Wirbel mit einer Breite von einigen Dutzend Kilometern wurden direkt in der Photosphäre, der sichtbaren Oberfläche der Sonne, beobachtet. Sie treten am Rand kleiner Konzentrationen des Magnetfelds auf. Ihre Existenz bestätigt einen seit langem vorhergesagten Mechanismus und könnte helfen zu verstehen, wie Energie in die oberen Schichten der Sonnenatmosphäre transportiert wird.
Die Bilder stammen vom Daniel-K.-Inouye-Sonnenteleskop auf Hawaii. Sein 4-Meter-Spiegel ermöglicht es, viel feinere Details zu erkennen als frühere Instrumente. Bei Beobachtungen am 14. April 2025 erreichte das Team eine Auflösung von etwa 19 km auf der Sonnenoberfläche.
Übersicht über die MURaM-Simulation.
a - Vertikale magnetische Flussdichte in der Höhe, in der die mittlere optische Dicke τ 500 nahe der Grenzfläche zwischen magnetischen und nichtmagnetischen Regionen gleich 1 ist.
b - Horizontales Geschwindigkeitsfeld in derselben Höhe.
c - Synthetische austretende Intensität bei 500 nm im Zentrum der Scheibe, berechnet aus dem MURaM-Würfel.
d bis f - Vergrößerte Bilder der in den oberen Feldern mit gelben Rahmen markierten Regionen: vertikale magnetische Flussdichte (d), horizontales Geschwindigkeitsfeld (e) und synthetische austretende Intensität (f). Die Pfeile in e zeigen die Richtung der Plasmaflüsse.
Die Forscher untersuchten etwa drei Minuten lang eine aktive Region in der Nähe eines Sonnenflecks. Sie identifizierten 47 Wirbel in den Bildern. Deren Größe reicht von etwa 25 bis 170 km, mit einem charakteristischen Abstand von etwa 65 km zwischen benachbarten Strukturen.
Um ihren Ursprung zu verstehen, muss man betrachten, was geschieht, wenn zwei Strömungen auf beiden Seiten einer Grenze mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten fließen. Diese Situation kann eine Kelvin-Helmholtz-Instabilität auslösen: Kleine Wellen wachsen an und rollen sich dann zu Wirbeln auf.
Auf der Sonne trennt die Grenze hier Plasma, das unterschiedlichen magnetischen Bedingungen ausgesetzt ist.
Die Bilder allein liefern jedoch nicht alle Geschwindigkeiten des Plasmas. Das Team verglich sie daher mit numerischen Simulationen der Magnetokonvektion, die die Bewegungen eines leitfähigen Plasmas nachbilden, das dem solaren Magnetfeld ausgesetzt ist. Die Simulationen erzeugen Strukturen, die den Beobachtungen sehr ähneln, mit 94 analysierten Fällen und einer charakteristischen Skala von etwa 49 km.
Konkret vermischen diese Wirbel magnetisiertes und weniger magnetisiertes Material. Sie können außerdem die Feldlinien verformen, deren Verschränkung begünstigen und kleine turbulente Strukturen antreiben.
Die nächste Frage besteht darin, zu bestimmen, wie viel Energie diese Instabilitäten tatsächlich in die Chromosphäre und die Korona transportieren. Längere Beobachtungen, die mehrere aktive Regionen und unterschiedliche Magnetfeldstärken abdecken, werden es ermöglichen, ihren Beitrag zu den Phänomenen zu messen, die die Sonnenaktivität und das Weltraumwetter antreiben.