太陽磁場測量

李文顯，田暉

①中國科學院國家天文臺，北京 100101；②北京大學 地球與空間科學學院，北京 100871

1 磁場和變幻莫測的太陽

太陽是太陽系的中心天體，控制著整個太陽系的生死變遷。作為地球的宿主恒星，太陽賦予地球萬物賴以生存的光和熱，也以日升日落見證著時間的流逝。太陽大部分時間是溫和的，偶爾還會帶來一些驚喜，比如太陽光經過空中水滴的折射、反射形成五彩斑斕的彩虹，太陽向外發(fā)射的帶電粒子流(太陽風)進入地球時產生美輪美奐的極光，月亮遮住太陽時發(fā)生“天狗食日”——日食。但有時太陽也有“暴脾氣”，如拋射出巨量的磁化等離子體(日冕物質拋射，coronal mass ejection)至行星際空間或在短時間內釋放出大量的高能電磁輻射(太陽耀斑，flare)和高能粒子等。這些劇烈的太陽爆發(fā)活動會在日地空間引發(fā)一系列強烈的擾動，即空間天氣(圖1)。災害性空間天氣往往發(fā)生在幾分鐘到幾個小時的時間內，會對航空航天、導航通信、電力等高科技系統(tǒng)造成嚴重影響。比如1859年發(fā)生的“卡林頓”太陽耀斑事件，造成全球電報網絡系統(tǒng)失靈，北半球的極光在古巴、中國，甚至靠近赤道的低緯度地區(qū)都可以看見；1989年3月的一場太陽風暴造成加拿大魁北克省電力和供暖系統(tǒng)在幾秒內癱瘓，美國200多處電力系統(tǒng)出現(xiàn)異常，北美地區(qū)600多萬人受到影響；2003年的“萬圣節(jié)”太陽風暴導致數(shù)十顆地球軌道衛(wèi)星暫時性失靈，其中一些儀器受到永久性損壞，嚴重影響了人類通信、導航、航空和電力系統(tǒng)。隨著現(xiàn)代科學技術的飛速發(fā)展，人類日常生產和生活更加依賴于這些高科技系統(tǒng)，因此準確的太陽活動和空間天氣預報變得尤為重要。

圖1 日地關系和空間天氣(圖片來源：NASA’s Goddard Space Flight Center)

太陽大氣是由磁場主導并耦合在一起的巨大的等離子體環(huán)境。引起空間天氣的太陽活動的根源是太陽磁場的演化引起太陽大氣中等離子體的加熱和拋射。對太陽磁場的準確測量及演化監(jiān)測可以幫助我們對太陽活動進行預警和預報，從而減少或避免災害性空間天氣對人類的影響。另外，磁場作為太陽的基本屬性之一，與太陽大氣中發(fā)生的幾乎所有現(xiàn)象和物理過程都緊密相關。比如太陽爆發(fā)的能量釋放機制主要是磁重聯(lián)，即方向相反的磁力線相互靠近時原有磁場拓撲結構發(fā)生改變并形成新的“聯(lián)接”，這一過程會快速釋放出儲存的磁自由能。太陽黑子數(shù)的11年周期(太陽活動周)本質上是太陽大尺度磁場的周期性變化。與小尺度磁活動相關的物理過程和現(xiàn)象，如磁流體波動和微小尺度耀斑被普遍認為是太陽最外層大氣——日冕溫度提升的幕后推手。太陽磁場/活動周起源、太陽爆發(fā)機制以及日冕加熱機制，是當今太陽物理領域的三大科學難題，相關研究嚴重受限于太陽磁場尤其是日冕磁場信息的缺失。要真正揭開太陽的神秘面紗，實現(xiàn)太陽物理新發(fā)展，精確的太陽三維磁場測量至關重要。此外，太陽作為一顆普通的恒星，是人類唯一可以進行精細觀測的恒星樣本，對太陽磁場的研究對于我們理解恒星爆發(fā)性磁活動及其對系外行星宜居性影響也有重要的參考價值。

