來源：賽先生
撰文 | 田暉（北京大學(xué)） 張枚（中國科學(xué)院國家天文臺(tái)）
責(zé)編 | 韓越揚(yáng) 呂浩然
太陽磁場(chǎng)的發(fā)現(xiàn)
太陽是人類最早進(jìn)行觀測(cè)的天體之一。早在兩千多年以前，中國便有關(guān)于太陽黑子（太陽表面因強(qiáng)磁場(chǎng)而浮現(xiàn)的“黑點(diǎn)”）的目視記錄。1610年前后，伽利略（Galileo Galilei）將其自制的天文望遠(yuǎn)鏡指向了天空，并在西方首次觀測(cè)到太陽黑子。從17世紀(jì)初到20世紀(jì)初，人類借助望遠(yuǎn)鏡先后發(fā)現(xiàn)了太陽黑子數(shù)的11年周期（太陽活動(dòng)周現(xiàn)象）、黑子在日面上的緯度分布規(guī)律（黑子蝴蝶圖）、太陽耀斑爆發(fā)（太陽活動(dòng)現(xiàn)象）等現(xiàn)象。不過，人們卻一直無法理解這些神秘事件背后的物理機(jī)制。
1908年，美國太陽物理學(xué)家、威爾遜山天文臺(tái)首任臺(tái)長，當(dāng)今天文與空間科學(xué)領(lǐng)域最重要的學(xué)術(shù)期刊之一The Astrophysical Journal創(chuàng)刊人海爾（George Ellery Hale，圖1），基于剛發(fā)現(xiàn)不久的塞曼效應(yīng)（譜線在磁場(chǎng)中分裂的現(xiàn)象，發(fā)現(xiàn)者塞曼獲1902年諾貝爾物理學(xué)獎(jiǎng)），首次觀測(cè)到太陽磁場(chǎng)，發(fā)現(xiàn)太陽表面黑子的磁場(chǎng)高達(dá)數(shù)千高斯。隨后，海爾等人又發(fā)現(xiàn)黑子之外的太陽表面也存在磁場(chǎng)，其平均磁場(chǎng)強(qiáng)度比黑子磁場(chǎng)要弱。
太陽磁場(chǎng)的發(fā)現(xiàn)，也開啟了現(xiàn)代太陽物理學(xué)。從此，人類開始密集地探索太陽上各種現(xiàn)象背后的物理本質(zhì)。一些探索還極大地推動(dòng)了物理學(xué)基礎(chǔ)理論的發(fā)展。比如1942年，在研究太陽黑子的過程中，磁流體力學(xué)的創(chuàng)立者、被譽(yù)為“現(xiàn)代等離子體物理學(xué)之父”的瑞典人阿爾芬（Hannes Olof Gosta Alfvén，1970年諾貝爾物理獎(jiǎng)得主，圖2）在理論上預(yù)言了磁流體中最重要的波動(dòng)——阿爾芬波的存在，并極具前瞻性地提出了阿爾芬波對(duì)太陽物理研究可能非常重要的觀點(diǎn)。
通過觀測(cè)太陽磁場(chǎng)與太陽上諸多現(xiàn)象之間的聯(lián)系，直至20世紀(jì)下半葉，人類終于得出一個(gè)重要的結(jié)論：太陽大氣中的各種結(jié)構(gòu)和活動(dòng)現(xiàn)象幾乎都跟太陽磁場(chǎng)有緊密的聯(lián)系。正是因?yàn)榇艌?chǎng)，關(guān)于太陽的科學(xué)研究才驚喜不斷，并一直長盛不衰。正如美國太陽物理學(xué)家萊頓（Robert Leighton）和恒星物理學(xué)家林斯基（Jeffrey Linsky）所說，“如果沒有磁場(chǎng)，那么太陽就會(huì)像多數(shù)天文學(xué)家認(rèn)為的那樣索然無趣。”
神秘的黑子周期——太陽表面磁場(chǎng)的起源
太陽磁場(chǎng)是如何產(chǎn)生和演化的？
