來源：中國科學報
來源：賽先生
太陽大氣中冕環等磁結構的觀測圖像，圖片來源：NASA/Goddard Space Flight Center/SDO
撰文 | 田暉（北京大學） 張枚（中國科學院國家天文臺）
責編 | 韓越揚 呂浩然
太陽磁場的發現
太陽是人類最早進行觀測的天體之一。早在兩千多年以前，中國便有關於太陽黑子（太陽表面因強磁場而浮現的「黑點」）的目視記錄。1610年前後，伽利略（Galileo Galilei）將其自製的天文望遠鏡指向了天空，並在西方首次觀測到太陽黑子。從17世紀初到20世紀初，人類藉助望遠鏡先後發現了太陽黑子數的11年周期（太陽活動周現象）、黑子在日面上的緯度分布規律（黑子蝴蝶圖）、太陽耀斑爆發（太陽活動現象）等現象。不過，人們卻一直無法理解這些神秘事件背後的物理機制。
1908年，美國太陽物理學家、威爾遜山天文臺首任臺長，當今天文與空間科學領域最重要的學術期刊之一The Astrophysical Journal創刊人海爾（George Ellery Hale，圖1），基於剛發現不久的塞曼效應（譜線在磁場中分裂的現象，發現者塞曼獲1902年諾貝爾物理學獎），首次觀測到太陽磁場，發現太陽表面黑子的磁場高達數千高斯。隨後，海爾等人又發現黑子之外的太陽表面也存在磁場，其平均磁場強度比黑子磁場要弱。
圖1 首次觀測到太陽磁場的海爾，圖片來源：http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/site/images/hale.html
太陽磁場的發現，也開啟了現代太陽物理學。從此，人類開始密集地探索太陽上各種現象背後的物理本質。一些探索還極大地推動了物理學基礎理論的發展。比如1942年，在研究太陽黑子的過程中，磁流體力學的創立者、被譽為「現代等離子體物理學之父」的瑞典人阿爾芬（Hannes Olof Gosta Alfvén，1970年諾貝爾物理獎得主，圖2）在理論上預言了磁流體中最重要的波動——阿爾芬波的存在，並極具前瞻性地提出了阿爾芬波對太陽物理研究可能非常重要的觀點。
圖2 磁流體力學的創立者阿爾芬，圖片來源：https：//fineartamerica.com/featured/hannes-alfven-emilio-segre-visual-archivesamerican-institute-of-physics.html
通過觀測太陽磁場與太陽上諸多現象之間的聯繫，直至20世紀下半葉，人類終於得出一個重要的結論：太陽大氣中的各種結構和活動現象幾乎都跟太陽磁場有緊密的聯繫。正是因為磁場，關於太陽的科學研究才驚喜不斷，並一直長盛不衰。正如美國太陽物理學家萊頓（Robert Leighton）和恆星物理學家林斯基（Jeffrey Linsky）所說，「如果沒有磁場，那麼太陽就會像多數天文學家認為的那樣索然無趣。」
神秘的黑子周期——太陽表面磁場的起源
太陽磁場是如何產生和演化的？
在討論這個問題之前，我們首先來了解一下太陽表面磁場的長期演化規律。早在19世紀中葉，德國天文愛好者施瓦貝（Samuel Heinrich Schwabe）便發現太陽黑子數以大約11年為周期發生變化。黑子喜歡成群結隊地出現，出現後又喜歡「拉幫結派」，導致大多數黑子群中的黑子通常聚集為兩簇：一簇靠西，一簇靠東。前者稱為前導黑子，後者則叫後隨黑子。
20世紀初，海爾發現，前導和後隨黑子的磁場極性往往相反，這種極性分布在南北半球相反（圖3），並且在下一個黑子周變換極性。實際上，黑子群的磁場結構大體上沿東西方向分布，我們也稱為環向磁場。
圖3 懷柔太陽觀測基地全日面磁場望遠鏡拍攝的光球像（左圖）和光球視向磁場圖像（右圖，黑色和白色表示不同極性）。圖片由國家天文臺白先勇提供。
20世紀中葉，隨著磁場測量靈敏度的提升，人們又發現太陽兩極附近的區域也存在較弱的磁場。在太陽活動谷年（黑子數少的年份），南北兩極的磁場極性通常是相反的，大體上構成一個偶極場（稱為極向磁場）。而在太陽活動峰年（黑子數多的年份），極區磁場的極性則發生反轉（圖4）。