2 太陽磁場測量的歷史

黑子是日面上出現(xiàn)的黑斑，是太陽表面可以被看到的最明顯現(xiàn)象。《漢書·五行志》中記載的公元前43年“日黑居仄，大如彈丸”便是對肉眼觀測到的太陽黑子的直觀描述，這大概是最早的關于太陽黑子的明確記錄。對太陽黑子最早的科學觀測則發(fā)生在望遠鏡發(fā)明之后不久。1610年前后伽利略·伽里列奧(Galileo Galilei)和托馬斯·哈里奧特(Thomas Harriot)等人分別用自制望遠鏡觀測到了太陽黑子并留下手繪圖[1]。自此之后的數(shù)百年間，基于望遠鏡的觀測，人類先后發(fā)現(xiàn)太陽黑子數(shù)的11年周期、黑子在日面上的緯度分布規(guī)律(黑子蝴蝶圖，圖2)、太陽耀斑(太陽活動現(xiàn)象)等現(xiàn)象。在20世紀之前，人們對這些神秘現(xiàn)象背后的物理機制還不甚了解。1896年，荷蘭物理學家彼得·塞曼(Pieter Zeeman)在實驗室中觀測到塞曼效應(Zeeman effect)，即原子光譜線在外磁場的作用下發(fā)生分裂的現(xiàn)象[2-3]。時任Astrophysical Journal(ApJ)創(chuàng)刊編輯的喬治·埃勒里·海爾(George Ellery Hale)前瞻性地預見到塞曼效應在天體物理研究中的重要性，同年ApJ再版了塞曼的文章[4]。1908年，海爾通過觀測到的太陽黑子周圍Hα纖維狀渦旋結構，預測太陽黑子是強磁場聚集地。為驗證這一想法，他利用威爾遜山天文臺口徑約17 cm的太陽塔望遠鏡，發(fā)現(xiàn)了黑子中譜線的塞曼分裂，觀測到黑子中存在數(shù)千高斯強度的磁場(圖3)[5]，這是人類首次在地球以外發(fā)現(xiàn)磁場的存在。太陽黑子中磁場的發(fā)現(xiàn)是人類通向宇宙磁場研究的窗口，也是現(xiàn)代太陽物理學的開端。

圖2 上圖：1874—2021年間太陽黑子的維度分布隨時間的變化，即太陽黑子蝴蝶圖；下圖：太陽縱向磁場的緯度分布隨時間的變化，即太陽磁場蝴蝶圖(圖片來源：http://solarcyclescience.com/solarcycle.html)

圖3 海爾在操作太陽望遠鏡(左圖)[6]和太陽黑子處譜線的分裂(右圖)[7]

20世紀的前20年，海爾及其合作者不斷改進太陽望遠鏡，進一步觀測發(fā)現(xiàn)太陽黑子通常成對(前導黑子和后隨黑子) 出現(xiàn)，呈東西排列，且一般磁場極性相反。同一個太陽半球的黑子對磁場極性分布相同，而不同半球分布相反，這種規(guī)律在同一個太陽活動周內保持不變，在下一個活動周則完全相反。這說明太陽黑子磁場也存在周期性變化，且變化周期是太陽黑子數(shù)周期的2倍，即22年。黑子磁場的這種時間和空間分布規(guī)律稱為海爾極性定律(Hale’s polarity law)[7]。他們還發(fā)現(xiàn)前導黑子比后隨黑子更接近赤道(緯度更低)，即喬伊定律(Joy’s law)。海爾極性定律和喬伊定律是太陽發(fā)電機理論(太陽磁場產生機制)的觀測基礎。

