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太阳磁场 solar magnetic field 太阳的绝大部分物质是高温等离子体，太阳的物态、运动和演变都与磁场密切相关。太阳黑子、耀斑、日珥等活动现象，更是直接受磁场支配。因此，太阳磁场的研究具有重要意义。 *无力场* *无电流场* *磁合并* *塞曼效应* *太阳平均磁流发电机机制* 研究简史 1908年[光绪34年]，美国天文学家海尔等在威尔逊山天文台[现称海尔天文台]，利用光谱线的塞曼效应测量太阳黑子的磁场。这项工作后来在波茨坦天文台[1942年]、克里米亚天体物理台[1955年]等处也相继开展起来。1912年，海尔等开始测量太阳的普遍磁场，但得到的结果有较大误差。1953年，H.D.巴布科克研制出太阳光电磁像仪，用以观测太阳表面的微弱磁场。在以后的20多年，各种不同类型的磁像仪先后研制成功，因而发现了日面局部磁场、太阳整体磁场和磁结点等。在实测工作取得巨大进展的同时，理论研究也蓬勃开展起来。例如，黑子磁场结构、太阳活动周的起源、耀斑爆发机制以及磁场内谱线形成理论等研究，都有了重要的进展。 观测方法和仪器 测量天体磁场主要利用谱线的塞曼效应，也就是利用磁场内辐射的两种性质： 1 谱线的塞曼分裂或致宽； 2 塞曼支线的偏振。 一般使用呈现正常塞曼效应的磁敏感谱线，例如FeI λ6303。谱线在磁场内的分裂量Δλ与磁场强度H成正比，相应的关系式为Δλ=4.67X10gλH,式中g为谱线的朗德劈裂因子。对FeI λ6303来说，g=2.5。 黑子是日面上磁场最强的区域，强度可达三四千高斯。这时FeI λ6303的Δλ约为0.1埃。大型太阳摄谱仪可以准确测定这个数值。具体作法是在摄谱仪狭缝前安放1/4波片 [使圆偏振光变为平面偏振光] 和偏光膜网 [让不同偏振方向的光依次通过] ，底片上就能得到犬牙交错的谱线。这使我们容易直接测出Δλ，代入上式便可算出磁场强度H。但是对于黑子以外的区域，磁场弱，Δλ小，很难精确测定。这是需要使用磁像仪，按某种方式进行调制，交替地得到2条塞曼支线，于是穿过对准线翼的出射狭缝的辐射流量就会不断变化。根据这个变化的幅度可以测定H值。 太阳活动区磁场 太阳黑子磁场 一般说来，一个黑子群中有2个主要黑子，它们的磁极性相反。如果前导黑子是N极的，后随黑子就是S极的。在同一半球 [如北半球] ，各黑子群的磁极性分布状况是相同的；而在另一半球 [南半球] 情况则与此相反。在一个太阳活动周期 [约11年] 结束，另一个周期开始时，上述磁极性分布便全部颠倒过来。因此，每隔22年黑子磁场的极性分布经历一个循环，称为一个磁周。强磁场是太阳黑子最基本的特征。黑子的低温、物质运动和结构模型都与磁场息息相关。 耀斑与磁场的关系 耀斑是最激烈的太阳活动现象。一次大耀斑爆发可以释放1010尔格的能量，这些能量可能来自磁场。在活动区内一个强度为几百高斯的磁场一旦湮没，它所蕴藏的磁能便全部释放出来，足够供给一次大耀斑爆发。在耀斑爆发前后，附近活动区的磁场往往有剧烈的变化。本来是结构复杂的磁场，在耀斑发生后就变得简单了。这就是耀斑爆发的磁场湮没理论的证据。 日珥的磁场 日珥的温度约为1万度，它却能长期存在于高达一二百万度的日冕中，既不迅速瓦解，也不下坠到太阳表面，这主要是靠磁力线的隔热和支撑作用。宁静日珥的磁场强度约为10高斯，磁力线基本上与太阳表面平行；活动日珥的磁场强一些，可达200高斯，磁场结构较为复杂。 