主要内容 自从凯尔文勋爵和赫尔穆霍兹的最初公式化以来，凯尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）已在多个物理领域被观察和研究，包括流体动力学、海洋学、行星磁层等日冕环境（例如，地球、火星、金星、水星、木星和土星）及其他天体物理系统。在太阳大气中，KHI长期以来一直是理论和观测研究的主题。日冕物质喷发中观察到的波状边界通常被解释为这种不稳定性的可能特征。太阳和恒星的磁对流在光球中产生复杂的等离子体流，这些流从一致的层流运动演变为小尺度、不稳定的结构。理论研究表明，这些流在太阳光球中可以在磁通集中区（MFCs）周围产生速度切变层并触发KHI。在过去，没有观察到太阳光球层中的KHI，可能是因为特征的空间尺度对小于2米的望远镜不易接近。本文报道的通过丹尼尔·K·井上太阳望远镜（DKIST）在416纳米波长下的观测结果来自于一个太阳黑子的附近的磁活跃区。在该波长下，可见的太阳表面被对流运动（颗粒）和小尺度MFC交织主导。该场景包含几个较大的一致结构（孔）。这些图像中磁特征与颗粒化之间的界面显示出与通常在较低分辨率图像中看到的相对光滑、模糊的界面非常不同。DKIST显示这些界面几乎完全由涡旋状结构和条纹组成，极大地改变了与之前观测相比的太阳场景。图1：在19公里的空间分辨率下观察太阳光球。a，2025年4月14日的SDO/HMI全太阳图像。黑框标记了通过DKIST/VBI观察的活跃地区（NOAA 14060）。b，a中框选区域的放大视图，时间为21:40:40 UT。红框标出的子区域指示FastCam视场。深色区域是孔，这里——和较大的太阳黑子一样——强磁场抑制对流能量向太阳表面的运输，从而创造出一个较冷的等离子体环境。c， DKIST/FastCam在21:39:15 UT捕获的光球图像，蓝色连续光（416 nm），分辨率约为19公里。d-f,c中用黄色框框出的放大子区域显示了突出的KHI示例。图像时间序列揭示了涡旋在磁元素界面上普遍形成和演变的过程，最小的涡旋接近DKIST在这个波长下约19公里的理论衍射极限。扩展数据图2中，我们展示了对观测场中47个涡旋分析的结果。直方图显示了特征的空间波长——涡旋之间的空间距离——为65公里，大小范围从25公里到170公里。增长率，在视场内突出示例定义为界面（边界）变形随时间增加的指数因子，其值在0.014 s−1和0.054 s−1之间。我们通过追踪不稳定界面上涡旋形成的边界扰动来估计这些增长率。测得的表观速度（涡旋绕磁元素的水平传播速度）范围为0.67 km s−1至3.0 km s−1。我们将观察到的结构与使用MURaM代码进行的太阳大气数值辐射磁流体动力学（MHD）模拟进行了比较。这些模拟以一个净通量的海滩区域为模型，起始于与观察场景相当的初始垂直磁场，并计算了空间离散化大小为3.2公里，得出的分辨率与DKIST相当。通过这些空间离散化大小和磁场强度，数值模拟显示出与观察到的结构相似的结构。无论在观察数据还是合成数据中，涡旋的显著形状与KHI的形态结构匹配。基于迄今为止提供的证据，我们将涡旋和条纹称为KHI结构。图2：MURaM模拟的概述。a，特定高度的垂直磁通密度。