在觀測到太陽黑子中存在磁場后不久，海爾便開始嘗試觀測太陽中普遍存在的磁場。由于寧靜區(qū)太陽磁場較弱，以及當時探測技術的限制，海爾未能在寧靜區(qū)太陽磁場測量方面有大的進展，僅有的兩個成功測量結果之一給出的極區(qū)磁場大小比后來的觀測結果大了一個量級[7]。直到1953年，巴布科克(Horace W.Babcock)在研制成功第一臺光電磁像儀后[8]，利用其觀測發(fā)現(xiàn)磁場在太陽上普遍存在且極區(qū)磁場的極性分布符合海爾極性定律，變化周期為22年。巴布科克由此提出解釋太陽活動周起源的經驗模型——巴布科克模型(Babcock model)[9]。磁像儀的發(fā)明開啟了對寧靜區(qū)太陽磁場的測量，但當時只局限于對沿著視線方向即縱向磁場的測量。1962年，斯捷潘諾夫(V. E. Stepanov)和塞維尼(A. B. Severny)利用磁像儀通過測量譜線的線偏振和圓偏振信號首次同時測得太陽的橫向磁場和縱向磁場，實現(xiàn)太陽矢量磁場的測量[10]。矢量磁場的測量對促進磁流體力學在太陽物理中的應用和太陽發(fā)電機理論的發(fā)展起到關鍵的作用。

20世紀70年代之后的短短20年間，隨著光譜儀型和濾光器型太陽磁場探測技術的快速發(fā)展，太陽磁場測量完成了“點—線—面”質的跨越，可基于塞曼效應實現(xiàn)光球全日面矢量磁場的常規(guī)觀測。在這期間，我國艾國祥院士創(chuàng)建的中國科學院國家天文臺懷柔太陽觀測基地，在太陽磁場測量領域作出杰出貢獻(圖4)[11]，其對太陽磁場的測量在國際上產生了重要影響。自20世紀90年代中期開始，太陽磁場研究進入空間探測時代，國際上先后發(fā)射了SOHO/MDI[12]、Hinode/SOTSP[13]、SDO/HMI[14]、CLASP[15]、CLASP2[16]、SO/PHI[17]等空間磁場望遠鏡。地面與空間望遠鏡相結合，極大地推動了在太陽寧靜區(qū)磁場、活動區(qū)磁場、磁螺度計算、日冕磁場外推等方面的相關研究。以此為基礎，太陽大氣磁流體力學、太陽發(fā)電機理論、太陽爆發(fā)機制等領域取得重要進展。2021年，隨著“黎明星”風云三號E星X射線-極紫外太陽圖像的發(fā)布[18]以及“羲和號”太陽Hα光譜探測與雙超平臺科學技術試驗衛(wèi)星的成功發(fā)射[19]，我國的太陽物理研究也正式進入太空時代。2022年我國將發(fā)射第一顆綜合性太陽探測衛(wèi)星——先進天基太陽天文臺(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)[20]，其中搭載的全日面矢量磁像儀(Full-disk MagnetoGraph,FMG)將用于光球矢量磁場的常規(guī)觀測[21]。

圖4 懷柔太陽觀測基地全日面磁場望遠鏡在太陽活動峰年(左圖)和谷年(右圖)觀測的光球縱向磁場圖像(黑色和白色表示不同極性)(圖片來源：懷柔太陽觀測基地。https://sun10.bao.ac.cn)

3 太陽磁場診斷的原理

太陽磁場的診斷原理可大致分為三類：第一類是利用磁場對太陽電磁輻射的影響，如塞曼效應、漢勒效應(Hanle effect)、射電波段不同輻射機制(回旋共振、同步輻射等)等，該類方法也是目前進行太陽磁場測量最常用的方法；第二類是利用磁場對太陽大氣等離子體物理參數(shù)和性質的影響，如冕震學(coronal seismology)用于日冕磁場的測量；第三類是當沒有觀測條件時，利用理論外推方法，如勢場、線性或非線性無力場模型、有力場模型等進行日冕磁場外推。以下將分別對塞曼效應、漢勒效應和日冕磁場測量方法進行介紹。

