我國第一顆綜合性太陽探測衛星——先進天基太陽天文台（ASO-S）正在緊鑼密鼓研製中。作為(wei) ASO-S的一個(ge) 重要組成部分，全日麵矢量磁像儀(yi) （FMG）的測量目標將是太陽物理學中的“第一觀測量”——磁場。本文將著重介紹太陽的多變磁場和FMG所扮演的重要角色。

　　如果沒有磁場，太陽將變得枯燥無味。

　　—— 帕克（Eugene Parker）

　　磁場

　　在地球上，我們(men) 手中的指南針會(hui) 根據地球的磁場結構輕易地為(wei) 我們(men) 指明方向。地球的磁場近似為(wei) 偶極場，其磁場強度約為(wei) 0.5高斯。

　　地球的磁場結構。|圖片素材來源：Wikipedia

　　但如果把指南針放在太陽上（假如它不會(hui) 被高溫熔化），又會(hui) 發生什麽(me) 呢？你會(hui) 發現，在不同的區域，指南針的指向是不同的；即使是在同一區域，指南針在不同的時間所指的方向也是不同的。之所以會(hui) 出現這樣的情況，是因為(wei) 太陽磁場要比地球磁場複雜得多，它永遠處於(yu) 改變的狀態。

　　在太陽不同的區域存在不同的磁場方向和強度；即使在同一區域，磁場在不同的時間也是不同的。圖中顯示了太陽磁場在不同時間的變化。| 圖片來源：NASA

　　活動區和寧靜區

　　太陽極其複雜的磁場也引發了許多令人著迷的顯著特征，比如太陽黑子等。黑子之所以黑，是因為(wei) 其溫度要比周圍低。太陽光球層的平均溫度是5700K，黑子的溫度則約為(wei) 4700K左右。

　　一個(ge) 典型的黑子一般由本影和半影組成。太陽黑子會(hui) 成群結對出現，形成活動區，是磁場的聚集區。活動區也是太陽磁場最強的區域，其強度為(wei) 2000~3000高斯。

　　活動區一般由正、負兩(liang) 個(ge) 磁極組成，它們(men) 會(hui) 通過磁力線連接。太陽上的活動區並不是固定不變的，它有形成、演化、消失的過程。不同的活動區，磁結構也有所不同，有簡單的也有複雜的。

　　通過望遠鏡，天文學家可以觀測到簡單的偶極活動區在日麵上麵積不斷變大的演化過程。通過磁流體(ti) 力學（MHD）模擬，能夠看到與(yu) 活動區相關(guan) 的磁力線從(cong) 太陽內(nei) 部浮現出來，不斷向上膨脹，穿過光球層、色球層、過渡區和日冕。

　　日麵偶極活動區磁浮現過程的MHD模擬。黑色區域為(wei) 負極，白色區域為(wei) 正極。| 圖片素材來源：Chen， Feng

　　太陽活動區以外的區域被稱為(wei) 寧靜區。寧靜區並不意味著沒有磁場分布，隻是那裏的磁場較弱，強度為(wei) 20~200高斯，磁場分布一般呈網絡狀結構，所以也稱網絡磁場。

　　隨著望遠鏡空間分辨率、時間分辨率的提高，天文學家發現太陽上的寧靜區其實並不寧靜。有許多小尺度活動現象都與(yu) 寧靜區的磁場變化有關(guan) ，比如在光球層可以看到米粒組織的對流運動，在色球層可以看到針狀體(ti) 的運動和演化等等。

　　太陽活動周

　　在19世紀40年代，德國的藥劑師、業(ye) 餘(yu) 天文愛好者施瓦布在經過長期觀測後，發現太陽黑子數存在周期性的變化。從(cong) 太陽活動峰年到穀年再到峰年，大約是11年。在太陽活動周的峰年，日麵上可能會(hui) 有100個(ge) 或更多的太陽黑子（日麵上的活動區多，太陽活動劇烈）；在太陽活動的穀年，日麵上的黑子數很少，有時候數月間都看不到一個(ge) 太陽黑子（日麵上的活動區少，太陽活動稀少）。