在討論這個(gè)問題之前，我們首先來了解一下太陽表面磁場(chǎng)的長期演化規(guī)律。早在19世紀(jì)中葉，德國天文愛好者施瓦貝（Samuel Heinrich Schwabe）便發(fā)現(xiàn)太陽黑子數(shù)以大約11年為周期發(fā)生變化。黑子喜歡成群結(jié)隊(duì)地出現(xiàn)，出現(xiàn)后又喜歡“拉幫結(jié)派”，導(dǎo)致大多數(shù)黑子群中的黑子通常聚集為兩簇：一簇靠西，一簇靠東。前者稱為前導(dǎo)黑子，后者則叫后隨黑子。
20世紀(jì)初，海爾發(fā)現(xiàn)，前導(dǎo)和后隨黑子的磁場(chǎng)極性往往相反，這種極性分布在南北半球相反（圖3），并且在下一個(gè)黑子周變換極性。實(shí)際上，黑子群的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)大體上沿東西方向分布，我們也稱為環(huán)向磁場(chǎng)。
20世紀(jì)中葉，隨著磁場(chǎng)測(cè)量靈敏度的提升，人們又發(fā)現(xiàn)太陽兩極附近的區(qū)域也存在較弱的磁場(chǎng)。在太陽活動(dòng)谷年（黑子數(shù)少的年份），南北兩極的磁場(chǎng)極性通常是相反的，大體上構(gòu)成一個(gè)偶極場(chǎng)（稱為極向磁場(chǎng)）。而在太陽活動(dòng)峰年（黑子數(shù)多的年份），極區(qū)磁場(chǎng)的極性則發(fā)生反轉(zhuǎn)（圖4）。
由此可見，黑子周期本質(zhì)上是磁周期，即太陽大尺度磁場(chǎng)在太陽活動(dòng)谷年的極向場(chǎng)與太陽活動(dòng)峰年的環(huán)向場(chǎng)之間的周期性轉(zhuǎn)換。要準(zhǔn)確理解太陽磁場(chǎng)的起源和周期性演化，需要借助磁流體力學(xué)的發(fā)電機(jī)理論。太陽內(nèi)部等離子體的運(yùn)動(dòng)感應(yīng)放大磁場(chǎng)，將動(dòng)能轉(zhuǎn)化成磁能，太陽發(fā)電機(jī)理論便是要解釋這些磁場(chǎng)從太陽內(nèi)部產(chǎn)生、上浮到太陽表面、并發(fā)生周期性變化的規(guī)律。
自20世紀(jì)60年代以來，太陽發(fā)電機(jī)理論取得了長足的進(jìn)展。發(fā)電機(jī)理論研究的最終目標(biāo)之一是要準(zhǔn)確預(yù)測(cè)未來的太陽黑子周強(qiáng)度及其峰年和谷年時(shí)間。目前，我們離這一目標(biāo)還有不小差距，這很大程度上是因?yàn)槲覀儗?duì)太陽內(nèi)部一些關(guān)鍵過程的了解還非常不足。未來，我們需要開展對(duì)太陽的多點(diǎn)立體探測(cè)，來提高利用日震學(xué)方法探測(cè)太陽內(nèi)部參數(shù)的可靠性，從而為發(fā)電機(jī)模型提供準(zhǔn)確的輸入。
爆發(fā)性磁活動(dòng)——空間天氣的源頭
太陽磁場(chǎng)中儲(chǔ)存著巨大的能量。當(dāng)磁場(chǎng)演化到一定階段后，太陽就像是被觸怒了一樣，突然將這些能量一股腦地傾瀉出來。太陽上大體存在兩類這種大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動(dòng)現(xiàn)象：耀斑和日冕物質(zhì)拋射（CME）。
耀斑是在1859年9月1日被發(fā)現(xiàn)的。當(dāng)天，英國天文愛好者卡林頓（Richard Carrington）和天文學(xué)家霍奇森（Richard Hodgson）在用望遠(yuǎn)鏡觀測(cè)太陽時(shí)，發(fā)現(xiàn)日面上出現(xiàn)兩道極其明亮的閃光，持續(xù)了幾分鐘。