太阳磁场测量

李文显，田晖

①中国科学院国家天文台，北京 100101；②北京大学 地球与空间科学学院，北京 100871

1 磁场和变幻莫测的太阳

太阳是太阳系的中心天体，控制着整个太阳系的生死变迁。作为地球的宿主恒星，太阳赋予地球万物赖以生存的光和热，也以日升日落见证着时间的流逝。太阳大部分时间是温和的，偶尔还会带来一些惊喜，比如太阳光经过空中水滴的折射、反射形成五彩斑斓的彩虹，太阳向外发射的带电粒子流(太阳风)进入地球时产生美轮美奂的极光，月亮遮住太阳时发生“天狗食日”——日食。但有时太阳也有“暴脾气”，如抛射出巨量的磁化等离子体(日冕物质抛射，coronal mass ejection)至行星际空间或在短时间内释放出大量的高能电磁辐射(太阳耀斑，flare)和高能粒子等。这些剧烈的太阳爆发活动会在日地空间引发一系列强烈的扰动，即空间天气(图1)。灾害性空间天气往往发生在几分钟到几个小时的时间内，会对航空航天、导航通信、电力等高科技系统造成严重影响。比如1859年发生的“卡林顿”太阳耀斑事件，造成全球电报网络系统失灵，北半球的极光在古巴、中国，甚至靠近赤道的低纬度地区都可以看见；1989年3月的一场太阳风暴造成加拿大魁北克省电力和供暖系统在几秒内瘫痪，美国200多处电力系统出现异常，北美地区600多万人受到影响；2003年的“万圣节”太阳风暴导致数十颗地球轨道卫星暂时性失灵，其中一些仪器受到永久性损坏，严重影响了人类通信、导航、航空和电力系统。随着现代科学技术的飞速发展，人类日常生产和生活更加依赖于这些高科技系统，因此准确的太阳活动和空间天气预报变得尤为重要。

图1 日地关系和空间天气(图片来源：NASA’s Goddard Space Flight Center)

太阳大气是由磁场主导并耦合在一起的巨大的等离子体环境。引起空间天气的太阳活动的根源是太阳磁场的演化引起太阳大气中等离子体的加热和抛射。对太阳磁场的准确测量及演化监测可以帮助我们对太阳活动进行预警和预报，从而减少或避免灾害性空间天气对人类的影响。另外，磁场作为太阳的基本属性之一，与太阳大气中发生的几乎所有现象和物理过程都紧密相关。比如太阳爆发的能量释放机制主要是磁重联，即方向相反的磁力线相互靠近时原有磁场拓扑结构发生改变并形成新的“联接”，这一过程会快速释放出储存的磁自由能。太阳黑子数的11年周期(太阳活动周)本质上是太阳大尺度磁场的周期性变化。与小尺度磁活动相关的物理过程和现象，如磁流体波动和微小尺度耀斑被普遍认为是太阳最外层大气——日冕温度提升的幕后推手。太阳磁场/活动周起源、太阳爆发机制以及日冕加热机制，是当今太阳物理领域的三大科学难题，相关研究严重受限于太阳磁场尤其是日冕磁场信息的缺失。要真正揭开太阳的神秘面纱，实现太阳物理新发展，精确的太阳三维磁场测量至关重要。此外，太阳作为一颗普通的恒星，是人类唯一可以进行精细观测的恒星样本，对太阳磁场的研究对于我们理解恒星爆发性磁活动及其对系外行星宜居性影响也有重要的参考价值。

