太阳磁场

太阳磁场（英文名：solar magnetic field），^[2]是指分布于太阳和行星际空间的磁场。^[8]

1919年，物理学家拉莫尔提出“太阳发电机”理论对太阳磁场的起源进行了解释，他提出太阳内部对流层中的带电流体运动和磁场的相互作用，像一个发电机那样，形成和发展了磁场。^[3][4]除此之外，还有化石学说来进行证明太阳磁场的起源，即而太阳极区磁场是几十亿年前形成太阳时的物质遗留下来的磁场化石。^[9]而根据已有的观测结果来看，太阳磁场主要可分为日面磁场、普遍磁场与行星际磁场、黑子磁场等类型。^{[3][10][11][12]}其中，日面磁场多个磁极纵横交错，较为复杂；普遍磁场强度较弱，且不易观测；而行星际磁场对地球磁场影响较大，也和行星际磁场融为一体。^[3][12][13]

1896年，荷兰物理学家彼得·塞曼（英文名：Pieter Zeeman）提出了塞曼效应，为之后对太阳磁场的观测奠定了基础。^[6][7]之后的20世纪历经美国科学家乔治·埃勒里·海耳（英文名：George Ellery Hale）和天文学家H·W巴布科克（英文名：Horace Welcome Babcock）等科学家的研究发现了太阳磁场每22年会进行极限反转，并发明了磁象仪对太阳普遍磁场的进行研究。^[12][14][15]至现代，中、美等国家都已建立可观测太阳磁场的探测器、探测网等。^[16][17]

因太阳磁场对太阳大气结构、磁湍流结构都有一定影响。所以，太阳磁场的研究是天文学的一个重要研究领域，也是日地关系边缘科学家关注的热点。同时，地球磁场也受到太阳磁场的影响，研究太阳磁场对日地关系研究、太阳与气象、航天与航空方面都有着重要的实际意义。^[12][14]

1896年，荷兰物理学家彼得·塞曼提出了塞曼效应，为之后对太阳磁场的观测奠定了基础。^[6][7]20世纪初，美国科学家乔治·埃勒里·海耳首次发现了太阳磁场。他在威尔逊山天文台建立了一个60英寸^[注1]的望远镜，通过此望远镜海耳首次发现了太阳黑子中的磁场。并在1919年，海耳与物理学家沃尔特·S·亚当斯（英文：WalterS．Adams）提出太阳磁场每22年会进行极限反转，即太阳黑子周。同时，他还通过磁象仪发现了太阳的普遍磁场。^[15]

1951年，美国天文学家H·W巴布科克将分光镜技术应用于塞曼效应分裂的观测，发明了磁象仪（英文名：magnetograph），而其原理便是通过分光镜系统，轮流让塞曼效应分裂的不同支线——左旋光和右旋光轮流进入光谱仪，进行较弱的纵向磁场测量^[注2]。^[18]而到了现代，因观察太阳磁场具有一定重要性，^[12][14]中国、美国等国家都开始陆续使用探测器或者建立探测网对太阳磁场进行观测，美国国家航空航天局于2010年发射探测器“与恒星共存”（英文名：Living with a Star），并对太阳磁场的结构与产生机制进行了研究，发现太阳磁场中的能量通常以太阳风和高能粒子等形式影响地球空间和日球层。而中国已实现对太阳大气各个层次的探测。配合地面望远镜在可见光、红外和射电波段的探测。并已初步建立综合性的太阳观测网。^[16][17][19]

关于太阳磁场的形成起源，在1919年，物理学家拉莫尔提出“太阳发电机”理论进行解释，他提出太阳内部对流层中的带电流体运动和磁场的相互作用，像一个发电机那样，形成和发展了磁场。^[3][4]

20世纪60年代初，物理学家巴布科克和赖登提出用由光球等离子体较差自转引起的磁力线缠绕来解释太阳磁场。到了1955年，物理学家帕克在“太阳发电机”理论的基础上再提出：星体内较差自转和小尺度的回流可维持自激发电机过程，即认为太阳内部的等离子体可以认为“冻结”在磁场上，它们随着太阳大气一起转动。由于太阳有较差自转，即太阳赤道区域比高纬度区域转得快。就造成磁力线扭曲缠绕成磁流绳结，使纬向磁场产生和发展。有的磁流绳冒出太阳表面并形成了太阳黑子区磁场。^[3][4]

