研究人员直接观测到了太阳可见表面上颗粒边界处的极小等离子体涡旋。

这一发现利用了位于夏威夷的四米口径丹尼尔·K·井上太阳望远镜，该望远镜的高空间分辨率使科学家们能够分辨出仅约20公里宽的结构。这些特征此前对其他太阳望远镜来说一直不可见。

这些观测结果与先进的磁流体动力学模拟进行了比较，真实图像与模拟图像之间的密切一致性支持了这样的解释：这些结构是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生的。

太阳光球层覆盖着宽度大约500至2000公里的颗粒。这些颗粒是由对流形成的：炽热的等离子体从太阳内部上升，在表面附近冷却，然后再次下沉。在这些颗粒的边缘，相邻的等离子体层可能以不同的速度移动。

这种速度差异会产生剪切力，使微小的扰动得以增长并卷曲成狭窄的波状结构和涡旋。这一过程被称为开尔文-亥姆霍兹不稳定性，它发生在许多流体和等离子体环境中，包括地球大气层、行星大气层以及太阳风与行星磁场之间的相互作用。然而，直到现在，这种不稳定性在太阳表面如此小的尺度上仍未被直接解析。

这一发现很重要，因为这些涡旋似乎与分布在整个光球层的小型磁结构强烈相互作用。模拟结果表明，旋转的等离子体会弯曲并变形磁化区域的边界，从而扭曲相关的磁力线。

这种机械变形可以将对流等离子体运动的动能转移到磁能中。当磁场变得足够应力和不稳定时，储存的能量部分可以通过磁重联释放，这一过程涉及多种形式的太阳活动。

因此，这些结果识别出一种可能的微小尺度机制，用于持续将能量注入太阳磁场。这些涡旋可能有助于微小的能量释放，如纳米耀斑，并可能构成最终产生更大爆发和太阳耀斑的较长过程链的一部分。这些观测并未证明单个涡旋会直接引发重大耀斑，但它们揭示了能量如何可能在远小于通常与可见太阳爆发相关的尺度上开始积累。

这些涡旋似乎还能高效地将磁化等离子体和弱磁化等离子体混合。这种混合可能有助于磁通量以比现有模型预测的更快速度从光球层转移到更高的太阳大气层。理解这种传输很重要，因为太阳在其大约11年的活动周期中会重组其大尺度磁场，而当前模型难以解释磁通量如何能足够快速地分散和重新分布。

总体而言，这项研究表明，仅数十公里宽的结构可能影响整个太阳大气层的能量转移、储存和再分布。通过解析这些涡旋并在基于物理学的模拟中重现它们，研究人员识别出了太阳表面对流与其上方磁活动之间联系中先前未被观察到的一个组成部分。

还需要进一步的观测来确定这些涡旋提供的能量量、它们与上方大气层的相互作用方式，以及它们在产生纳米耀斑、耀斑和其他形式太阳活动中的重要性。承包笑点碎碎念