2 太阳磁场测量的历史

黑子是日面上出现的黑斑，是太阳表面可以被看到的最明显现象。《汉书·五行志》中记载的公元前43年“日黑居仄，大如弹丸”便是对肉眼观测到的太阳黑子的直观描述，这大概是最早的关于太阳黑子的明确记录。对太阳黑子最早的科学观测则发生在望远镜发明之后不久。1610年前后伽利略·伽里列奥(Galileo Galilei)和托马斯·哈里奥特(Thomas Harriot)等人分别用自制望远镜观测到了太阳黑子并留下手绘图[1]。自此之后的数百年间，基于望远镜的观测，人类先后发现太阳黑子数的11年周期、黑子在日面上的纬度分布规律(黑子蝴蝶图，图2)、太阳耀斑(太阳活动现象)等现象。在20世纪之前，人们对这些神秘现象背后的物理机制还不甚了解。1896年，荷兰物理学家彼得·塞曼(Pieter Zeeman)在实验室中观测到塞曼效应(Zeeman effect)，即原子光谱线在外磁场的作用下发生分裂的现象[2-3]。时任Astrophysical Journal(ApJ)创刊编辑的乔治·埃勒里·海尔(George Ellery Hale)前瞻性地预见到塞曼效应在天体物理研究中的重要性，同年ApJ再版了塞曼的文章[4]。1908年，海尔通过观测到的太阳黑子周围Hα纤维状涡旋结构，预测太阳黑子是强磁场聚集地。为验证这一想法，他利用威尔逊山天文台口径约17 cm的太阳塔望远镜，发现了黑子中谱线的塞曼分裂，观测到黑子中存在数千高斯强度的磁场(图3)[5]，这是人类首次在地球以外发现磁场的存在。太阳黑子中磁场的发现是人类通向宇宙磁场研究的窗口，也是现代太阳物理学的开端。

图2 上图：1874—2021年间太阳黑子的维度分布随时间的变化，即太阳黑子蝴蝶图；下图：太阳纵向磁场的纬度分布随时间的变化，即太阳磁场蝴蝶图(图片来源：http://solarcyclescience.com/solarcycle.html)

图3 海尔在操作太阳望远镜(左图)[6]和太阳黑子处谱线的分裂(右图)[7]

20世纪的前20年，海尔及其合作者不断改进太阳望远镜，进一步观测发现太阳黑子通常成对(前导黑子和后随黑子) 出现，呈东西排列，且一般磁场极性相反。同一个太阳半球的黑子对磁场极性分布相同，而不同半球分布相反，这种规律在同一个太阳活动周内保持不变，在下一个活动周则完全相反。这说明太阳黑子磁场也存在周期性变化，且变化周期是太阳黑子数周期的2倍，即22年。黑子磁场的这种时间和空间分布规律称为海尔极性定律(Hale’s polarity law)[7]。他们还发现前导黑子比后随黑子更接近赤道(纬度更低)，即乔伊定律(Joy’s law)。海尔极性定律和乔伊定律是太阳发电机理论(太阳磁场产生机制)的观测基础。

在观测到太阳黑子中存在磁场后不久，海尔便开始尝试观测太阳中普遍存在的磁场。由于宁静区太阳磁场较弱，以及当时探测技术的限制，海尔未能在宁静区太阳磁场测量方面有大的进展，仅有的两个成功测量结果之一给出的极区磁场大小比后来的观测结果大了一个量级[7]。直到1953年，巴布科克(Horace W.Babcock)在研制成功第一台光电磁像仪后[8]，利用其观测发现磁场在太阳上普遍存在且极区磁场的极性分布符合海尔极性定律，变化周期为22年。巴布科克由此提出解释太阳活动周起源的经验模型——巴布科克模型(Babcock model)[9]。磁像仪的发明开启了对宁静区太阳磁场的测量，但当时只局限于对沿着视线方向即纵向磁场的测量。1962年，斯捷潘诺夫(V. E. Stepanov)和塞维尼(A. B. Severny)利用磁像仪通过测量谱线的线偏振和圆偏振信号首次同时测得太阳的横向磁场和纵向磁场，实现太阳矢量磁场的测量[10]。矢量磁场的测量对促进磁流体力学在太阳物理中的应用和太阳发电机理论的发展起到关键的作用。

