世界上最大的太阳望远镜捕捉到太阳表面的漩涡

# 全球最大的太阳望远镜捕捉到太阳表面的涡旋 来源：https://arstechnica.com/science/2026/08/the-worlds-biggest-solar-telescope-caught-vortexes-on-the-suns-surface/ 我们预料到它们的存在，但此前它们太小，无法看见。 当两种流体以不同速度相互滑过时，它们的边界会先弯曲，再卷曲，最终卷成涡旋。这被称为开尔文-亥姆霍兹不稳定性，其背后的物理学原理早在19世纪60年代末就已阐明。我们知道，这种不稳定性解释了为什么风会在水面激起涟漪，以及云层会切变出一连串弧形。 几十年来，科学家们一直争论太阳表面的等离子体必然存在同样的过程，但始终无人能够证实。如今，由美国国家太阳观测站的大卫·库里泽和弗里德里希·沃格尔领导的团队报告称，开尔文-亥姆霍兹不稳定性不仅在太阳上可见，而且无处不在。他们的新研究提出，这可能改变我们对热量、质量和磁能如何在太阳大气中传递的认知。 ## 望远镜的试运行 太阳上等离子体涡旋之所以长期隐匿不见，原因其实很简单：它们非常小。其尺度低于镜面直径小于2米的望远镜所能分辨的极限。在太阳物理学的大部分历史中，这意味着地球上所有的望远镜都无法观测到它们。这种情况在美国国家科学基金会启用丹尼尔·井上太阳望远镜后发生了改变——这是一台位于夏威夷的4米级仪器，也是全球最大的太阳望远镜。该望远镜于2021年11月进入运行阶段。 2025年4月14日的一个三分钟窗口期内，库里泽的团队将其对准了太阳圆面中心附近的一个活动区，并使用由国家太阳观测站和马克斯·普朗克太阳系研究所联合搭建的诊断相机装置，在416纳米波长下记录了图像。不过，他们并非在寻找涡旋。“主要目标是实现望远镜的衍射极限性能，”库里泽说。 每台望远镜都有衍射极限，即其光学系统在物理上能够呈现的最精细细节。它由两个因素决定：镜面大小和观测波长。镜面越大、波长越短，我们能观测到的细节就越精细。井上望远镜的镜面固定为4米，因此团队在波长上做文章。“416纳米处于可见光谱中较短的一端，”库里泽说，“我们选择它，是因为我们希望达到更高的衍射极限和更高的分辨率。” 然而，他们最终获得的并不仅仅是一次酷炫的试运行。相机以每秒740帧的速率读取图像，曝光时间为100微秒。其中两千帧图像通过一种名为“多帧盲反卷积”的技术合成为最终图像，该技术能在望远镜光学系统完成工作后，以数值方式建模并去除地球大气残留的模糊效应。最终得到了一段太阳表面的影像，每两秒一个新画面，空间分辨率约为19公里——恰好处于4米镜面在该波长下理论分辨率的极限。 “作为副产品，我们获得了这些惊人的观测数据，让我们看到了前所未见的东西，”库里泽说。 ## 涡旋结构 在416纳米波长下，太阳表面由米粒组织主导——这些对流体将热量从内部带出，并与密集的强磁场束交织在一起。在分辨率较低的图像中，这些磁场束与周围米粒组织之间的界面看起来平滑且略带模糊。 而在DKIST数据中，情况完全不同。 这些界面几乎完全由类涡旋结构和细微的暗色条纹组成。团队在望远镜视场中识别出47个这样的含涡旋界面，并测量了相邻卷曲之间的间距。结果显示，它们通常相距60至100公里，单个涡旋的直径在25至170公里之间。科学家能观察到的最小涡旋恰好处于19公里的分辨率极限上，这意味着我们不知道它们还能小到什么程度。通过追踪它们的增长速度，团队确定它们能在不到一分钟内体积翻倍。涡旋还沿界面以每秒0.67至3公里的速度传播。 库里泽说，对于悬浮在这些边界上方的观察者而言，所见的景象取决于到达的时机。这种不稳定性经历两个阶段。“第一阶段是线性阶段，此时一切较为平缓，组织有序、规则而优美，”他说，“如果你近距离观察，会看到类似云状的东西在翻滚。” 但当平静阶段结束后，便是混乱。“到了某个时刻，一切都进入非线性状态，事情就变得混乱了，”库里泽解释道，“你基本上会看到湍流——非常混乱的湍流。” 为什么卷曲只出现在界面处，而不是其他地方？这取决于磁场的方向。磁力线有点像穿过等离子体的弹性线，它们抵抗弯曲。当这些线沿流动方向排列时，它们会将起伏的边界拉回，从而在不稳定性发展之前将其压平并抑制。而当它们横穿流动方向时，则无法阻止其发展。 