3.1 塞曼效應

塞曼效應是塞曼1896年在實驗室觀測到Na譜線在外磁場中發(fā)生分裂而發(fā)現(xiàn)的，是19世紀末20世紀初物理學最重要的發(fā)現(xiàn)之一。隨后不久，塞曼的老師、荷蘭物理學家亨德里克·安東·洛倫茲(Hendrik Antoon Lorentz)利用原子磁矩的空間量子化概念對這種現(xiàn)象進行了物理解釋。塞曼與洛倫茲因塞曼效應的發(fā)現(xiàn)共同榮獲1902年的諾貝爾物理學獎。自1908年海爾首次測得太陽磁場以來，塞曼效應已經成為測量太陽和其他恒星磁場最主要的方法。

根據(jù)塞曼效應，在外磁場作用下，角動量量子數(shù)為J的能級將分裂成2J+1條塞曼子能級(磁量子數(shù)M=-J, -J+1, …,J)。定義J和J′分別代表某條發(fā)射譜線的上下能級，不同塞曼子能級(M和M′)之間的躍遷將產生具有不同波長的塞曼分裂子線。以電偶極躍遷為例，根據(jù)選擇定則ΔM=M-M′，ΔM=0時產生塞曼分裂中的π子線，ΔM=±1時產生σ子線(σr和σb)。不同子線的波長位移為：

其中e和me是電子的電荷和質量，c是光速，λ0是沒有外磁場時的波長，B是磁場強度，g和g′是上下能級的朗德因子(Landé factor)。

考慮最為簡單的情況，當上下能級的總角動量量子數(shù)之一為0(J=0或J′=0)或上下能級的朗德因子相等(g=g′)時，譜線將發(fā)生正常塞曼三分裂，分別為一條π線和兩條σ線。π線波長位置不變，σ線波長位移可最終簡化為：

其中，ΔλB和λ0單位為?(1 ?=10-10m)，B單位為Gs(1 Gs=10-4T)，geff是有效朗德因子，由上下能級的朗德因子和角動量量子數(shù)決定。

譜線發(fā)生波長位移的同時，不同塞曼子線的偏振特性也不同，π線為線偏振，σr和σb為與磁場垂直的平面內的圓偏振，從不同方向觀測到的偏振特性也不相同。當觀測者視線方向與磁場垂直時，可以看到三條子線，且都為線偏振；當視線方向平行于磁場時，只能看到兩條具有圓偏振的σ線；當視線方向與磁場成任意夾角時，可觀測到一條線偏振π線和兩條橢圓偏振σ線(圖5)。

圖5 塞曼分裂子線從不同方向觀測時的偏振特性示意圖 (根據(jù)文獻[22]圖3.1繪制)

偏振輻射可以通過Stokes參數(shù)(I,Q,U,V)T來描述，其中I為光強，Q和U分別描述線偏振，V描述圓偏振。通過塞曼子線的裂距測量磁場強度，StokesQ和U的關系給出磁場投影在垂直于視線方向的平面的方位角，V和Q、U的關系給出磁場相對視線方向的傾角，便可以得到矢量磁場信息。該方法簡單且得到的磁場測量精度較高，但只適用于當塞曼子線足夠可分辨時，即ΔλB＞＞ΔλD(ΔλD為譜線的多普勒展寬)時。根據(jù)(2)式，塞曼裂距與波長平方成正比，故紅外波段的測量有其優(yōu)勢。比如Lin[23]利用Fe I 1564.9 nm譜線的StokesV信號測得σ子線間隔，從而得到磁場強度；隸屬懷柔太陽觀測基地用于太陽磁場精確測量的中紅外觀測系統(tǒng)AIMS計劃采用這一思路，利用中紅外Mg I 12.32 μm譜線進行太陽磁場的測量[24]。

當塞曼子線不能完全分開時，需要對偏振光譜進行Stokes反演得到矢量磁場信息，利用該方法得到的磁場測量精度依賴于太陽大氣模型假設以及求解輻射轉移方程。在一定條件下，可以對輻射轉移方程進行近似求解，比如在弱場近似下可得到簡單的磁場定標公式用于太陽磁場的快速定標[25]。但要得到相對精確的磁場信息，需要對偏振產生機制有詳盡的理解，通過對Stokes輪廓的反演得到。Stokes反演的具體步驟如圖6所示。

