Солнечные вспышки-невидимки: как дрожит магнитное поле пятна экспресс
На поверхности Солнца есть тёмные пятна — области с очень сильным магнитным полем, которое сдерживает кипение раскалённого газа. Время от времени по атмосфере пятна пробегают ударные волны — как порыв ветра, который сжимает воздух перед собой. При этом газ на короткое время ярко вспыхивает, и астрономы называют такие события умбральными вспышками.
Учёные наблюдали пять разных пятен с помощью телескопа GREGOR и прибора GRIS. Они измеряли, как движется газ и как меняется магнитное поле в момент вспышки. Оказалось, что в трёх пятнах поле при ударе резко усиливалось, а в двух других — наоборот, ослабевало. Это выглядело странно: почему одна и та же волна действует по-разному?
Но есть и другое объяснение. Когда ударная волна проходит сквозь газ, она может просто быстро двигать его вперёд-назад. Тогда прибор видит не изменение магнитного поля, а лишь игру скоростей. Исследователи проверили эту идею: они разрешили модели считать, что поле всё время одинаковое, а меняется только скорость газа. И модель отлично совпала с наблюдениями.
Значит, правда может быть в том, что магнитное поле пятна при вспышке почти не меняется — а нам это только кажется из-за быстрого движения газа. Но и первая версия с сильными скачками поля тоже не отброшена. Теперь нужны новые наблюдения, чтобы понять, что же на самом деле происходит в сердце солнечного пятна.
Оригинальная аннотация
как её написали авторы, на английском arXiv:2603.12213
Umbral flashes are manifestations of magnetoacoustic shocks in the solar chromosphere. These phenomena are thought to influence the evolution of chromospheric umbral magnetic fields. However, the impact of these shocks on inferred chromospheric magnetic field oscillations remains unclear. We examined five different sunspots located near the solar disk center, observed with the GRIS instrument installed at the GREGOR telescope. The HAZEL2 Spectropolarimetric inversion code is used to obtain the photospheric and chromospheric line-of-sight velocities and magnetic fields in Si 10827 {\AA} and He 10830 {\AA} spectral lines, respectively, using various inversion strategies. In the inversions with one chromospheric component, three of the sunspots exhibit remarkably stronger magnetic fields accompanying the shocks, while the other two sunspots show striking reductions in the magnetic field. Alternatively, the Stokes profiles can be reproduced by models with two chromospheric slabs, one on top of the other, through two-component inversions. These inversions provide excellent fits even when magnetic field fluctuations are discarded by imposing a constant magnetic field during the whole temporal series. In this scenario, the observed Stokes profiles are interpreted as the result of strong velocity gradients, where the He 10830 {\AA} line is sensitive to both sides of the shock front. Both competing models explaining the spectral profiles during the shocks, either large magnetic field fluctuations or velocity gradients, are critically discussed.
Ударные волны в атмосфере Солнца разогревают газ до десятков тысяч градусов — горячее, чем поверхность самого Солнца.