除了“太阳发电机”理论外，还有一种化石学说，即认为太阳现有的磁场，尤其是极区磁场是几十亿年前形成太阳时的物质遗留下来的磁场化石。理论计算表明，太阳极区磁场的自然衰减期可长达100亿年，所以太阳的磁场长期存在是有可能的。^[9]

太阳与地球相同，存在磁性，其南极可在10km的范围内产生遍布太阳的背景磁场，它的强度约为，也被称为普遍磁场。而普遍磁场最大的特点是平均每22年出现一次极性反转，即S极变为N极，N极变为S极，也被称为太阳黑子周。^[5][20]1957年，美国天文学家H·W·巴布科克便发现了这一极限反转现象。^[12]

太阳磁场由三部分组成，一是太阳局部磁场增强区，这是指太阳活动区磁场；另一部分是太阳普遍磁场，即太阳宁静区磁场，该磁场较弱，一般在两极区比较明显，只有1~2，强度和极性都会变化；第三部分是太阳整体磁场，是日面各部分径向磁场的平均值。整个日面的磁场可分为4个区域，相邻两区极性相反，极性分界线（面）大致平行于日面经线。随着太阳自转，便可观测到N、S极性的交替出现和强度的规则变化。太阳整体磁场一直扩展、延伸到整个行星际空间；即是行星际扇形磁场。^[14]

太阳的磁场较为复杂，其有遍布各处的普遍磁场（其磁场强度一般为）与较强的活动区磁场（），而且日面的磁场分布很不均匀。^[12][14]除了普遍磁场和活动区磁场外，根据已有的观测结果，^[10]还存在日面磁场、^[12]行星际磁场、^[21]黑子磁场、^[11]日珥的磁场等。^[22]

日面磁场非常复杂，往往多个磁极纵横交错。太阳耀斑爆发就经常发生在这些磁场结构复杂的区域。观测研究中表明，光球中的磁结构除了黑子区的强磁场外，还有强、弱不同的磁场网络等结构。^[12]

太阳的普遍磁场只有（即），强度较弱，它的分布很不均匀，其极性在较短的时间内发生转换。不易观测，但是可以通过太阳磁象仪和太阳磁场望远镜来观测。^[12][13]

而太阳磁场不仅存在于日面上，在太阳系行星际空间内也有存在，和行星际磁场融为一体。^[3]太阳磁场延展扇形结构磁场团团包围了地球磁层。空间探测表明，行星际磁场起源于太阳，为扇形结构，其扇形边界随太阳自转而不断扫过地球。地球对此有系统的响应，如地球磁场受其影响产生周期性的扰动，大气的涡度面积指数也因扇形边界的通过而受调制，南极地区的大气垂直电场在扇形边界通过后几天达到极小值，而与扇形边界内磁场的方向无关。同时，日冕发出的太阳风裹挟着太阳磁场向外延伸至各大行星的公转轨道之外，可以保护地球，降低宇宙射线对地球的影响。这些向外延伸至行星际空间或日球层的磁场，叫做行星际磁场或日球层磁场。^[21]

黑子是太阳磁场的聚集区域，太阳爆发活动的源头就是黑子所在的活动区,为其日面上磁场最强的区域。^[11][23]以黑子为主要标志的太阳活动区也必然受黑子强磁场的制约而变化。太阳黑子实际上就是聚集着大量磁通量的区域。^[24]且太阳黑子成对出现，沿东西方向排列，一组将具有正磁场或北磁场，而另一组将具有负磁场或南磁场。^[25]在黑子内部本影磁场接近垂直，而半影磁场相对倾斜。但是本影中的亮桥和半影中的径向纤维中的磁场与背景环境结构明显不同。根据观测和模拟数据显示，在黑子内部磁场环境突变会产生由磁重联驱动引起在亮桥附近的增亮和喷流，以及整个半影中的微喷流等。太阳黑子的磁场比周围光球层强约 1000 倍。^[23][25]

太阳的日珥^[注3]都有较强的磁场，不同的日珥和日珥的不同细节的磁场有差别，一般说，活动日珥（尤其某些细节）比宁静日珥的磁场强些，可达150~200.磁场对日珥的形成及变化起重要作用。^[22]而日珥的磁场的磁力线方向也各不相同。宁静日珥大致呈水平方向，活动日珥的磁场结构比较复杂，爆发日珥则是螺旋状。^[26]