圖6 Stokes輪廓反演過程示意圖

1977年Auer等人[26]開發(fā)了第一套基于一維Milne-Eddington(ME)大氣模型的偏振反演程序，1987年Skumanich和Lites發(fā)展了該程序并將其應用于ASP(Advanced Stokes Polarimeter)數(shù)據(jù)的反演。目前用于Hinode/SP磁場反演的程序MERLIN[27]以及用于SDO/HMI的VFISV程序[28]都是在此基礎上完成的。但ME大氣模型假設各物理參量不隨高度變化，因此無法解釋由于大氣參數(shù)的梯度變化而引起的非對稱或反常的偏振輪廓。為解決此問題，1992年Ruiz Cobo和del Toro Iniesta[29]開發(fā)了基于源函數(shù)的SIR程序。目前，常用的基于塞曼效應偏振進行Stokes反演的程序包括LTE假設下的SIR[29-30]、SPINOR[31]以及non-LTE下的NICOLE[32]、STiC[33]等。

3.2 漢勒效應

除磁場外，散射也可以產生偏振信號(第二太陽光譜)，散射偏振在外磁場中可以發(fā)生變化，即漢勒效應。漢勒效應最初由Robert W. Wood[34]和Lord Rayleigh[35]在實驗室中觀測到，1924年德國物理學家威廉·漢勒(Wilhelm Hanle)[36]給出物理解釋并因此得名。1977年Leroy等人[37]首次觀測到太陽日珥中的漢勒效應。1982年Stenflo[38]利用漢勒效應測量湍動的弱磁場。

漢勒效應的結果主要表現(xiàn)為偏振度減弱(退偏)和偏振面旋轉(圖7)[39]，其量子力學解釋為當磁場較弱不足以引起塞曼效應時，具有不同偏振特征的不同子能級之間相干疊加引起的偏振狀態(tài)改變。為更形象地理解其原理也可用經典的偶極振子的振動來描述。當視線方向與入射光呈90°時，在沒有外磁場時觀測到散射引起的完全線偏振光，偏振方向垂直于散射面；當沿著散射方向存在外磁場時，偶極振子將圍繞磁場方向發(fā)生進動并表現(xiàn)為玫瑰型圖案，圖案的形狀取決于阻尼速率與進動速率(與磁場強度成正比)之間的競爭。如圖7左圖，從左到右磁場強度依次增大：當進動速率小于阻尼速率時，進動過程相對發(fā)射過程較慢，觀測到的偏振特性變化很小(左)；當進動速率遠大于阻尼速率時，偶極振子的振動方向趨于隨機化而導致退偏現(xiàn)象(右)；當進動速率與阻尼速率相當時，觀測到的散射偏振是偏振面旋轉和退偏的共同結果(中)。圖7中右圖為利用ZIMPOL偏振分析計觀測到的漢勒效應特征光譜的示例[39]。Ca I 422.7 nm譜線在沒有外磁場時，散射偏振應當表現(xiàn)為+Q偏振光且不隨狹縫方向發(fā)生改變，StokesU和V信號均為零。實際觀測發(fā)現(xiàn)Q/I沿著狹縫方向發(fā)生變化并出現(xiàn)較強的U/I信號，前者是由空間變化的漢勒效應引起的退偏造成的，后者是由于漢勒效應引起的偏振面的旋轉造成的。測量漢勒效應引起的譜線偏振特性的變化，可以用來診斷太陽磁場。

圖7 漢勒效應退偏和偏振面旋轉示意圖(左圖)和其特征光譜(右圖)[39]

一般來說，漢勒效應適用的磁場敏感范圍為[40-42]：

其中τ和gJ分別為能級的壽命和朗德因子。漢勒效應在磁場較強時將達到飽和，這時偏振狀態(tài)將不再隨磁場強度發(fā)生變化，但通過StokesQ和U的信息仍可以得到磁場的傾角和方位角。