這些閃光后來就被稱為太陽耀斑（圖5左上閃亮的斑點(diǎn)），它是太陽大氣中局部區(qū)域突然釋放出巨大能量（通常為1021-1025焦耳，約相當(dāng)于幾千到幾千萬顆億噸級(jí)的氫彈同時(shí)爆炸）的現(xiàn)象，通常表現(xiàn)為電磁輻射在幾分鐘到幾個(gè)小時(shí)的時(shí)間尺度上急劇增強(qiáng)，并經(jīng)常伴有強(qiáng)烈的高能粒子輻射。在20世紀(jì)六七十年代，一些太陽物理學(xué)家提出了標(biāo)準(zhǔn)耀斑模型，用來解釋部分耀斑過程中的多波段觀測(cè)特征。這類模型認(rèn)為，耀斑是由磁場(chǎng)能量的突然釋放所產(chǎn)生的。能量釋放的過程叫做磁重聯(lián)，指的是等離子體中相反方向的磁場(chǎng)結(jié)構(gòu)相互靠近時(shí)，磁場(chǎng)拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)發(fā)生改變，導(dǎo)致磁能釋放出來轉(zhuǎn)化成熱能和動(dòng)能的過程。
而CME是大團(tuán)物質(zhì)（約107-1010 噸）從太陽上拋射出來并進(jìn)入行星際空間的現(xiàn)象（圖5左下深紅色的拋射）。它是20世紀(jì)70年代通過空間日冕儀的觀測(cè)才被人類所發(fā)現(xiàn)的，對(duì)其形態(tài)特征和傳播規(guī)律的詳細(xì)研究則在1995年歐空局發(fā)射SOHO飛船之后。SOHO飛船攜帶的LASCO日冕儀的高質(zhì)量觀測(cè)掀起了CME研究的熱潮。我國許多學(xué)者參與其中，并在CME的產(chǎn)生機(jī)制和傳播規(guī)律等方面做出了原創(chuàng)性的重要貢獻(xiàn)。現(xiàn)有的觀測(cè)和理論研究都表明，CME是由太陽磁場(chǎng)的演化所驅(qū)動(dòng)的，涉及到的物理過程包括磁重聯(lián)和多種磁流體力學(xué)不穩(wěn)定性。
作為太陽系中最大規(guī)模的爆發(fā)現(xiàn)象，耀斑和CME對(duì)行星空間環(huán)境有著重要的影響。這一影響在現(xiàn)代社會(huì)顯得尤其重要。比如，耀斑期間大幅增強(qiáng)的紫外線和X射線輻射會(huì)導(dǎo)致地球電離層電離度的變化，從而影響短波通訊的質(zhì)量和導(dǎo)航定位的精度；而CME傳到地球附近后會(huì)壓縮地球磁場(chǎng)，產(chǎn)生地磁暴，并可能損毀電力設(shè)施；耀斑和CME過程中產(chǎn)生的高能帶電粒子則能影響人造衛(wèi)星和星載儀器的安全運(yùn)行，并威脅宇航員的人身安全。
我們將太陽的爆發(fā)性磁活動(dòng)及其對(duì)地球空間環(huán)境所產(chǎn)生的這些影響統(tǒng)稱為空間天氣，以與地面上刮風(fēng)、下雨這類的天氣現(xiàn)象進(jìn)行類比。為了防止或減輕太陽爆發(fā)對(duì)人類社會(huì)的危害，就需要對(duì)它們進(jìn)行預(yù)報(bào)。
目前，這還是個(gè)難題。我國近年建成的新真空太陽望遠(yuǎn)鏡（NVST）、明安圖射電日像儀（MUSER）、計(jì)劃2022年前后發(fā)射的先進(jìn)天基太陽天文臺(tái)（ASO-S）衛(wèi)星和太陽探測(cè)雙超平臺(tái)技術(shù)試驗(yàn)衛(wèi)星已經(jīng)或即將對(duì)這一課題的研究作出貢獻(xiàn)。
太陽只是一顆普通的恒星，而地球也很可能只是一顆普通的行星。因此，我們完全可以預(yù)期，空間天氣的效應(yīng)在太陽系之外的恒星-行星系統(tǒng)中也是存在的。有些恒星的磁性活動(dòng)非常強(qiáng)，爆發(fā)性活動(dòng)發(fā)生的頻率和釋放的能量可能比太陽的高幾個(gè)數(shù)量級(jí)。對(duì)這些恒星磁活動(dòng)的研究一方面推動(dòng)了“比較恒星學(xué)”的發(fā)展，另一方面也導(dǎo)致了“空間天氣宜居帶”這一研究領(lǐng)域的興起。后者指的是這些頻繁、劇烈的恒星爆發(fā)對(duì)其周圍系外行星上生命的起源和存續(xù)可能有重要影響（圖6）。
