複雜的太陽磁場

根據現代太陽物理學家的研究，太陽黑子與黑子周的現象，實質上是太陽內部磁場活動規律的表現。1908年，美國天文學家海耳（也譯做海爾）在威爾遜天文台用氫阿爾法光（即Hａ光，紅色，波長為6563埃）拍到一張太陽單色光照片。他發現照片上的太陽黑子周圍有旋渦狀結構。繼續觀測的結果表明，這種旋渦現象在一對黑子附近呈現時，很像馬蹄形磁鐵附近鐵屑的分布狀況。海耳研究認為，太陽黑子可能存在很強的磁場。

此後，海耳使用攝譜儀研究了黑子的光譜，結果發現黑子區中有些譜線是雙重的。應用物理學中一種稱為「塞曼效應」的理論，正好可以解釋這種現象。荷蘭物理學家塞曼早在1896年觀察到，當光源處在強磁場之內，它的發射譜線有分裂現象。使用光譜儀根據其分裂的情況可以測定磁場的強度，此即「塞曼效應」。觀測的結果告訴人們，太陽黑子雙重譜線正是這種效應，海耳測得黑子磁場強度為三四千高斯，而地球磁場強度不到一高斯。這是人類第一次測量到太陽的磁場。

太陽黑子及其光譜線分裂（即「塞曼效應」）示意圖

通過觀測太陽黑子知道，在一個黑子群中一般有兩個主要黑子，按太陽自轉的方向，在黑子群西部首先出現的稱為前導黑子，另一個隨後出現的稱為後隨黑子。海耳在威爾遜山天文台長期觀測黑子的磁場，終於發現了一個秘密：就像地磁場有南磁極和北磁極一樣，太陽黑子群中的黑子磁場也有兩個極，分別以N、S表示；如果前導黑子是S極，後隨黑子就是N極；太陽南北兩半球的黑子群的前導黑子所具有的極性恰好相反。此外，還發現在一個太陽黑子周中，如果原來北半球的前導黑子是N極，過了約11年後，會改變為北半球前導黑子是S極，它們總是以這樣一種規律顛倒改變黑子的極性。就這樣，海耳終於發現了太陽黑子的另一個周期──黑子群磁場極性倒轉的22年周期。

觀測表明，日面上的各個部分和整個太陽大氣層，到處都有磁場存在。太陽磁場一般分為活動區磁場、普遍磁場和整體磁場。從縱的方向看，太陽各層大氣里的磁場很不相同；從橫的方向看，日面個部分磁場相差很大，既有大範圍的大尺度磁場，也有直徑不到幾萬千米的小尺度磁場。在日面各種各樣的磁場中，太陽黑子磁場是最強的磁場。太陽磁場錯綜複雜的變化，往往造成太陽上極其微妙的各種活動現象。太陽活動區磁場指的是由黑子群及其周圍的光斑、譜斑、暗條等組成的局部區域磁場。觀測資料表明，所有太陽活動都與磁場有關，磁場是活動區最本質的特徵。

太陽黑子的閉合磁場與開放磁場示意圖，左圖為帶電粒子在磁場中運動沿磁力線呈螺旋軌跡。

日出（Hinode）衛星從側面觀察的太陽黑子，特別引人注目的是從它表面噴射而出的氣體。由這張圖片看來，太陽的磁場很像是由黑子中心發出來的，且在黑子邊緣形成了醒目的弧線。現代太陽物理學家認為，黑子應是太陽表面被複雜且多變的磁場所影響進而變得較冷、壓力較小的區域。

太陽活動區磁場指的是由黑子群及其周圍的光斑、譜斑、暗條等組成的局部區域磁場。觀測資料表明，所有太陽活動都與磁場有關，磁場是活動區最本質的特徵。在活動區出現前，首先可觀測到產生局部磁場和磁場增強，出現小黑子；隨著磁場繼續增強，黑子不斷發展，例如其面積增大、數目增多，與此同時，還觀測到譜斑、暗條、光斑等其他活動客體。在磁結構複雜的活動區，還能觀測到耀斑、射電爆發、日珥等劇烈活動客體。在活動區全盛期，活動區磁場強度可高達幾千高斯。隨著活動區開始衰減，磁場也逐漸變弱，直到活動區消失後，磁場還能維持一段時期。活動區的磁場比較複雜，不同的活動客體對應於不同的磁特徵。