漢勒效應適用于弱磁場的測量，尤其是對色球和日冕磁場的診斷，從而與塞曼效應很好地互補。目前，利用漢勒效應進行太陽磁場測量的研究主要集中在理論方面。過去的40多年間，散射偏振量子理論已取得一系列重要進展[22,43-47]。2015年，日本、美國和歐洲的合作團隊成功發(fā)射CLASP探空火箭，目的在于利用紫外偏振光譜進行色球磁場的測量。CLASP成功觀測到H Lyman α 121.57 nm和Si III 120.65 nm 譜線的漢勒效應，并對利用遠紫外偏振光譜進行磁場測量的可行性開展了有益的探索[48]，實現(xiàn)了利用漢勒效應進行磁場測量從理論到實踐的重要跨步。2019年CLASP2成功發(fā)射，其科學目標是通過探測近紫外波段Mg II h&k譜線的塞曼效應和漢勒效應進行色球矢量磁場的測量。近期，CLASP2團隊[49]利用Stokes V觀測數(shù)據(jù)，在基于塞曼效應的弱場近似下反演得到縱向磁場信息，測得色球磁場大小隨高度的分布，成功建立起從光球到色球的磁場聯(lián)系(圖8)，具體磁場測量結果請參見參考文獻[49](注意：參考文獻中結果尚未涉及漢勒效應分析結果）。

圖8 利用CLASP2和Hinode的觀測數(shù)據(jù)測量得到4個不同高度的磁場分布，構建磁力線(綠線)的三維分布藝術構想圖 (圖片來源：National Astronomical Observatory of Japan)

3.3 日冕磁場測量

日冕是太陽最外層大氣，主要由高度電離的離子和自由電子組成。日冕作為眾多類型太陽活動的發(fā)源地，其磁場的測量對于研究太陽活動爆發(fā)起源、日冕加熱等重大科學問題至關重要。但日冕磁場較弱、譜線展寬較大，難以直接利用塞曼效應進行測量，目前常用的日冕磁場測量方法包括日冕禁線的偏振光譜、射電觀測和冕震學等。Sasikumar Raja等[50]匯總不同的測量方法得到日冕磁場強度分布(參考文獻[50]的圖4)，其中包括紅外偏振測量[51]、射電輻射機制[52-53]、冕震學[54-55]、激波-磁繩距離方法[56-57]、法拉第旋轉[58]和磁場誘導躍遷方法[59]等，并與Dulk和Mclean的理論曲線進行對比[60]。

可見光以及紅外波段的日冕禁線(磁偶極躍遷)含有豐富的偏振信息。1965年日全食期間，Eddy和Malville[61]觀測到Fe XIII 1 075 nm譜線很強的線偏振，1977年House討論了利用該譜線的偏振信號進行日冕磁場測量的可能性。1976年，Querfeld和Elmore[62]首次利用該譜線的線偏振對日面邊緣黑子處的日冕磁場進行測量。1995年，Kuhn[63]利用日冕儀觀測到該譜線的圓偏振，并測得磁場強度小于40 Gs。Lin等[64]同時測得4個Stokes參數(shù)，通過StokesV輪廓信息測得兩個距離日心分別為1.12R⊙(R⊙為太陽半徑)和1.15R⊙的活動區(qū)的磁場強度分別約為10 Gs 和33 Gs。2004年Lin等[51]利用日冕儀再次通過1 075 nm譜線的偏振光譜測得距離日心1.10～1.28R⊙的日面邊緣活動區(qū)的磁場強度為0.7～3.6 Gs。其他日冕禁線還包括Fe XIV 530 nm、Fe XI 789 nm、Si X 1 430 nm等。Lin和Casini[65]對利用日冕禁線偏振光譜進行日冕磁場測量的相關理論進行了介紹，Philip Judge[66]對該方法進行了綜述。該方法的缺點是線偏振只包含磁場方向信息，強度信息需要通過測量圓偏振得到。由于圓偏振信號很弱需要較長的曝光時間，比如Lin等[51]的觀測曝光時間長達70多分鐘，因此無法對磁場的短時間演化進行研究。世界上最大望遠鏡丹尼爾·井上望遠鏡DKIST的低溫近紅外偏振光譜儀(Cryo-NIRSP)[67]的主要科學目標就是測量日冕磁場，期望利用其高精度的偏振觀測數(shù)據(jù)在日冕磁場測量方面取得進展。印度將要發(fā)射的Aditya-L1衛(wèi)星載荷VELC也以紅外偏振光譜進行日冕磁場測量為核心科學目標[50]。

