科學家們捕捉到了先前從未見過的電漿渦流，這些渦流在太陽表面盤旋，揭示了微小的結構，有助於解釋我們的恆星如何儲存、移動和釋放磁能。

這項發現來自美國國家科學基金會國家太陽天文台（NSF NSO）、德國馬克斯普朗克太陽系研究所（MPS）以及美國高空天文台（HAO）的研究人員。該團隊結合了 NSF Daniel K. Inouye 太陽望遠鏡（世界上最大的太陽望遠鏡）的觀測數據與先進的電腦模擬。這座位於夏威夷、由 NSO 建置和營運的望遠鏡，提供了足夠詳細的影像，得以揭露先前從未見過的電漿運動。

「為了偵測到這些渦流，我們需要解析太陽表面約 20 公里大小的結構。這已經是即使是世界上最大的太陽望遠鏡和最先進的模擬所能達到的極限了，」MPS 科學家、新出版物聯合作者 Michiel van Noort 表示，他參與了觀測以及數據處理和影像修復。研究人員使用了由馬克斯普朗克太陽系研究所（MPS）提供的寬頻成像相機。

太陽顆粒沿線的微型渦流

新發現的渦流出現在被稱為顆粒的結構邊界上，這些顆粒密集地覆蓋著太陽的可見表面。單個顆粒的直徑通常在 500 到 2,000 公里之間。

它們共同構成了太陽的顆粒結構，這是一種不斷變化的圖案，類似於沸騰液體中的氣泡。這個比喻很貼切，因為顆粒結構是由移動的電漿產生的。熱電漿從太陽內部深處上升，在接近表面時冷卻，然後再沉回下方。

科學家們首次能夠解析出這些顆粒邊緣極其精細、類似流蘇的結構。這些結構在開始破裂時，會反覆產生類似海浪的旋轉運動。

其中一些「流蘇」的寬度僅略大於 20 公里。在太陽上觀察到如此小的物體，大約相當於從 180 公里外辨識出一枚一歐元的硬幣。

研究人員認為，這些旋轉流是凱氏-赫氏不穩定現象的證據，這是一種在流體動力學中常見的現象。

凱氏-赫氏不穩定現象發生在兩種流體以不同速度並行移動時。速度差異會在兩股流體交會處產生剪切力。該邊界上的微小擾動隨後會發展成波浪或旋轉渦流。

這個基本過程出現在許多環境中，並且尺度差異極大——例如，在湖泊表面或海浪中、在雲的形成過程中、在巨行星木星和土星的大氣中，以及在太陽風與行星磁層的交互作用中。

在太陽顆粒的邊界，相鄰的電漿層似乎也以不同的速度移動。這些條件可能正是凱氏-赫氏不穩定現象形成所需的。

微型渦流可能扭曲磁場

新觀測到的電漿渦流可能為太陽如何在磁場內儲存和釋放能量，包括通過稱為奈米閃焰的微小輻射爆發，提供了重要的線索。

目前的理論認為，當太陽的磁力線變得扭曲和捲曲時，磁能就會積聚——這類似於緊密捲曲的金屬彈簧中儲存的機械能。隨著扭曲的增加，磁場結構變得既高能量又不穩定。

最終，儲存的能量可以通過一種稱為「磁重聯」的過程釋放。在磁重聯過程中，扭曲的磁力線會斷開並以不同的排列方式重新連接。

一個主要的未解之謎是，是什麼原因導致這些磁力線首先變得扭曲。

新發現的渦流可能提供了部分答案。由於研究人員發現，這些微小渦流在磁場足夠強的地方持續出現，因此這些渦流可能為扭曲太陽磁力線提供了一種持續的機制。

太陽磁週期的一種可能線索

分析還表明，這些微型渦流在混合太陽表面磁化和非磁化電漿方面非常有效。這種混合有助於磁場快速從表面向上移動到太陽大氣層。

太陽磁場的變化驅動著其大約十一年的活動週期——這在宇宙尺度上是異常快速的。為了讓太陽的磁場「框架」如此快速地變化，磁通量必須通過太陽大氣層有效地傳輸。

目前的模型難以解釋這種擴散為何能如此快速發生。新識別出的渦流可能為這個謎題提供重要的一塊拼圖。

「新發現的電漿渦流令人印象深刻地展示了微小過程——在我們利用所有可用技術所能解析的極限上——如何顯著決定我們恆星的性質，」MPS 主任、新出版物聯合作者 Sami K. Solanki 表示。