近年來，一些學(xué)者開始構(gòu)建恒星磁活動(dòng)影響系外行星宜居性的理論模型，來研究這一問題。然而，由于缺乏觀測(cè)數(shù)據(jù)，模型結(jié)果存在很大的不確定性。未來，必須在極紫外、X射線、可見光、射電等多個(gè)波段對(duì)恒星磁活動(dòng)開展長期、有效的跟蹤式監(jiān)測(cè)，來推動(dòng)“空間天氣宜居帶”這一研究領(lǐng)域的實(shí)質(zhì)性進(jìn)展。
小尺度磁活動(dòng)——日冕溫度提升的最大推手
除了大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動(dòng)外，得益于近年來觀測(cè)設(shè)備分辨率的不斷提高，人們?cè)谔柹线€發(fā)現(xiàn)了很多小尺度的磁活動(dòng)現(xiàn)象。目前我們傾向認(rèn)為，大量的小尺度磁活動(dòng)可能是日冕百萬度高溫形成的主要推手。
日冕的高溫是1940年前后才被人們所認(rèn)知的。在1869年8月7日的日全食觀測(cè)期間，人們發(fā)現(xiàn)日冕中存在一條非常亮的綠色發(fā)射線，波長是5303埃。人們猜測(cè)這條譜線源于一種未知的元素，并在1887年將該元素命名為“冕元素”（Coronium）。
半個(gè)多世紀(jì)后，德國學(xué)者瓦爾特·格羅特里安（Walter Grotrian）和瑞典學(xué)者Bengt Edlén于1940年前后分別獨(dú)立確認(rèn)這條譜線源自于13次電離的鐵離子，而非所謂的新元素。由于這一高價(jià)離子通常在一兩百萬度的溫度下才會(huì)存在，因此這一發(fā)現(xiàn)表明日冕的溫度高達(dá)百萬度的量級(jí)（圖7），遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過太陽表面（光球）約6000度的溫度。
1958年，美國太陽物理學(xué)家帕克（Eugene N。 Parker）通過理論計(jì)算提出，如此高溫的日冕必定會(huì)持續(xù)往外膨脹，形成超聲速的太陽風(fēng)。這一預(yù)言在幾年后便被前蘇聯(lián)和美國發(fā)射的人造衛(wèi)星的觀測(cè)所證實(shí)。由于太陽風(fēng)是充滿行星際空間的基本介質(zhì)，決定了各大行星的空間環(huán)境以及我們所在的日球?qū)樱íM義的太陽系）的邊界，因此高溫日冕的形成機(jī)制（即日冕加熱機(jī)制）成為天文與空間科學(xué)領(lǐng)域的一個(gè)極其重要的課題。
由于觀測(cè)上的困難，長期以來，日冕加熱的課題一直以理論研究為主。經(jīng)過數(shù)十年的探討，太陽物理界在1990年前后形成了日冕加熱的兩大類理論模型。第一類模型認(rèn)為磁流體波，尤其是阿爾芬波加熱了日冕。阿爾芬波可由小尺度的磁活動(dòng)所激發(fā)，之后上傳到日冕并將能量耗散在那里。而耗散的機(jī)制則眾說紛紜。第二種觀點(diǎn)是帕克最早提出的納耀斑加熱機(jī)制。這種觀點(diǎn)認(rèn)為，日冕中的磁力線是相互纏繞在一起的，稱為磁“編織”。這種“編織”造成日冕中形成很多小尺度電流片，其中可能發(fā)生小尺度的磁重聯(lián)事件（稱為納耀斑）。大量納耀斑所釋放出來的能量加熱了日冕。
然而理論可以有很多，但真相只有一個(gè)。迄今為止，這兩類模型都還沒有直接的觀測(cè)證據(jù)。沒有經(jīng)過觀測(cè)數(shù)據(jù)的充分檢驗(yàn)，任何宣稱解決了日冕加熱問題的理論都只能算是自嗨。