利用射電觀測也可以對日冕磁場進行診斷。其原理也相對簡單，即利用磁場在射電傳播過程中的影響或對射電輻射機制的影響，前者一般表現(xiàn)為偏振特性，后者射電輻射機制主要包括軔致輻射、回旋同步輻射、回旋共振輻射、等離子體輻射等[68]。日冕磁場的強度范圍引起的射電輻射剛好處于地面可輕松觀測的波段范圍，因此射電在測量日冕磁場方面具有得天獨厚的優(yōu)勢。盡管如此，射電在日冕磁場測量方面仍面臨巨大挑戰(zhàn)，主要難點在于射電輻射的產生機制非常復雜，很難確定和區(qū)分，需要高分辨率的頻譜成像觀測數(shù)據(jù)。近年來，荷蘭低頻射電觀測陣列(Low Frequency Array,LOFAR)[69]、美國甚大天線陣(Very Large Array, VLA)[70]、默奇森大視場射電望遠鏡陣(Murchison Widefield Array, MWA)[71]、美國歐文思谷射電望遠鏡(Expanded Owens Valley Solar Array, EOVSA)[72]等射電望遠鏡在日冕磁場觀測中已取得一系列進展[73]，如近期美國學者Fleishman等[74]利用EOVSA數(shù)據(jù)，獲取了太陽耀斑過程中日冕磁場強度的空間分布及其演化過程。新的射電望遠鏡，包括西伯利亞太陽射電望遠鏡(Siberian Solar Radio Telescope,SSRT)[75]、歐文思谷長波段射電望遠鏡(Owens Valley Radio Observatory-Long Wavelength Array,OVRO-LWA)[76]、中國的明安圖射電頻譜日像儀(Mingantu Ultra wide Spectral Radioheliograph,MUSER)[77]、下一代甚大天線陣(next generation Very Large Array, ngVLA)[78]和平方公里陣列射電望遠鏡(Square Kilometre Array, SKA)[79]等，將提供更高分辨率的觀測數(shù)據(jù)，有望在日冕磁場測量方面取得新的突破。

日冕中存在的震蕩或波動現(xiàn)象為日冕研究提供了一種新思路，繼而發(fā)展出一種根據(jù)日冕波動的性質來推斷日冕物理參數(shù)的方法，即冕震學。冕震學最早由Roberts等[80]提出，直到21世紀初有了高質量的空間觀測數(shù)據(jù)，該方法才得以廣泛應用。如Nakariakov和Ofman[81]結合磁流體波動理論和冕環(huán)結構中發(fā)生的震蕩現(xiàn)象測得日冕磁場強度為(13±9)Gs。早期利用冕震學進行日冕磁場測量多是基于日冕中快速衰減消亡的震蕩現(xiàn)象，如耀斑導致的冕環(huán)震蕩、CME導致的冕流震蕩等，只能給出震蕩結構的平均磁場強度或一維分布[82-84]。2020年，Yang等人將該方法應用到日冕中普遍存在的傳播著的磁流體橫波現(xiàn)象[85]中，利用日冕多通道偏振儀CoMP[86]觀測數(shù)據(jù)首次得到日冕磁場的全局性分布(圖9)[54-55]，實現(xiàn)了基于冕震學測量日冕磁場從“點”“線”到“面”的飛躍。但該方法目前只能得到垂直于視線方向的磁場分量。

