科学家们捕捉到了在太阳表面旋转的前所未见的等离子涡旋，揭示了可能帮助解释我们星球如何储存、移动和释放磁能的微小结构。这一发现来自美国国家科学基金会国家太阳天文台（NSF NSO）、德国马克斯•普朗克太阳系研究所（MPS）和美国高海拔天文台（HAO）的研究人员。这个团队将来自全球最大的太阳望远镜NSF丹尼尔·K·伊诺乌耶太阳望远镜的观测与先进的计算机模拟结合在一起。该望远镜由NSO在夏威夷建造和运营，提供了足够详细的图像，以揭示以前从未可见的等离子运动。“为了探测涡旋，我们需要解析太阳表面大约20公里大小的结构。这甚至是世界上最大的太阳望远镜和最先进的模拟所能达到的极限，”MPS科学家和新出版物的共同作者米基尔·范·诺特说，他对观察、数据减缩和图像恢复都有所贡献。研究人员使用了马克斯·普朗克太阳系研究所（MPS）提供的宽带成像相机。太阳颗粒上的微小漩涡新检测到的涡旋出现在被称为颗粒的结构边界上，这些结构密集地覆盖着太阳的可见表面。单个颗粒通常在500到2000公里之间。它们共同形成了太阳的颗粒状结构，这是一种不断变化的图案，类似于沸腾液体中的气泡。这一比较非常贴切，因为颗粒状结构是由流动的等离子体产生的。热等离子体从太阳内部深处上升，靠近表面冷却，然后再下降。科学家们首次能够解析这些颗粒边缘的极其细微的、类似边缘的结构。这些结构反复产生类似海浪开始破裂的旋转运动。这些“边缘”中有些仅稍微超过20公里。在太阳上观察到如此小的东西，约等于从180公里远处识别出一个一欧元硬币。太阳等离子体中的不稳定性研究人员认为，这些旋转的流动是开尔文-亥姆霍兹不稳定性的证据，这是一种流体动力学中常见的现象。当两种流体以不同速度并排移动时，就会产生开尔文-亥姆霍兹不稳定性。速度的差异在两种流动相遇的地方产生剪切力。在该边界上的小扰动随后可以发展为波或旋转的涡旋。这一基本过程在许多环境中以及不同的尺度上都出现过——例如，湖面或海浪中、云的形成、巨型气体行星木星和土星的气氛中，以及太阳风与行星磁层的相互作用中。在太阳颗粒的边界上，相邻的等离子层似乎也以不同的速度移动。这些条件可能正是形成开尔文-亥姆霍兹不稳定性所需要的。微小的涡旋可能扭曲磁场新观察到的等离子涡旋可能为太阳如何在其磁场内部储存和释放能量提供了重要线索，包括通过称为纳米耀斑的微小辐射喷发。当前的理论表明，当太阳的磁场线扭曲和卷曲时，磁能增强——这类似于紧紧卷曲的金属弹簧中储存的机械能。随着扭曲的增加，磁场配置变得既高度能量化又不稳定。最终，储存的能量可以通过一种称为“磁重联”的过程释放。在重联期间，扭曲的磁场线会断开并以不同的方式重新连接。一个主要未解之谜是是什么导致这些磁场线首先扭曲。新发现的涡旋可能提供部分答案。研究人员发现，这些小漩涡在磁场足够强的地方持续出现，可能为扭曲太阳的磁场线提供了持续的机制。太阳磁周期的可能线索分析还表明，这些微型涡旋在混合太阳表面的磁化等离子体和非磁化等离子体方面非常有效。这种混合可能有助于磁场迅速从太阳表面向上移动到太阳的气氛中。太阳磁场的变化驱动着大约11年的活动周期——在宇宙尺度上这是异常快速的。要让太阳的磁“框架”如此快速地改变，磁通量必须在太阳气氛中有效地运输。当前模型难以解释这种扩散是如何如此迅速发生的。新识别的涡旋可能为这一过程提供了重要的一部分见解。