但觀測(cè)上也并非一點(diǎn)進(jìn)展都沒有。比如，2007年以來，利用新一代太陽觀測(cè)設(shè)備，人們終于在日冕中找到了阿爾芬波的倩影，并且也發(fā)現(xiàn)了一些疑似納耀斑的事件。然而，我們還是沒能觀測(cè)到阿爾芬波的耗散加熱過程，也沒有發(fā)現(xiàn)納耀斑普遍存在的跡象，因此仍然無法評(píng)估它們對(duì)日冕加熱的貢獻(xiàn)。
另一方面，日冕的物質(zhì)以及加熱所需的能量都來自太陽低層大氣（光球和色球）。因此，要正確地理解日冕加熱過程，需著眼于太陽大氣各層之間的耦合。2019年，中國學(xué)者領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)國際團(tuán)隊(duì)基于大熊湖天文臺(tái)古迪太陽望遠(yuǎn)鏡（GST）的最新觀測(cè)資料，發(fā)現(xiàn)低層大氣中普遍存在的小尺度噴流——針狀物是由磁重聯(lián)產(chǎn)生的，并觀測(cè)到了針狀物在傳播過程中被加熱到百萬度的現(xiàn)象（圖8）。這一發(fā)現(xiàn)從觀測(cè)上建立了日冕加熱與低層大氣磁活動(dòng)的聯(lián)系，為日冕加熱的研究提供了一個(gè)不同的思路，即我們不應(yīng)只在日冕中尋找加熱的蛛絲馬跡，而要關(guān)注物質(zhì)和能量從低層大氣往外傳輸?shù)耐暾^程。
當(dāng)前，日冕加熱的研究迎來了新的機(jī)遇。全球最大的太陽望遠(yuǎn)鏡——美國4米口徑的丹尼爾·井上太陽望遠(yuǎn)鏡（DKIST）已經(jīng)建成，并即將開始對(duì)太陽大氣各個(gè)層次中的小尺度磁活動(dòng)開展極高分辨率（最高達(dá)20公里左右）的觀測(cè)。歐空局的太陽環(huán)繞器飛船（Solar Orbiter）已于2020年2月成功發(fā)射，并已獲得首批觀測(cè)數(shù)據(jù)，其搭載的極紫外光譜儀將能同時(shí)觀測(cè)各層大氣中的速度場(chǎng)。而美國宇航局2018年發(fā)射的帕克太陽探針飛船（Parker Solar Probe）也正在奔往日冕的途中，將在數(shù)年之后直接進(jìn)入日冕，對(duì)磁場(chǎng)和等離子體開展實(shí)地探測(cè)。在這些大設(shè)備的支撐下，日冕加熱的研究即將迎來巨大機(jī)遇，預(yù)期日冕加熱將正式從以理論研究為主邁向以實(shí)測(cè)為主的階段。
磁場(chǎng)測(cè)量——必須完成的任務(wù)
如前所述，正是太陽的磁場(chǎng)及其活動(dòng)導(dǎo)致了黑子周期、太陽爆發(fā)以及日冕加熱。因此，測(cè)量太陽磁場(chǎng)是太陽物理學(xué)者最重要的使命之一，也是必須完成的任務(wù)。一個(gè)多世紀(jì)以來，海爾所開創(chuàng)的利用塞曼效應(yīng)測(cè)量光球磁場(chǎng)的方法一直被人們所沿用。今天我們已經(jīng)能夠?qū)θ彰娴墓馇蚴噶看艌?chǎng)進(jìn)行較高精度的測(cè)量。在中國，艾國祥院士創(chuàng)建的國家天文臺(tái)懷柔太陽觀測(cè)基地對(duì)光球磁場(chǎng)測(cè)量也作出了重要的貢獻(xiàn)。這些磁場(chǎng)測(cè)量大大促進(jìn)了我們對(duì)太陽爆發(fā)機(jī)制的理解。
然而光球磁場(chǎng)測(cè)量至少還有兩個(gè)未來需要追求的目標(biāo)。
第一，提高磁場(chǎng)測(cè)量的靈敏度和精度。現(xiàn)有的光球磁場(chǎng)測(cè)量，尤其是橫向磁場(chǎng)分量的測(cè)量，其靈敏度和精度還有很大不足，制約了我們對(duì)日冕加熱和太陽爆發(fā)等問題的研究。DKIST望遠(yuǎn)鏡和我國在建的太陽磁場(chǎng)中紅外觀測(cè)系統(tǒng)（AIMS）有望在這方面取得突破。