太阳内部的磁场即发电机理论，在太阳内部，磁场不是稳态的，由于恒星内部等离子体电离度比较高，磁场和等离子体冻结在一起。等离子运动带动磁场一启动，等离子运动其实吹出磁场来，在垂直磁场方向上相当于新的磁场，即放大磁场。^[27]

太阳上最强的磁场出现在以太阳黑子为中心的活动区中。黑子本身的磁场强度约为1000~4000，具有各种极性分布，但大多数为双极结构。黑子附近谱斑区的磁场一般为几百，可看作是黑子强磁场向黑子边界外的延伸，其极性取决于黑子群的极性分布。黑子上空色球和日冕中的磁场估计只有几至几十高斯。单个活动区在日面上的延伸范围一般自几千至十几万千米，并且出现在太阳赤道两边50°以内的中低纬度带。活动区的数目和总磁流具有平均长度为11年的周期变化。^[10]

除了光球、色球到日冕层中的高温等离子体外，太阳磁场的存在对太阳活动起到了关键性作用，而太阳活动的本质即为磁活动现象。太阳磁场牵制和支配了太阳大气的各种物理状态、运动和演化，特别是日冕物质抛射、太阳耀斑、黑子等活动现象，其能量均来自太阳磁场。如太阳黑子的产生、发展以及周期性的变化都是太阳磁场及其变化所引起的。不仅如此，太阳磁场对日冕加热、色球反常等也都起着关键性作用。除此之外，太阳也是处于动态变化之中，时刻产生和重组。^[1][12][14]

因太阳磁场对太阳大气结构、磁湍流结构都有一定影响，所以，太阳磁场的研究是天文学的一个重要研究领域，也是日地关系边缘科学家关注的热点。同时，地球磁场也受到太阳磁场的影响，研究太阳磁场对日地关系研究、太阳与气象、航天与航空方面都有着重要的实际意义。^[12][14]

根据研究太阳磁场磁性指数序列，并分析了其变化规律与特征可以得出对应年代的东亚夏季风指数以及东亚地区的海陆温度变化趋势。同时，基于Morlet小波分析法对太阳磁场磁性指数和东亚夏季风的相关性做了相应的分析，并在此基础上分析了太阳活动影响东亚夏季风的途径。并得出结果：东亚夏季风也存在较大幅度的减弱并与太阳磁场磁性指数呈负相关；且太阳磁场磁性指数与东亚夏季风存在相同的22年和40年层次周期。^[28]

而除了“太阳发电机”理论之外，还有一种由物理学家斯廷贝克提出的效应，它能解释极向磁场产生环状磁场的机制，并对流推动极向磁力线将其向上托起旋转引起扭转，产生效应，形成与极向方向垂直的场，即由极向方向的场产生环向场，扭转部分相当于一个磁体的磁场，其方向与原磁场垂直。^[4][5]

因太阳距离地球较远，无法直接地测量太阳的磁场，而只能采用间接的方法来测量，即通过磁场对电磁辐射的影响来测定磁场。而太阳磁场的测量主要借助于太阳光谱线的塞曼效应进行，而现代的弱磁场观测仪大都基于巴布科克发明的磁象仪原理。^[6][29]

1896年，荷兰物理学家塞曼发现当把光源放在磁场内时，光源发出的光谱线变宽，再经过仔细观察后塞曼发现，“变宽”的谱线实际上是分裂的几条谱线，这一现象也被称之为塞曼效应。而在具有磁场的太阳大气中，太阳的光谱线会发生塞曼效应而产生分裂。这些分裂的单色光具有一定的偏振态，并且裂距与磁场强度成固定的函数关系。太阳磁场的测量就是借助了太阳光谱线在磁场的塞曼三分裂进行的，通过测量分裂单色光的光强和偏振态反推出太阳磁场。^[6][7]

要实现太阳磁场的测量，望远镜的光学系统应具有三个主要组成部分：成像光学系统、滤光系统和偏振分析器。而太阳磁场的设备发展至现代，大致可分为光谱仪型和双折射滤光器型。光谱仪型测量设备观测的是沿着光谱仪狭缝方向的线源信息。通常以光栅作为色散元件，用狭缝扫描太阳像，可以得到较高的磁场测量精度。但此设备需观测的时间较长，不宜观测短时间磁场能量释放的过程。如美国夏威夷大学Mees天文台的斯托克斯参量仪便是该类型的测量仪器。而双折射滤光器型是以滤光器作为滤光元件，它可以直接得到太阳二维图像，实时跟踪太阳磁场的形态演化的测量仪器。但该设备的缺点是不能得到谱线轮廓，精度稍低。如中国怀柔太阳观测站的35厘米太阳磁场望远镜和全日面矢量磁场望远镜便是该设备。^[6][30]