在DKIST观测到的强磁场区域，磁场几乎垂直指向太阳表面之外，而流经其旁的米粒组织流则横向运动。这些磁力线的排布方向无法固定住边界，因此卷曲在没有任何限制的情况下不断生长。 ## 双重验证 由于库里泽、沃格尔及其同事看到了前人从未见过的东西，他们需要确保这一观测并非图像处理的伪影。“一切看起来都应该是开尔文-亥姆霍兹不稳定性，但当然这还不够，”库里泽说，“你需要理论证明来确认它确实是开尔文-亥姆霍兹不稳定性。” 为了获得这一理论证明，研究人员运行了计算机模拟，模拟范围约为太阳光球层一块边长6兆米的区域，网格间距为3.2公里，并注入了实际观测区域的磁场图。随后，他们合成了DKIST在观测这一模拟区域时应该记录到的图像。 团队在观测波段内计算了500个光谱点，应用了真实干涉滤光片的透射曲线，并将结果模糊化以匹配真实望远镜的分辨率。合成图像准确重现了涡旋的外观和动力学特征，包括增长速度、分布和传播速度，这使团队得出结论：他们的观测结果极有可能是真实的。 其影响也是如此。 ## 意想不到的搅动 强磁场通常会使等离子体保持静止。太阳黑子本质上就是如此：一片磁场强到足以抑制对流的区域，使得表面显得黑暗而低温。 在每一个磁性元素边缘发现能卷起涡旋的不稳定性，意味着在原本预期不存在搅动机制的地方找到了这种机制。这意味着磁化和非磁化气体可以相互混合；对流细胞边缘的较冷物质可以渗入磁场区域，从而改变可见表面下方热量的传递方式。我们现有的太阳对流模型并未考虑这一点。 还有日冕——太阳那数百万度的外层大气。它的加热部分源于磁力线在其锚点处被反复搅动，直到编织成纠缠的结，最终断裂并释放能量。问题在于，我们从未观测到造成这种搅动的机制。“你在磁性元素表面的各处都能看到这种扭转运动，而这种扭转运动本质上就是磁场的编织，”库里泽说。 不过，到目前为止，这一切都建立在一个三分钟的观测窗口之上——更像是一张快照而非系统调查——以及一些同样受限的模拟。 ## 不完美的图像 “我们不知道的一点是，太阳上的这些开尔文-亥姆霍兹结构究竟能小到什么程度，”库里泽说。我们能分辨的已经非常接近分辨率极限，因此我们很可能遗漏了更小的结构。一种解决方法是在模拟中运行比望远镜能看到的更精细的尺度。团队尝试了这么做，但迄今进展不大。 “当你在模拟中以更高分辨率进行时，需要引入一些额外的物理过程，而我们并不完全确定在计算模拟中要如何做到那些分辨率，”他说，“这是一个全新的领域，我们需要做更多的研究。” 另一个限制来自团队从DKIST获取的数据类型，这些数据主要提供高分辨率的可见光图像。它们能较好地作为磁场位置和强度的替代指标，但终究只是替代。团队所知的关于等离子体实际运动速度的一切都来自模拟，而非望远镜；而驱动这一切的磁场从未在此尺度上被直接测量过。 团队认为，大多数悬而未决的不确定性可以通过将观测扩展到当前三分钟窗口之外来解决。“如果你想量化磁场如何随时间演化、存在何种耗散、释放多少能量、为爆发和耀斑预留了多少能量预算——你需要更长时间的观测，还需要磁场图，”库里泽说，“这是下一个挑战，也是下一个里程碑。” 《自然》，2026年。DOI:10.1038/s41586-026-10871-3 (https://doi.org/10.1038/s41586-026-10871-3) Jacek Krywko的照片 (https://arstechnica.com/author/jacek_krywko/) Jacek Krywko是一位自由科学和技术撰稿人，报道太空探索、人工智能研究、计算机科学以及各种工程奇技。 7条评论 (https://arstechnica.com/science/2026/08/the-worlds-biggest-solar-telescope-caught-vortexes-on-the-suns-surface/#comments) 1. 最热阅读第一位故事的配图：福特为其平价皮卡命名“Fathom”，起售价28,350美元 (https://arstechnica.com/cars/2026/08/ford-picks-fathom-for-its-affordable-truck-name-starts-at-28350/)