bunları yönlendiren manyetik alan bu ölçekte doğrudan ölçülmedi.
Ekip, kalan belirsizliklerin çoğunun, gözlemleri mevcut üç dakikalık pencerenin ötesine genişleterek çözülebileceğini düşünüyor. Kuridze, "Manyetik alanın zaman içinde nasıl geliştiğini, ne tür bir dağılım olduğunu, ne kadar enerji salındığını, patlamalar ve alevlenmeler için enerji bütçesinin ne kadar olduğunu ölçmek istiyorsanız - çok daha uzun gözlemlere ve manyetik haritalara ihtiyacınız var. Bu bir sonraki zorluk ve bir sonraki kilometre taşı."