圖9 CoMP觀測的日冕磁場(垂直于視線方向的分量)強度(左)和方向(右)分布圖疊加在SDO衛(wèi)星拍攝的日冕圖像上(改編自參考文獻[54-55])

同時，太陽物理學者也在探索新方法，比如外磁場會打破原有原子/離子系統(tǒng)的對稱性，引起具有不同J量子數(shù)的能級之間的混合，從而造成躍遷速率的改變——磁場誘導躍遷[87-88]，這種變化在光譜中表現(xiàn)為譜線的相對強度隨磁場強度的變化。根據(jù)該原理，研究者提出利用日冕中Fe X極紫外光譜進行磁場測量的新方法[89]，并成功應用到Hinode/EIS極紫外光譜觀測數(shù)據(jù)中測得日面邊緣和日面中心活動區(qū)的日冕磁場大小[59,90-92]，同時利用前向模擬驗證了該方法進行日冕磁場測量的可行性[93]。該方法只能測得磁場強度，而難以得到磁場方向的信息。

鑒于以上測量方法各自的局限性，實現(xiàn)日冕磁場的常規(guī)測量目前仍是太陽物理領域的難題。然而日冕磁場的三維信息是研究太陽爆發(fā)活動等現(xiàn)象的重要基礎，當實際測量難以實現(xiàn)時，通常采用基于光球磁圖的磁場外推方法[94-96]或前向模擬等方法[97-99]來獲得三維日冕磁場信息。但這些方法得到的結果依賴于模型假設，也存在很大的不確定性。

實現(xiàn)日冕磁場的常規(guī)測量任重而道遠，通過進一步發(fā)展不同的測量方法，并以測量結果為約束條件完善磁場外推方法，或基于測量結果來驅動或約束磁流體力學數(shù)值模型，將是未來一段時間的重要研究方向。

4 總結和展望

太陽磁場可以說是太陽研究的第一物理量。一個多世紀以來，太陽物理學家為揭開太陽磁場的神秘面紗不懈努力，在理論模型、觀測技術、數(shù)據(jù)反演、新診斷方法等方面都取得重大進展。太陽磁場測量正走向高時間分辨率、高空間分辨率、高光譜分辨率和高偏振測量精度的階段。同時，我們也面臨著很多困難和挑戰(zhàn)。首先，在光球磁場測量方面，利用塞曼效應可以對光球磁場開展較為準確的常規(guī)測量，但由于偏振信號對橫向磁場有較弱的靈敏度，橫場相對縱場來說測量精度較低，將于2022年投入運行的我國自主研發(fā)的中紅外太陽望遠鏡AIMS有望在這方面取得突破。其次，過去的太陽觀測衛(wèi)星或望遠鏡都是在黃道面上觀測太陽，因而極區(qū)磁場處于相對盲區(qū)，而極區(qū)磁場信息在研究太陽風起源、太陽活動周起源等方面不可或缺。2020年發(fā)射的Solar Orbiter衛(wèi)星的軌道面將偏離黃道面30多度，有望在極區(qū)磁場測量方面取得初步進展。我國目前正在積極推進的太陽極軌探測如若成功實現(xiàn)，將在這一問題上取得重大突破，并在國際上引領太陽活動周起源、太陽風起源等重大科學問題的研究。最后，太陽高層大氣，尤其是日冕中的磁場測量仍然是科學難題。盡管在過去幾十年間利用偏振、射電觀測以及冕震學等手段取得一定進展，但鑒于各方法的局限性，要實現(xiàn)日冕磁場的常規(guī)測量仍然任重而道遠。其難點主要在于磁場較弱，對弱信號的解析依賴高精度的測量技術以及對其物理形成機制全面的理解。隨著基礎物理理論的不斷完善、觀測技術水平的提高以及新診斷方法的探索，日冕磁場測量必將在未來數(shù)十年里取得實質性的突破。

(2021年12月2日收稿)■