前所未见的涡流正在太阳表面持续旋转
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由井上太阳望远镜在416纳米波长下拍摄的迄今为止分辨率最高的太阳表面（光球层）图像。
在太阳米粒组织的边缘，图像显示出带有漩涡运动的流苏状结构。
图片来源：NSFNSOAURAMPS
世界上最大的太阳望远镜和先进的计算机模拟揭示了正在重塑我们对太阳认知的涡旋。
太阳可见表面上，炽热的等离子体不断上升、冷却并下沉。
在这些翻腾区域的边缘，研究人员已观测到微小的漩涡结构，这些结构或许有助于解释太阳如何扭曲、储存和传输磁能。
等离子体涡流是通过位于夏威夷的美国国家科学基金会丹尼尔K井上太阳望远镜（世界上最大的太阳望远镜）的观测结果，结合先进的计算机模拟揭示出来的。
这项研究涉及来自美国国家科学基金会国家太阳天文台（NSFNSO）、德国马克斯普朗克太阳系研究所（MPS）以及美国高空观测台（HAO）的研究人员。
观测这些结构需要分辨出跨度仅约20公里的特征。
研究人员使用了由MPS提供的宽带成像相机，而MPS科学家兼合著者米歇尔范诺尔特（MichielvanNoort）为观测以及图像的处理和修复做出了贡献。
为了探测这些涡旋，我们需要解析太阳表面约20公里大小的结构。
这甚至达到了世界上最大的太阳望远镜和最先进的模拟所能实现的极限，MPS科学家、相关出版物的合著者米希尔范诺尔特表示，他除其他工作外，还参与了观测，并进行了数据处理和图像恢复。
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井上太阳望远镜拍摄的太阳表面图像，其空间分辨率达到了前所未有的约20公里。
放大的面板首次揭示了太阳表面的开尔文亥姆霍兹不稳定性模式。
图片来源：NSFNSOAURAMPS
颗粒边缘出现微小漩涡
新可见的结构沿着米粒组织的边界形成，这些米粒组织是密集覆盖太阳表面、直径约500至2000公里的特征。
这些米粒组织共同构成了被称为太阳米粒组织的图案。
米粒组织是由太阳炽热内部的等离子体持续运动产生的。
物质向表面上升，失去热量，然后再次下降。
在这些米粒组织的边缘，研究人员发现了纤细的条纹，它们反复卷曲，形成类似海浪破碎时的运动。
研究人员将这些漩涡图案解释为开尔文亥姆霍兹不稳定性的证据，这是流体动力学中一种常见的现象。
当相邻流体以不同速度运动时，会在它们的边界产生剪切力，从而形成这种不稳定性。
微小的扰动随后会发展成波浪或涡旋。
相同的过程出现在许多环境中，包括湖面、海浪、云的形成、木星和土星的大气层，以及太阳风与行星磁层相互作用的区域。
在太阳的米粒组织边界处，相邻的等离子体层似乎也以不同的速度运动，这为产生开尔文亥姆霍兹不稳定性提供了所需的条件。
一张来自井上太阳望远镜的观测图像（左上角）与由最先进的基于物理的计算机模拟生成的图像（右上角）的并排对比。
两者之间的显著一致性使科学家能够确认开尔文亥姆霍兹不稳定性的起源——这是一种普遍的物理现象，当相邻的流体或气体层以不同速度运动时，会在它们的界面产生漩涡图案。
一张太阳表面磁场的模拟图（右下角）证实，这些过程会物理性地弯曲和变形磁元的边界。
图片来源：NSFNSOAURAHAO
涡旋可能会扭曲磁场
微小的涡旋可能有助于解决一个长期存在的问题，即太阳如何在其磁场中储存能量以及之后如何释放这些能量，有时是通过被称为纳米耀斑的小型辐射爆发。
当前理论认为，当磁场线发生扭曲和盘绕时，磁能会不断积聚，这很像机械能在紧绷的金属弹簧中积聚。
随着更多能量被储存，磁结构会变得越来越不稳定。
这种能量最终可以通过磁重联释放出去，磁重联是指扭曲的磁力线断裂并以不同的排列方式重新连接的过程。
目前仍不确定的是，是什么反复导致那些磁场线发生扭曲。
新观测到的涡流或许能提供部分解释。
因为它们似乎持续出现在磁场足够强的区域，旋转的等离子体可能会常规性地驱动这种扭曲过程。
磁通量可以传播得更快
分析还表明，这些小涡旋能有效地将磁化等离子体与太阳表面未磁化的等离子体混合。
这种混合可能有助于磁场快速向上进入太阳大气。
这很重要，因为太阳的磁活动以11年为周期变化，这在宇宙时间尺度上是异常快速的转变。
为了使其磁结构如此迅速地变化，磁通量必须通过大气层高效传输。
现有模型难以解释如此快速的扩散现象。
新观测到的涡流提供了一种可能的机制，有助于解释磁通量如何足够快地离开表面以支持这些变化。
新发现的等离子体涡旋令人印象深刻地展示了——在我们使用所有可用技术所能解析的极限下——微小过程如何显著决定我们恒星的性质，MPS主任、新出版物的合著者萨米K索兰基说。
相关知识
太阳是太阳系的中心恒星，由氢和氦构成，通过内部核聚变持续释放光和热。
它是地球生命赖以生存的能量来源，为地球提供温暖与光照，驱动大气循环、水循环等自然过程。
太阳直径约139万公里，质量占太阳系总质量的99.86%，是太阳系中绝对的主导天体。
BY: Max Planck Institute for Solar System Research
FY: AI
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