长期以来，科学家们推测太阳表面的等离子体之间存在开尔文-亥姆霍兹不稳定性——这是一种当两种流体以不同速度相互滑动时，边界发生弯曲、卷曲并形成涡旋的物理现象，其背后的物理原理早在19世纪60年代末就已被阐明。然而，由于这些涡旋结构尺度极小，超出了镜面直径小于2米的望远镜的分辨能力，数十年来始终无人能够证实其存在。
美国国家太阳天文台的David Kuridze与Friedrich Woger领导的研究团队，借助位于夏威夷、口径4米的丹尼尔·K·井上太阳望远镜（DKIST）——目前全球最大的太阳望远镜，于2025年4月14日进行了一次持续约3分钟的观测。该望远镜于2021年11月正式进入运行阶段。
研究团队选用416纳米波长进行拍摄，以充分发挥望远镜的衍射极限性能，获得更高的空间分辨率。相机以每秒740帧的速率采集图像，单帧曝光时间仅100微秒。随后，团队利用多帧盲解卷积技术对2000帧图像进行合成处理，消除大气湍流造成的模糊，最终生成空间分辨率约19千米、每两秒一帧的太阳表面动态影像——已达到4米口径望远镜在该波长下的理论分辨极限。
在这批高分辨率图像中，研究人员在太阳表面磁场集中区域与周围对流颗粒的交界处，识别出47处涡旋结构。相邻涡旋的间距通常在60至100千米之间，单个涡旋直径从25千米到170千米不等，最小的涡旋已接近19千米的分辨率极限。观测显示，这些涡旋的尺寸可在不到一分钟内翻倍，传播速度介于每秒0.67至3千米之间。
涡旋之所以集中出现在磁场边界处，与磁场方向密切相关。磁力线类似穿行于等离子体中的弹性丝线，能够抵抗弯曲。当磁力线平行于流动方向时，会抑制边界的波动，阻止涡旋生长；而当磁力线垂直于流动方向时，则无法阻止涡旋的发展。在DKIST观测的强磁场区域中，磁力线几乎垂直于太阳表面向上延伸，而颗粒流则沿水平方向流动，两者方向相互垂直，因此涡旋得以不受限制地自由生长。
为排除图像处理伪影的可能性，研究团队构建了一个边长约600万米、网格间距3.2千米的光球层计算机模拟模型，并以实际观测区域的磁场分布图作为初始条件。模拟生成的合成图像准确再现了涡旋的形态与动力学特征，包括生长速率、空间分布及传播速度，从而证实了观测结果的真实性。
这一发现具有重要的物理意义。在强磁场区域，磁场通常会抑制等离子体的对流运动——太阳黑子正是磁场强到足以完全阻断对流、使表面变暗变冷的典型例子。而开尔文-亥姆霍兹不稳定性的存在，意味着在每个磁场元素的边缘都存在一种此前未曾预料到的搅拌机制，使磁化与非磁化气体得以相互混合，并影响太阳可见表面以下的热量传输方式。现有的太阳对流模型尚未将这一机制纳入考量。
此外，这一发现还可能为太阳日冕的加热机制提供新的线索。太阳日冕温度高达百万摄氏度，其加热机制之一是磁力线在锚点处被扰动，相互缠绕形成结构，最终断裂并释放能量。然而，驱动这种扰动的具体机制此前从未被直接观测到。Kuridze指出，磁场元素表面普遍存在的扭转运动，本质上正是磁力线编织缠绕的过程。
目前，这项研究仍存在一定局限性。全部观测数据来自仅3分钟的观测窗口，且主要依赖高分辨率可见光图像，等离子体运动速度等关键参数仍需借助模拟推算，磁场本身也从未在这一尺度上被直接测量。研究团队计划通过延长观测时间、获取磁场图等方式，进一步量化磁场演化、能量耗散及耀斑爆发的能量收支，以推动这一领域的深入研究。
该研究发表于《自然》杂志，DOI：10.1038/s41586-026-10871-3。
Q&A
Q1：开尔文-亥姆霍兹不稳定性是什么？为什么它在太阳上难以被观测到？
A：开尔文-亥姆霍兹不稳定性是指两种流体以不同速度相互滑动时，边界发生弯曲并卷曲成涡旋的物理现象，风吹水面产生涟漪就是典型例子。在太阳上，这种涡旋结构尺度极小，直径仅25至170千米，超出了镜面直径小于2米的望远镜的分辨能力，因此长期无法被观测到，直到口径4米的丹尼尔·K·井上太阳望远镜投入使用后才得以实现。
Q2：丹尼尔·K·井上太阳望远镜是如何拍摄到这些涡旋的？
A：研究团队选用416纳米的短波长进行观测，以最大化望远镜的分辨率。相机以每秒740帧的速率采集图像，再通过多帧盲解卷积技术合成处理，消除大气模糊，最终获得空间分辨率约19千米的太阳表面动态影像，达到4米口径望远镜的理论极限，从而首次清晰呈现出这些涡旋结构。
Q3：太阳表面发现涡旋结构有什么科学意义？
A：这一发现表明，在太阳磁场元素的边缘存在一种此前未被预料到的搅拌机制，可使磁化与非磁化气体相互混合，影响太阳内部的热量传输方式，而现有太阳对流模型尚未考虑这一因素。此外，这些涡旋产生的扭转运动可能正是驱动太阳日冕磁力线缠绕、进而加热日冕的关键机制，有望解答太阳日冕超高温这一长期悬而未决的科学问题。