圖4 太陽磁場（徑向分量）的緯度分布隨時間的變化。藍色和黃色表示不同極性（圖片來源：http://solarcyclescience.com/solarcycle.html）。
由此可見，黑子周期本質上是磁周期，即太陽大尺度磁場在太陽活動谷年的極向場與太陽活動峰年的環向場之間的周期性轉換。要準確理解太陽磁場的起源和周期性演化，需要藉助磁流體力學的發電機理論。太陽內部等離子體的運動感應放大磁場，將動能轉化成磁能，太陽發電機理論便是要解釋這些磁場從太陽內部產生、上浮到太陽表面、並發生周期性變化的規律。
自20世紀60年代以來，太陽發電機理論取得了長足的進展。發電機理論研究的最終目標之一是要準確預測未來的太陽黑子周強度及其峰年和谷年時間。目前，我們離這一目標還有不小差距，這很大程度上是因為我們對太陽內部一些關鍵過程的了解還非常不足。未來，我們需要開展對太陽的多點立體探測，來提高利用日震學方法探測太陽內部參數的可靠性，從而為發電機模型提供準確的輸入。
爆發性磁活動——空間天氣的源頭
太陽磁場中儲存著巨大的能量。當磁場演化到一定階段後，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模的爆發性磁活動現象：耀斑和日冕物質拋射（CME）。
耀斑是在1859年9月1日被發現的。當天，英國天文愛好者卡林頓（Richard Carrington）和天文學家霍奇森（Richard Hodgson）在用望遠鏡觀測太陽時，發現日面上出現兩道極其明亮的閃光，持續了幾分鐘。這些閃光後來就被稱為太陽耀斑（圖5左上閃亮的斑點），它是太陽大氣中局部區域突然釋放出巨大能量（通常為1021-1025焦耳，約相當於幾千到幾千萬顆億噸級的氫彈同時爆炸）的現象，通常表現為電磁輻射在幾分鐘到幾個小時的時間尺度上急劇增強，並經常伴有強烈的高能粒子輻射。在20世紀六七十年代，一些太陽物理學家提出了標準耀斑模型，用來解釋部分耀斑過程中的多波段觀測特徵。這類模型認為，耀斑是由磁場能量的突然釋放所產生的。能量釋放的過程叫做磁重聯，指的是等離子體中相反方向的磁場結構相互靠近時，磁場拓撲結構發生改變，導致磁能釋放出來轉化成熱能和動能的過程。
而CME是大團物質（約107-1010 噸）從太陽上拋射出來並進入行星際空間的現象（圖5左下深紅色的拋射）。它是20世紀70年代通過空間日冕儀的觀測才被人類所發現的，對其形態特徵和傳播規律的詳細研究則在1995年歐空局發射SOHO飛船之後。SOHO飛船攜帶的LASCO日冕儀的高質量觀測掀起了CME研究的熱潮。我國許多學者參與其中，並在CME的產生機制和傳播規律等方面做出了原創性的重要貢獻。現有的觀測和理論研究都表明，CME是由太陽磁場的演化所驅動的，涉及到的物理過程包括磁重聯和多種磁流體力學不穩定性。
圖5 美國太陽動力學天文臺（SDO）衛星拍攝的耀斑和日冕物質拋射，圖片來源：NASA/SDO
作為太陽系中最大規模的爆發現象，耀斑和CME對行星空間環境有著重要的影響。這一影響在現代社會顯得尤其重要。比如，耀斑期間大幅增強的紫外線和X射線輻射會導致地球電離層電離度的變化，從而影響短波通訊的質量和導航定位的精度；而CME傳到地球附近後會壓縮地球磁場，產生地磁暴，並可能損毀電力設施；耀斑和CME過程中產生的高能帶電粒子則能影響人造衛星和星載儀器的安全運行，並威脅太空人的人身安全。
我們將太陽的爆發性磁活動及其對地球空間環境所產生的這些影響統稱為空間天氣，以與地面上颳風、下雨這類的天氣現象進行類比。為了防止或減輕太陽爆發對人類社會的危害，就需要對它們進行預報。
目前，這還是個難題。我國近年建成的新真空太陽望遠鏡（NVST）、明安圖射電日像儀（MUSER）、計劃2022年前後發射的先進天基太陽天文臺（ASO-S）衛星和太陽探測雙超平臺技術試驗衛星已經或即將對這一課題的研究作出貢獻。
太陽只是一顆普通的恆星，而地球也很可能只是一顆普通的行星。因此，我們完全可以預期，空間天氣的效應在太陽系之外的恆星-行星系統中也是存在的。有些恆星的磁性活動非常強，爆發性活動發生的頻率和釋放的能量可能比太陽的高几個數量級。對這些恆星磁活動的研究一方面推動了「比較恆星學」的發展，另一方面也導致了「空間天氣宜居帶」這一研究領域的興起。後者指的是這些頻繁、劇烈的恆星爆發對其周圍系外行星上生命的起源和存續可能有重要影響（圖6）。