所謂太陽普遍磁場，是把太陽看作均勻化球體的磁球所具有的磁場，它是著名美國天文學家海耳於1912年發現的。海耳指出，磁軸和太陽自轉軸成6度夾角，兩極磁場強度相等，約為25~50高斯，極性相反。繼海耳之後，許多科學家也研究了太陽普遍磁場，發現由於局部活動區的干擾，除了兩個極區外，太陽普遍磁場並不顯著，即使在極區，該磁場也只有1~2高斯。太陽普遍磁場與均勻化球體的磁場也有所不同，均勻化球體的磁場極性基本上恆定不變，而太陽普遍磁場在短期內極性會改變。太陽普遍磁場被太陽風「拖」入行星際空間形成行星際磁場。

太陽普遍磁場示意圖

太陽變化多端的磁場。看起來就像攝於2004.1.14日的X射線日冕影像。圖中等離子體沿著彩色的開放磁力線迸射而出，使的太陽系空間瀰漫著奔流不息太陽風。

太陽整體磁場即日面各部分縱向磁場的平均值。太陽物理學家把太陽看作一顆典型的恆星，讓不成像的太陽光從定天鏡反射後直接進磁像儀狹縫，用波長FeIλ5250譜線進行觀測而得。太陽整體磁場呈現規則的變化，磁性交替地為S級和N極。一般說來，一個太陽自轉周（平均約27天）內磁性變化兩次。這表明日面上的磁場可分成幾個區域，相鄰的區域極性相反，各區的分界大致與經度圈平行。

太陽內部的對流層深處的對流運動至今是人們無法直接觀測到的層次，仍處於理論探討的範圍。太陽內部的自轉運動與磁場變化一般市這樣描述的：最初，太陽磁力線的走向是從一極到另一極；因為自轉轉速不同，太陽內部的輻射區與對流層之間出現轉速不連續面。由於太陽表層自轉速度為赤道地區較快，周期約25天、兩極地區較慢，周期約35天，因此磁力線會被拉長；而不斷翻攪流動的等離子體更是拉扯扭曲了磁力線，增加了它們的能量；當磁力線扭曲糾結在一起時，便會產生足夠的浮力，向上拱起，最終會突破太陽表面；隨著太陽的不停自轉，浮上來的磁力線（其日面足點在太陽黑子）也會扭絞，結果形成各種令人嘆為觀止的形狀，並引發一系列劇烈的太陽活動現象，例如太陽大耀斑。

TRACE衛星拍攝的合成的太陽照片，是在三種色彩下的紫外波段影像。由於複雜的強磁場造成了太陽黑子和亮區。圖中日面的泡泡狀結構，是來自沿環狀磁力線的熾熱氫氣噴流。在這些太陽活動區里，沿磁力線衝出的氣體通常會再落回太陽表面，不過有時候也會沖向日冕，甚至逃逸到行星際空間成為太陽風。因為只有活躍區才會發出大量的高能量紫外線，所以圖中大部份日面看起來很暗。那些靚麗、明亮多彩的區域，通常是太陽活動最猛烈的區域。

地球表面的磁場主要起源於地球內部，它是一個偶極子場（具有對稱性），其強度跟徑向（半徑方向）地心距離的三次方成反比。因此在赤道平面中距離地心10個地球半徑處，強度只相當於地球表面場強的1/1000。 人造地球衛星最初的探測表明，行星際空間並非真空，而是存在著來自日冕的連續微粒輻射──太陽風。太陽風像奔騰的太空急流把地球磁場限制在一個空間區域內，這個空間區域稱為地球磁層，其中的等離子體行為由地球磁場所決定。磁層與太陽風交界處的過渡區即磁層頂。因為太陽風是超音速的，故在磁層頂前形成一弓形激波。橫過弓形激波，太陽風等離子體被減速和壓縮。弓形激波個磁層頂之間的區域稱為磁鞘。磁層頂的厚度大約為400~1000千米的量級。在向著太陽那一側，磁層頂近似為半球形，磁層頂向日點的地心距離約為10~12RE（RE為地球半徑）。在背陽面，磁層頂被拉成很長的圓柱形，圓柱形的半徑為20RE；圓柱內的空間稱為磁尾。實際上被向太陽的磁層尾區，磁力線可一直伸展到月球軌道之外。

太陽風與地球磁層剖面示意圖

作者：中國科普作家協會會員 李 良

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