20世纪70年代，中国发展了测量太阳磁场的仪器，在中国物理学家艾国祥的带领下研制出了太阳磁场望远镜，该望远镜能够观测光球的矢量磁场和速度场、色球的纵向磁场和速度场。后又发展成为九通道望远镜。^[3]2022年10月9日上午，中国综合性太阳探测卫星“夸父一号”成功发射完成，而“夸父一号”主要任务便是观测“一磁两暴^[注4]”。同时，“夸父一号”携带了3台仪器载荷，分别是专门观测太阳磁场的全日面矢量磁像仪。而全日面矢量磁像仪是中国第一台空间太阳磁场测量设备，其时间分辨率相对较高，可实现全日面光球矢量磁场的持续观测，与国际同类载荷相比具有更高的磁场测量灵敏度和时间分辨率。^[17][30]

2020年9月，中国科学院紫金山天文台太阳活动多波段观测与研究团组对一例运动黑子的磁流体动力学过程进行了观测与分析。研究人员认为，这是一例由运动等离子体所造成的局地磁场放大的现象。正如无线网络信号可以被放大器放大、增强，这一效应堪称太阳表面的天然磁场“放大器”。他们认为，该磁场“放大器”对人类认识黑子、耀斑、日珥等一系列太阳活动，具有重要意义，而相关研究成果已于《天体物理学杂志通讯》发表。^[31][32]

2019年7月29日，英国《自然⋅物理》杂志在线发表了一项物理学突破，即美国团队成功在实验室创造出太阳磁场帕克螺旋。这是一个太阳磁场和等离子体流螺旋结构的实验模型，该模型可被看作是对该理论及相关现象的一个替代研究方法，并将对“帕克”太阳探测器等太空任务^[注5]进行补充，研究团队表示，虽然帕克螺旋的复杂和膨胀程度均比这个实验室所模拟的要大得多，但他们的等离子体模型准确再现了太阳磁场的结构。他们认为，该模型可用来进一步研究太阳风的起源和演化。同时，研究团队表示，虽然帕克螺旋的复杂和膨胀程度均比这个实验室所模拟的要大得多，但他们的等离子体模型准确再现了太阳磁场的结构。他们认为，该模型可用来进一步研究太阳风的起源和演化。^[33][16]

美国马里兰大学的一项新研究对有关水星的一个流行假说提出了质疑。该假说解释了水星为何有着相对其地幔（介于行星内核和地壳之间的部分）而言较大的内核。长期以来，科学家们普遍认为，在太阳系形成过程中，与其他天体多次撞击分离导致水星地幔大量流失，并留下了巨大、致密的金属内核。但该假说提出，金属内核产生的原因不在于碰撞，而在于太阳的磁性。马里兰大学地质学教授威廉·麦克多诺和日本东北大学的吉崎昂开发了一个模型，显示一颗岩态行星内核的密度、质量和铁含量受到其与太阳磁场距离的影响。研究人员发现，在岩态行星的内核中，内核的密度和铁的含量与行星形成时太阳周围磁场的强度相关。他们的新研究表明，在今后描述岩态行星包括太阳系外岩态行星构成的尝试中，应该将磁性考虑进去。^[34][35]

根据《太阳的磁场减弱了阳光》一文记载，多数天文学家都认为热和光的恒源，并将达到地面平均距离的辐射量称为“日光常数”。但是这个常数在持续地下降。文中提出，因为太阳磁场的影响，限制了太阳的总辐射，使太阳的辐射减弱百分之零点几，而阳光强度也随之减弱。^[36]

2001年，中国科学院发表《太阳磁场结构和演化的研究》一文，文中讲解了如何理解在基本磁元尺度太阳磁场的性质，它们在太阳活动和动力学过程中的作用；再是说明如何认识活动区向量磁场的特征，并理解太阳大气中磁场积累和爆发式释放过程。^[37]几年后，中科院院士汪景琇也凭借“太阳磁场结构和演化研究”成果获得了2009年中国国家自然科学奖二等奖。^[38]