太阳普遍磁场 除太阳活动区外，日面宁静区也有微弱的磁场。整个说来，太阳和地球相似，也有一个普遍磁场。不过由于局部活动区磁场的干扰，太阳普遍磁场只是在两极区域比较显著，而不象地球磁场那样完整。太阳极区的磁场强度只有1-2高斯。太阳普遍磁场的强度经常变化，甚至极性会突然转换。这种情况在1957-1958年和1971-1972年曾2次观测到。 太阳整体磁场 如果把太阳当作一颗遥远的恒星，让不成像的太阳光束射进磁像仪，就可测出日面各处混合而成的整体磁场。这种磁场的强度呈现出有规则的变化，极性由正变负，又由负变正。大致说来，在每个太阳自转周 [27天] 内变化2次。这个现象很容易解释：日面上有东西对峙的极性相反的大片磁区，随着太阳由东向西自转，我们就可以交替地观察到正的和负的整体磁场。总之，太阳上既有普遍磁场，又有整体磁场。前者是南北相反的，后者是东西对峙的。 太阳磁场的精细结构 近年来高分辨率的观测表明，太阳磁场有很复杂的精细结构。就活动区来说，在同一个黑子范围内各处磁场强度往往相差悬殊；并且在一个就整体说来是某一极性 [例如N极] 的黑子里，常含有另一极性 [S极] 的小磁结点，因此，严格说来单极黑子并不存在；在横向磁场图上，不仅各处强度不同，方位角也不一样；在黑子半影中，较亮条纹与它们之间的较暗区域的磁场也有明显的差异。在活动区中，磁结点的直径约为1000公里，磁场强度为1000-2000高斯。黑子磁场的自然衰减时间是很长的。 在日面宁静区，过去认为只有微弱的磁场，其强度约为1-10高斯。可是新的观测表明，宁静区的磁场强度同样是很不均匀的，也含有许多磁结点。它们在日面上所占的面积很小，却含有日面宁静区绝大部分的磁通量。具体说来，宁静区磁结点的范围还不到200公里，而它们含的磁通量竟占整个宁静区的90%左右。由于磁通量集中，磁结点的磁场强度可达上千高斯，远远超过宁静区大范围的平均磁场强度。 行星际磁场的扇形结构 在磁场“冻结”的情况下，太阳风的粒子带着磁力线跑，于是太阳磁场便弥漫于整个太阳系空间了。因为太阳在自转，太阳风所携带的磁力线就不是直线，而是螺旋线。此外，日面上有整体磁场，相邻磁区的极性是相反的。这些因素同时起作用，形成行星际磁场的扇形结构。它和太阳整体磁场密切相关，它们的极性几乎完全一致。 随着太阳磁场向外扩张，它的强度也就越来越弱。在地球外围空间，磁场强度还不到万分之一高斯。然而由于行星际空间的气体极为稀薄，这样弱的磁场也能对物质运动起支配作用。在太阳风的作用下，地磁场被压缩在地球磁层的范围内，不能向外延伸。 太阳内部磁场 目前对太阳磁场的测量只限于太阳大气。至于太阳内部磁场，还不能直接测量，只能用理论方法做粗略的估计。有人认为它可能比大气的磁场强得多。 太阳磁场的起源 太阳的磁场来源是一个远未解决的难题。现有学说可分为2类：
太阳磁场理论的一个重要课题是太阳活动周的形成机制。目前得到公认的是较差自转理论。它认为太阳的较差自转使光球下面的水平磁力线管缠绕起来，到一定时候，上浮到日面，形成双极黑子。由于大量的双极黑子磁场的膨胀和扩散，原来的普遍磁场被中和掉了，接着就会出现极性相反的普遍磁场。这样就可以解释太阳的22年磁周。 |
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网页制作 李丹 E-mail 1644@sohu.com 版权所有 北京天文台怀柔太阳观测基地 2000年9月1日 |