近年來，一些學者開始構建恆星磁活動影響系外行星宜居性的理論模型，來研究這一問題。然而，由於缺乏觀測數據，模型結果存在很大的不確定性。未來，必須在極紫外、X射線、可見光、射電等多個波段對恆星磁活動開展長期、有效的跟蹤式監測，來推動「空間天氣宜居帶」這一研究領域的實質性進展。
圖6 恆星的爆發性磁活動對系外行星的宜居性有重要影響，圖片來源：日本國立天文臺
小尺度磁活動——日冕溫度提升的最大推手
除了大規模的爆發性磁活動外，得益於近年來觀測設備解析度的不斷提高，人們在太陽上還發現了很多小尺度的磁活動現象。目前我們傾向認為，大量的小尺度磁活動可能是日冕百萬度高溫形成的主要推手。
日冕的高溫是1940年前後才被人們所認知的。在1869年8月7日的日全食觀測期間，人們發現日冕中存在一條非常亮的綠色發射線，波長是5303埃。人們猜測這條譜線源於一種未知的元素，並在1887年將該元素命名為「冕元素」（Coronium）。
半個多世紀後，德國學者瓦爾特·格羅特裡安（Walter Grotrian）和瑞典學者Bengt Edlén於1940年前後分別獨立確認這條譜線源自於13次電離的鐵離子，而非所謂的新元素。由於這一高價離子通常在一兩百萬度的溫度下才會存在，因此這一發現表明日冕的溫度高達百萬度的量級（圖7），遠遠超過太陽表面（光球）約6000度的溫度。
1958年，美國太陽物理學家帕克（Eugene N。 Parker）通過理論計算提出，如此高溫的日冕必定會持續往外膨脹，形成超聲速的太陽風。這一預言在幾年後便被前蘇聯和美國發射的人造衛星的觀測所證實。由於太陽風是充滿行星際空間的基本介質，決定了各大行星的空間環境以及我們所在的日球層（狹義的太陽系）的邊界，因此高溫日冕的形成機制（即日冕加熱機制）成為天文與空間科學領域的一個極其重要的課題。
圖7 2008年8月1日日全食期間拍攝的日冕圖像。紅色表示溫度約100萬度的結構，綠色表示溫度約200萬度的結構。
由於觀測上的困難，長期以來，日冕加熱的課題一直以理論研究為主。經過數十年的探討，太陽物理界在1990年前後形成了日冕加熱的兩大類理論模型。第一類模型認為磁流體波，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所激發，之後上傳到日冕並將能量耗散在那裡。而耗散的機制則眾說紛紜。第二種觀點是帕克最早提出的納耀斑加熱機制。這種觀點認為，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，其中可能發生小尺度的磁重聯事件（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。迄今為止，這兩類模型都還沒有直接的觀測證據。沒有經過觀測數據的充分檢驗，任何宣稱解決了日冕加熱問題的理論都只能算是自嗨。
但觀測上也並非一點進展都沒有。比如，2007年以來，利用新一代太陽觀測設備，人們終於在日冕中找到了阿爾芬波的倩影，並且也發現了一些疑似納耀斑的事件。然而，我們還是沒能觀測到阿爾芬波的耗散加熱過程，也沒有發現納耀斑普遍存在的跡象，因此仍然無法評估它們對日冕加熱的貢獻。
另一方面，日冕的物質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，需著眼於太陽大氣各層之間的耦合。2019年，中國學者領導的一個國際團隊基於大熊湖天文臺古迪太陽望遠鏡（GST）的最新觀測資料，發現低層大氣中普遍存在的小尺度噴流——針狀物是由磁重聯產生的，並觀測到了針狀物在傳播過程中被加熱到百萬度的現象（圖8）。這一發現從觀測上建立了日冕加熱與低層大氣磁活動的聯繫，為日冕加熱的研究提供了一個不同的思路，即我們不應只在日冕中尋找加熱的蛛絲馬跡，而要關注物質和能量從低層大氣往外傳輸的完整過程。
圖8 GST望遠鏡和SDO衛星對太陽大氣不同層次的協同觀測結果。背景為SDO拍攝的日冕圖像，黑色正方形代表GST的觀測區域。層疊圖從下往上分別是光球視向磁場、光球輻射、色球輻射和日冕輻射圖。顏色均為偽彩色。
