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新浪科技综合|如果没有磁场，太阳将变得枯燥无味

如果没有磁场

来源：中国科学院紫金山天文台
我国第一颗综合性太阳探测卫星——先进天基太阳天文台（ASO-S）正在紧锣密鼓研制中 。 作为ASO-S的一个重要组成部分 ， 全日面矢量磁像仪（FMG）的测量目标将是太阳物理学中的“第一观测量”——磁场 。 本文将着重介绍太阳的多变磁场和FMG所扮演的重要角色 。

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图1/3

如果没有磁场 ， 太阳将变得枯燥无味 。
—— 帕克（Eugene Parker）
磁场
在地球上 ， 我们手中的指南针会根据地球的磁场结构轻易地为我们指明方向 。 地球的磁场近似为偶极场 ， 其磁场强度约为0.5高斯 。
地球的磁场结构 。 |图片素材来源：Wikipedia
但如果把指南针放在太阳上（假如它不会被高温熔化） ， 又会发生什么呢？你会发现 ， 在不同的区域 ， 指南针的指向是不同的；即使是在同一区域 ， 指南针在不同的时间所指的方向也是不同的 。 之所以会出现这样的情况 ， 是因为太阳磁场要比地球磁场复杂得多 ， 它永远处于改变的状态 。
在太阳不同的区域存在不同的磁场方向和强度；即使在同一区域 ， 磁场在不同的时间也是不同的 。 图中显示了太阳磁场在不同时间的变化 。 | 图片来源：NASA
活动区和宁静区
太阳极其复杂的磁场也引发了许多令人着迷的显著特征 ， 比如太阳黑子等 。 黑子之所以黑 ， 是因为其温度要比周围低 。 太阳光球层的平均温度是5700K ， 黑子的温度则约为4700K左右 。
一个典型的黑子一般由本影和半影组成 。 太阳黑子会成群结对出现 ， 形成活动区 ， 是磁场的聚集区 。 活动区也是太阳磁场最强的区域 ， 其强度为2000~3000高斯 。
活动区一般由正、负两个磁极组成 ， 它们会通过磁力线连接 。 太阳上的活动区并不是固定不变的 ， 它有形成、演化、消失的过程 。 不同的活动区 ， 磁结构也有所不同 ， 有简单的也有复杂的 。
通过望远镜 ， 天文学家可以观测到简单的偶极活动区在日面上面积不断变大的演化过程 。 通过磁流体力学（MHD）模拟 ， 能够看到与活动区相关的磁力线从太阳内部浮现出来 ， 不断向上膨胀 ， 穿过光球层、色球层、过渡区和日冕 。
日面偶极活动区磁浮现过程的MHD模拟 。 黑色区域为负极 ， 白色区域为正极 。 | 图片素材来源：Chen ，Feng
太阳活动区以外的区域被称为宁静区 。 宁静区并不意味着没有磁场分布 ， 只是那里的磁场较弱 ， 强度为20~200高斯 ， 磁场分布一般呈网络状结构 ， 所以也称网络磁场 。
随着望远镜空间分辨率、时间分辨率的提高 ， 天文学家发现太阳上的宁静区其实并不宁静 。 有许多小尺度活动现象都与宁静区的磁场变化有关 ， 比如在光球层可以看到米粒组织的对流运动 ， 在色球层可以看到针状体的运动和演化等等 。
太阳活动周
在19世纪40年代 ， 德国的药剂师、业余天文爱好者施瓦布在经过长期观测后 ， 发现太阳黑子数存在周期性的变化 。 从太阳活动峰年到谷年再到峰年 ， 大约是11年 。 在太阳活动周的峰年 ， 日面上可能会有100个或更多的太阳黑子（日面上的活动区多 ， 太阳活动剧烈）；在太阳活动的谷年 ， 日面上的黑子数很少 ， 有时候数月间都看不到一个太阳黑子（日面上的活动区少 ， 太阳活动稀少） 。

