什麼是太陽磁場

太陽的絕大部分物質是高溫等離子體，太陽的物態、運動和演變都與磁場密切相關。太陽黑子、耀斑、日珥等活動現象，更是直接受磁場支配。因此，太陽磁場的研究具有重要意義。

研究簡史

1908年，美國天文學家海耳等在威爾遜山天文臺(現稱海耳天文臺)，利用光譜線的塞曼效應測量太陽黑子的磁場。這項工作後來在波茨坦天文臺(1942年)、克里米亞天體物理臺（1955年）等處也相繼開展起來。1912年，海耳等開始測量太陽的普遍磁場，但得到的結果有較大誤差。1953年，H.D.巴布科克研製了太陽光電磁像儀，用以觀測太陽表面的微弱磁場。在以後二十多年，各種不同型別的磁像儀先後研製成功，因而發現了日面區域性磁場、太陽整體磁場和磁結點等。在實測工作取得巨大進展的同時，理論研究也蓬勃開展起來。例如，黑子磁場結構、太陽活動周的起源、耀斑爆發機制以及磁場內譜線形成理論等研究，都有了重要的進展。

觀測方法和儀器

測量天體磁場主要利用譜線的塞曼效應，也就是利用磁場內輻射的兩種性質：

（1）譜線的塞曼分裂或致寬；

（2）塞曼支線的偏振。一般使用呈現正常塞曼效應的磁敏感譜線；例如 FeIλ6303。譜線在磁場內的分裂量ΔλH與磁場強度H成正比，相應的關係式為ΔλH=4.67×10-5gλ2H，式中g為譜線的朗德劈裂因子。對FeIλ6303來說，g=2.5。

黑子是日面上磁場最強的區域，強度可達三、四千高斯。這時 FeIλ6303的ΔλH約為10-1埃。大型太陽攝譜儀可以準確測定這個數值。具體作法是在攝譜儀狹縫前安放1／4波晶片（使圓偏振光變為平面偏振光）和偏光膜網（讓不同偏振方向的光依次通過），底片上就能得到犬牙交錯的譜線。這使我們容易直接測出ΔλH，代入上式便可算出磁場強度H。但是對於黑子以外的區域，磁場弱，ΔλH小，很難精確測定。這時需要使用磁像儀，按某種方式進行調製，交替地得到兩條塞曼支線，於是穿過對準線翼的出射狹縫的輻射流量就會不斷變化。根據這個變化的幅度可以測定H值。

太陽活動區磁場

太陽黑子磁場

一般說來，一個黑子群中有兩個主要黑子，它們的磁極性相反。如果前導黑子是N極的，則後隨黑子就是S極的。在同一半球(例如北半球)，各黑子群的磁極性分佈狀況是相同的；而在另一半球（南半球）情況則與此相反。在一個太陽活動週期（約11年）結束、另一個週期開始時，上述磁極性分佈便全部顛倒過來。因此，每隔22年黑子磁場的極性分佈經歷一個迴圈，稱為一個磁周。強磁場是太陽黑子最基本的特徵。黑子的低溫、物質運動和結構模型都與磁場息息相關。

耀斑與磁場的關係

耀斑是最強烈的太陽活動現象。一次大耀斑爆發可以釋放1030～1033爾格的能量，這個能量可能來自磁場。在活動區內一個強度為幾百高斯的磁場一旦湮沒，它所蘊藏的磁能便全部釋放出來，足夠供給一次大耀斑爆發。在耀斑爆發前後，附近活動區的磁場往往有劇烈的變化。本來是結構複雜的磁場，在耀斑發生後就變得比較簡單了。這就是耀斑爆發的磁場湮沒理論的證據。

日珥的磁場

日珥的溫度約為一萬度，它卻能長期存在於溫度高達一、兩百萬度的日冕中，既不迅速瓦解，也不下墜到太陽表面，這主要是靠磁力線的隔熱和支撐作用。寧靜日珥的磁場強度約為10高斯，磁力線基本上與太陽表面平行；活動日珥的磁場強一些，可達200高斯，磁場結構較為複雜。

太陽普遍磁場

除太陽活動區外，日面寧靜區也有微弱的磁場。整個說來，太陽和地球相似，也有一個普遍磁場。不過由於區域性活動區磁場的干擾，太陽普遍磁場只是在兩極區域比較顯著，而不象地球磁場那樣完整。太陽極區的磁場強度只有1～2高斯。太陽普遍磁場的強度經常變化，甚至極性會突然轉換。這種情況在1957～1958年和1971～1972年曾兩次觀測到。