當前，日冕加熱的研究迎來了新的機遇。全球最大的太陽望遠鏡——美國4米口徑的丹尼爾·井上太陽望遠鏡（DKIST）已經建成，並即將開始對太陽大氣各個層次中的小尺度磁活動開展極高解析度（最高達20公裡左右）的觀測。歐空局的太陽環繞器飛船（Solar Orbiter）已於2020年2月成功發射，並已獲得首批觀測數據，其搭載的極紫外光譜儀將能同時觀測各層大氣中的速度場。而美國宇航局2018年發射的帕克太陽探針飛船（Parker Solar Probe）也正在奔往日冕的途中，將在數年之後直接進入日冕，對磁場和等離子體開展實地探測。在這些大設備的支撐下，日冕加熱的研究即將迎來巨大機遇，預期日冕加熱將正式從以理論研究為主邁向以實測為主的階段。
磁場測量——必須完成的任務
如前所述，正是太陽的磁場及其活動導致了黑子周期、太陽爆發以及日冕加熱。因此，測量太陽磁場是太陽物理學者最重要的使命之一，也是必須完成的任務。一個多世紀以來，海爾所開創的利用塞曼效應測量光球磁場的方法一直被人們所沿用。今天我們已經能夠對全日面的光球矢量磁場進行較高精度的測量。在中國，艾國祥院士創建的國家天文臺懷柔太陽觀測基地對光球磁場測量也作出了重要的貢獻。這些磁場測量大大促進了我們對太陽爆發機制的理解。
然而光球磁場測量至少還有兩個未來需要追求的目標。
第一，提高磁場測量的靈敏度和精度。現有的光球磁場測量，尤其是橫向磁場分量的測量，其靈敏度和精度還有很大不足，制約了我們對日冕加熱和太陽爆發等問題的研究。DKIST望遠鏡和我國在建的太陽磁場中紅外觀測系統（AIMS）有望在這方面取得突破。
第二，測量極區磁場。在太陽活動低年，太陽兩極通常被大範圍的冕洞所佔據，其磁場與冕洞中太陽風的起源有緊密聯繫；此外，極區磁場還在一定程度上決定了下一個太陽活動周的強弱。然而過去的太陽觀測衛星或望遠鏡都是在黃道面上觀測太陽，因而難以準確地觀測太陽兩極的磁場。而Solar Orbiter衛星的軌道面將能夠與黃道面成30多度的夾角，這使其有可能對太陽兩極的磁場進行比較精確的測量，從而推動太陽風起源和太陽活動周的相關研究。
另一方面，光球之上的太陽大氣，尤其是日冕，其中的磁場迄今仍難以測量。這是因為日冕磁場比光球磁場要弱很多；另外，日冕的高溫導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量出來。
由於磁場將太陽各層大氣耦合在一起，太陽爆發和日冕加熱等主要物理過程跟各層大氣中的磁場都是緊密相關的，因此日冕磁場測量的困難極大地制約了這些課題的研究進展。在缺乏日冕磁場測量的現實條件下，我們通常只能在一些假設下，通過模型來重構日冕磁場三維結構（圖9）。但這些假設對於日冕中的有些區域並不成立，並且不同模型重構出的磁場經常有很大差異。因此，我們終歸還是要迎難而上，攻克日冕磁場測量這一世紀難題。
圖9 根據模型計算得到的太陽三維磁場結構。不同顏色的線代表磁力線，中間為光球磁場在視線方向上的分量分布圖，紅色和藍色代表不同極性。
當歷史的車輪駛進2020年，日冕磁場測量終於取得了階段性的進展。年初，美國學者利用歐文斯谷太陽射電陣（Expanded Owens Valley Solar Array）的觀測，獲取了太陽耀斑過程中日冕磁場的二維分布及其演化。
八月，中國學者領導的一個國際團隊基於日冕多通道偏振儀（CoMP）的觀測數據，發展了一個基於磁流體波動觀測和密度診斷的新方法，首次測得日冕磁場的全局性分布（圖10）。
年底，由美國、中國和瑞典學者組成的團隊基於日本日出衛星（Hinode）的極紫外光譜觀測數據，利用磁誘導躍遷這一物理原理，獲得了日面上活動區日冕磁場的二維分布。
利用後兩種方法，通過建造下一代的大口徑日冕儀和極紫外光譜儀，我們有望實現對日冕磁場的常規測量。同時，結合DKIST、MUSER等已建成望遠鏡的獨特觀測，日冕磁場測量這一世紀難題有望在未來10-20年得到初步解決。
而太陽磁場的真容究竟為何，我們又何時才能揭開太陽這一距我們最近的恆星的「磁性面紗」，讓我們拭目以待。
圖10 CoMP觀測的日冕磁場（垂直於視線方向的分量）強度（左）和方向（右）分布圖疊加在SDO衛星拍攝的日冕圖像上。