　　太陽活動周（1749年-2020年）。| 圖片數據來源：SILSO data/Royal Observatory of Belgium 2021

　　後來，在總結了以前的觀測資料後，科學家把1755-1766年定義(yi) 為(wei) 第一個(ge) 太陽活動周；第25太陽活動周始於(yu) 2019年。

　　第24個(ge) 太陽活動周。圖中顯示了太陽磁場在此期間是如何變化的。藍色代表負極磁場、黃色代表正極磁場。| 圖片素材來源：Lisa Upton - www.solarcyclescience.com

　　與(yu) 太陽黑子對應的磁場也存在一定的周期。活動區中，前麵的黑子是前導黑子，後麵的黑子稱為(wei) 後隨黑子，後隨黑子的磁場極性與(yu) 前導黑子相反。

　　在同一太陽活動周，北半球活動區的前導磁極性趨向於(yu) 是同一磁極性，南半球的前導磁極性趨向於(yu) 是另一磁極性。在下一個(ge) 太陽活動周，黑子的磁場極性發生反轉。一個(ge) 太陽磁活動周為(wei) 兩(liang) 個(ge) 太陽活動周，大約22年。在24太陽活動周，北半球活動區的前導極性為(wei) 負極，後隨極性為(wei) 正極；南半球活動區的前導極性為(wei) 正極，後隨極性為(wei) 負極。

　　在25太陽活動周，磁場極性發生反轉，北半球的前導極性為(wei) 正極，南半球的前導極性為(wei) 負極。

　　太陽爆發

　　太陽活動區的浮現過程，以及剪切、旋轉運動，會(hui) 產(chan) 生相關(guan) 磁力線的扭曲、纏繞、甚至打結，從(cong) 而聚集大量的自由磁能。自由磁能超過了一定的限製，便會(hui) 釋放出來，轉換成熱能、動能，從(cong) 而觸發耀斑和日冕物質拋射。

　　2013年，太陽噴發出的物質。| 圖片來源：SDO/GODDARD/NASA/FLICKR

　　在太陽活動峰年，太陽爆發頻繁，經常會(hui) 產(chan) 生大的耀斑或日冕物質拋射。太陽耀斑爆發釋放巨大的能量，一次X級耀斑爆發能夠釋放10³²爾格的能量，相當於(yu) 數千萬(wan) 次強烈火山爆發的總能量。日冕物質拋射能夠釋放大量的物質，一次巨大的日冕物質拋射能釋放數十億(yi) 噸的物質。

　　地基和空間觀測

　　雖然人們(men) 對太陽的觀測有著悠長的曆史，但我們(men) 對它的真正深入理解則始於(yu) 上個(ge) 世紀初：

　　全日麵矢量磁像儀(yi)

　　ASO-S三大載荷之一的全日麵矢量磁像儀(yi) （FMG），與(yu) SDO衛星上的日震和磁成像儀(yi) （HMI）相仿，但具有相對更好的磁場測量精度，將用於(yu) 全日麵太陽矢量磁場的高時間分辨率、高空間分辨率和高靈敏度測量。

　　FMG係統共有三種工作模式：常規模式、爆發模式、定標模式。係統默認為(wei) 常規模式，該模式下時間分辨率2分鍾。在接收到外部指令後可以切換進入其它模式。外部指令有兩(liang) 個(ge) 來源：一是ASO-S的其它兩(liang) 個(ge) 載荷（HXI或LST）探測到太陽爆發現象時發來的指令，這時候觸發FMG的爆發模式；另一個(ge) 是觀測者通過測控指令，要求FMG進入爆發模式或者定標模式。

　　FMG基於(yu) 雙折射濾光器，相較於(yu) 日出衛星（Hinode）的Stokes參數儀(yi) ，具有更大的視場、更高的觀測效率和時間分辨率；相較於(yu) SDO衛星和SOHO衛星的磁像儀(yi) ，觀測模式簡單，磁場測量靈敏度高。FMG觀測的原始數據是偏振信號，需要將原始數據校正、定標、反演後才能獲得矢量磁場數據。

　　ASO-S衛星成功發射後，FMG獲得的矢量磁場數據不僅(jin) 可以幫助我們(men) 更好地理解空間天氣因果鏈中磁能的傳(chuan) 輸、積累和釋放問題，也可以幫助我們(men) 深入理解耀斑和日冕物質拋射過程中的能量積累、觸發、釋放和傳(chuan) 輸機製，並為(wei) 空間天氣事件預報提供觀測基礎。


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