第二，測(cè)量極區(qū)磁場(chǎng)。在太陽活動(dòng)低年，太陽兩極通常被大范圍的冕洞所占據(jù)，其磁場(chǎng)與冕洞中太陽風(fēng)的起源有緊密聯(lián)系；此外，極區(qū)磁場(chǎng)還在一定程度上決定了下一個(gè)太陽活動(dòng)周的強(qiáng)弱。然而過去的太陽觀測(cè)衛(wèi)星或望遠(yuǎn)鏡都是在黃道面上觀測(cè)太陽，因而難以準(zhǔn)確地觀測(cè)太陽兩極的磁場(chǎng)。而Solar Orbiter衛(wèi)星的軌道面將能夠與黃道面成30多度的夾角，這使其有可能對(duì)太陽兩極的磁場(chǎng)進(jìn)行比較精確的測(cè)量，從而推動(dòng)太陽風(fēng)起源和太陽活動(dòng)周的相關(guān)研究。
另一方面，光球之上的太陽大氣，尤其是日冕，其中的磁場(chǎng)迄今仍難以測(cè)量。這是因?yàn)槿彰岽艌?chǎng)比光球磁場(chǎng)要弱很多；另外，日冕的高溫導(dǎo)致日冕譜線的輪廓很寬，使本來就不明顯的譜線分裂更難被測(cè)量出來。
由于磁場(chǎng)將太陽各層大氣耦合在一起，太陽爆發(fā)和日冕加熱等主要物理過程跟各層大氣中的磁場(chǎng)都是緊密相關(guān)的，因此日冕磁場(chǎng)測(cè)量的困難極大地制約了這些課題的研究進(jìn)展。在缺乏日冕磁場(chǎng)測(cè)量的現(xiàn)實(shí)條件下，我們通常只能在一些假設(shè)下，通過模型來重構(gòu)日冕磁場(chǎng)三維結(jié)構(gòu)（圖9）。但這些假設(shè)對(duì)于日冕中的有些區(qū)域并不成立，并且不同模型重構(gòu)出的磁場(chǎng)經(jīng)常有很大差異。因此，我們終歸還是要迎難而上，攻克日冕磁場(chǎng)測(cè)量這一世紀(jì)難題。
當(dāng)歷史的車輪駛進(jìn)2020年，日冕磁場(chǎng)測(cè)量終于取得了階段性的進(jìn)展。年初，美國學(xué)者利用歐文斯谷太陽射電陣（Expanded Owens Valley Solar Array）的觀測(cè)，獲取了太陽耀斑過程中日冕磁場(chǎng)的二維分布及其演化。
八月，中國學(xué)者領(lǐng)導(dǎo)的一個(gè)國際團(tuán)隊(duì)基于日冕多通道偏振儀（CoMP）的觀測(cè)數(shù)據(jù)，發(fā)展了一個(gè)基于磁流體波動(dòng)觀測(cè)和密度診斷的新方法，首次測(cè)得日冕磁場(chǎng)的全局性分布（圖10）。
年底，由美國、中國和瑞典學(xué)者組成的團(tuán)隊(duì)基于日本日出衛(wèi)星（Hinode）的極紫外光譜觀測(cè)數(shù)據(jù)，利用磁誘導(dǎo)躍遷這一物理原理，獲得了日面上活動(dòng)區(qū)日冕磁場(chǎng)的二維分布。
利用后兩種方法，通過建造下一代的大口徑日冕儀和極紫外光譜儀，我們有望實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量。同時(shí)，結(jié)合DKIST、MUSER等已建成望遠(yuǎn)鏡的獨(dú)特觀測(cè)，日冕磁場(chǎng)測(cè)量這一世紀(jì)難題有望在未來10-20年得到初步解決。
而太陽磁場(chǎng)的真容究竟為何，我們又何時(shí)才能揭開太陽這一距我們最近的恒星的“磁性面紗”，讓我們拭目以待。
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