太陽整體磁場

如果把太陽當作一顆恆星，讓不成像的太陽光束射進磁像儀，就可測出日面各處混合而成的整體磁場。這種磁場的強度呈現出有規則的變化，極性由正變負，又由負變正（圖1）。大致說來，在每個太陽自轉周（約27天）內變化兩次。對這個現象很容易作這樣的解釋:日面上有東西對峙的極性相反的大片磁區（圖2），隨著太陽由東向西自轉，我們就可以交替地觀察到正和負的整體磁場。總之，太陽上既有普遍磁場，又有整體磁場。前者是南北相反的，後者是東西對峙的。

太陽磁場的精細結構

近年來通過高解析度的觀測表明，太陽磁場有很複雜的精細結構。就活動區來說，在同一個黑子範圍內各處磁場強度往往相差懸殊；並且在一個就整體說來是某一極性（例如N極）的黑子裡，常含有另一極性(S極)的小磁結點。因此，嚴格說來，單極黑子並不存在。在橫向磁場圖上，不僅各處強度不同，方位角也不一樣。在黑子半影中，較亮條紋與它們之間的較暗區域的磁場也有明顯的差異。在活動區中，磁結點的直徑約為1，000公里，磁場強度為1，000～2，000高斯。黑子磁場的自然衰減時間是很長的。

在日面寧靜區，過去認為只有微弱的磁場，其強度約為1～10高斯。可是新的觀測表明，寧靜區的磁場的強度同樣是很不均勻的，也含有許多磁結點。它們在日面上所佔面積很小，卻含有日面寧靜區絕大部分的磁通量。具體說來，寧靜區磁結點的範圍還不到200公里，而它們含的磁通量竟佔整個寧靜區的90％左右。由於磁通量集中，磁結點的磁場強度可達上千高斯，遠遠超過寧靜區大範圍的平均磁場強度。

行星際磁場的扇形結構

在磁場“凍結”的情況下，太陽風的粒子帶著磁力線跑，於是太陽磁場便瀰漫於整個太陽系空間。因為太陽在自轉，太陽風所攜帶的磁力線就不是直線，而是螺旋線。此外，日面上有整體磁場，相鄰磁區的極性是相反的。這些因素同時起作用，形成行星際磁場的扇形結構。它和太陽整體磁場密切相關，它們的極性幾乎完全一致。圖1 中的折線表示太陽整體磁場，而中間水平直線兩旁的斜線則表示行星際磁場的極性。太陽整體磁場的極性一旦轉換，行星際磁場的極性立即跟著轉換。

隨著太陽磁場向外擴張，它的強度也就越來越弱。在地球外圍空間，磁場強度還不到萬分之一高斯。然而由於行星際空間的氣體極為稀薄，這樣弱的磁場也能對物質運動產生支配作用。在太陽風的作用下，地磁場被壓縮在地球磁層的範圍內，不能向外延伸。

太陽內部磁場

目前對太陽磁場測量只限於太陽大氣。至於太陽內部磁場，還不能直接測量，只能用理論方法作粗略的估計。有人認為它可能比大氣的磁場強得多。

太陽磁場的起源

太陽的磁場來源是一個遠未解決的難題。現有學說可分為兩類。一類是化石學說，認為現有的磁性是幾十億年前形成太陽的物質遺留下來的。理論計算表明，太陽普遍磁場的自然衰減期長達100億年，因此，磁性長期留存是可能的。另一類是目前得到普遍承認的發電機學說（見太陽平均磁流發電機機制），認為太陽的磁場是帶電物質的運動使微弱的種子磁場得到放大的結果。既然太陽的物質絕大部分是等離子體，並且經常處於運動狀態，那就可以用發電機效應來說明關於太陽磁場起源中的若干問題。太陽磁場理論的一個重要課題是太陽活動周的形成機制。目前得到公認的是較差自轉理論。它認為太陽的較差自轉（見太陽自轉）使光球下面的水平磁力線管纏繞起來，到一定時候，上浮到日面，形成雙極黑子。由於大量的雙極黑子磁場的膨脹和擴散，原來的普遍磁場被中和掉了，接著就會出現極性相反的普遍磁場。這樣就可以解釋太陽的22年磁周。

葉式煇編著:《天體的磁場》，科學出版社，北京，1978。

er，Cosmical Magnetic Fields，Clarendon Press， Oxford，1979.