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太阳活动周（1749年-2020年） 。 | 图片数据来源：SILSO data/Royal Observatory of Belgium 2021
后来 ， 在总结了以前的观测资料后 ， 科学家把1755-1766年定义为第一个太阳活动周；第25太阳活动周始于2019年 。

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第24个太阳活动周 。 图中显示了太阳磁场在此期间是如何变化的 。 蓝色代表负极磁场、黄色代表正极磁场 。 | 图片素材来源：Lisa Upton - www.solarcyclescience.com
与太阳黑子对应的磁场也存在一定的周期 。 活动区中 ， 前面的黑子是前导黑子 ， 后面的黑子称为后随黑子 ， 后随黑子的磁场极性与前导黑子相反 。
在同一太阳活动周 ， 北半球活动区的前导磁极性趋向于是同一磁极性 ， 南半球的前导磁极性趋向于是另一磁极性 。 在下一个太阳活动周 ， 黑子的磁场极性发生反转 。 一个太阳磁活动周为两个太阳活动周 ， 大约22年 。 在24太阳活动周 ， 北半球活动区的前导极性为负极 ， 后随极性为正极；南半球活动区的前导极性为正极 ， 后随极性为负极 。
在25太阳活动周 ， 磁场极性发生反转 ， 北半球的前导极性为正极 ， 南半球的前导极性为负极 。
太阳爆发
太阳活动区的浮现过程 ， 以及剪切、旋转运动 ， 会产生相关磁力线的扭曲、缠绕、甚至打结 ， 从而聚集大量的自由磁能 。 自由磁能超过了一定的限制 ， 便会释放出来 ， 转换成热能、动能 ， 从而触发耀斑和日冕物质抛射 。
2013年 ， 太阳喷发出的物质 。 | 图片来源：SDO/GODDARD/NASA/FLICKR
在太阳活动峰年 ， 太阳爆发频繁 ， 经常会产生大的耀斑或日冕物质抛射 。 太阳耀斑爆发释放巨大的能量 ， 一次X级耀斑爆发能够释放1032尔格的能量 ， 相当于数千万次强烈火山爆发的总能量 。 日冕物质抛射能够释放大量的物质 ， 一次巨大的日冕物质抛射能释放数十亿吨的物质 。
地基和空间观测
虽然人们对太阳的观测有着悠长的历史 ， 但我们对它的真正深入理解则始于上个世纪初：
全日面矢量磁像仪
ASO-S三大载荷之一的全日面矢量磁像仪（FMG） ， 与SDO卫星上的日震和磁成像仪（HMI）相仿 ， 但具有相对更好的磁场测量精度 ， 将用于全日面太阳矢量磁场的高时间分辨率、高空间分辨率和高灵敏度测量 。
FMG系统共有三种工作模式：常规模式、爆发模式、定标模式 。 系统默认为常规模式 ， 该模式下时间分辨率2分钟 。 在接收到外部指令后可以切换进入其它模式 。 外部指令有两个来源：一是ASO-S的其它两个载荷（HXI或LST）探测到太阳爆发现象时发来的指令 ， 这时候触发FMG的爆发模式；另一个是观测者通过测控指令 ， 要求FMG进入爆发模式或者定标模式 。
FMG基于双折射滤光器 ， 相较于日出卫星（Hinode）的Stokes参数仪 ， 具有更大的视场、更高的观测效率和时间分辨率；相较于SDO卫星和SOHO卫星的磁像仪 ， 观测模式简单 ， 磁场测量灵敏度高 。 FMG观测的原始数据是偏振信号 ， 需要将原始数据校正、定标、反演后才能获得矢量磁场数据 。
【新浪科技综合|如果没有磁场，太阳将变得枯燥无味】ASO-S卫星成功发射后 ， FMG获得的矢量磁场数据不仅可以帮助我们更好地理解空间天气因果链中磁能的传输、积累和释放问题 ， 也可以帮助我们深入理解耀斑和日冕物质抛射过程中的能量积累、触发、释放和传输机制 ， 并为空间天气事件预报提供观测基础 。

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