20世纪70年代之后的短短20年间，随着光谱仪型和滤光器型太阳磁场探测技术的快速发展，太阳磁场测量完成了“点—线—面”质的跨越，可基于塞曼效应实现光球全日面矢量磁场的常规观测。在这期间，我国艾国祥院士创建的中国科学院国家天文台怀柔太阳观测基地，在太阳磁场测量领域作出杰出贡献(图4)[11]，其对太阳磁场的测量在国际上产生了重要影响。自20世纪90年代中期开始，太阳磁场研究进入空间探测时代，国际上先后发射了SOHO/MDI[12]、Hinode/SOTSP[13]、SDO/HMI[14]、CLASP[15]、CLASP2[16]、SO/PHI[17]等空间磁场望远镜。地面与空间望远镜相结合，极大地推动了在太阳宁静区磁场、活动区磁场、磁螺度计算、日冕磁场外推等方面的相关研究。以此为基础，太阳大气磁流体力学、太阳发电机理论、太阳爆发机制等领域取得重要进展。2021年，随着“黎明星”风云三号E星X射线-极紫外太阳图像的发布[18]以及“羲和号”太阳Hα光谱探测与双超平台科学技术试验卫星的成功发射[19]，我国的太阳物理研究也正式进入太空时代。2022年我国将发射第一颗综合性太阳探测卫星——先进天基太阳天文台(Advanced Space-based Solar Observatory, ASO-S)[20]，其中搭载的全日面矢量磁像仪(Full-disk MagnetoGraph,FMG)将用于光球矢量磁场的常规观测[21]。

图4 怀柔太阳观测基地全日面磁场望远镜在太阳活动峰年(左图)和谷年(右图)观测的光球纵向磁场图像(黑色和白色表示不同极性)(图片来源：怀柔太阳观测基地。https://sun10.bao.ac.cn)

3 太阳磁场诊断的原理

太阳磁场的诊断原理可大致分为三类：第一类是利用磁场对太阳电磁辐射的影响，如塞曼效应、汉勒效应(Hanle effect)、射电波段不同辐射机制(回旋共振、同步辐射等)等，该类方法也是目前进行太阳磁场测量最常用的方法；第二类是利用磁场对太阳大气等离子体物理参数和性质的影响，如冕震学(coronal seismology)用于日冕磁场的测量；第三类是当没有观测条件时，利用理论外推方法，如势场、线性或非线性无力场模型、有力场模型等进行日冕磁场外推。以下将分别对塞曼效应、汉勒效应和日冕磁场测量方法进行介绍。

3.1 塞曼效应

塞曼效应是塞曼1896年在实验室观测到Na谱线在外磁场中发生分裂而发现的，是19世纪末20世纪初物理学最重要的发现之一。随后不久，塞曼的老师、荷兰物理学家亨德里克·安东·洛伦兹(Hendrik Antoon Lorentz)利用原子磁矩的空间量子化概念对这种现象进行了物理解释。塞曼与洛伦兹因塞曼效应的发现共同荣获1902年的诺贝尔物理学奖。自1908年海尔首次测得太阳磁场以来，塞曼效应已经成为测量太阳和其他恒星磁场最主要的方法。

根据塞曼效应，在外磁场作用下，角动量量子数为J的能级将分裂成2J+1条塞曼子能级(磁量子数M=-J, -J+1, …,J)。定义J和J′分别代表某条发射谱线的上下能级，不同塞曼子能级(M和M′)之间的跃迁将产生具有不同波长的塞曼分裂子线。以电偶极跃迁为例，根据选择定则ΔM=M-M′，ΔM=0时产生塞曼分裂中的π子线，ΔM=±1时产生σ子线(σr和σb)。不同子线的波长位移为：

其中e和me是电子的电荷和质量，c是光速，λ0是没有外磁场时的波长，B是磁场强度，g和g′是上下能级的朗德因子(Landé factor)。

考虑最为简单的情况，当上下能级的总角动量量子数之一为0(J=0或J′=0)或上下能级的朗德因子相等(g=g′)时，谱线将发生正常塞曼三分裂，分别为一条π线和两条σ线。π线波长位置不变，σ线波长位移可最终简化为：

其中，ΔλB和λ0单位为Å(1 Å=10-10m)，B单位为Gs(1 Gs=10-4T)，geff是有效朗德因子，由上下能级的朗德因子和角动量量子数决定。

谱线发生波长位移的同时，不同塞曼子线的偏振特性也不同，π线为线偏振，σr和σb为与磁场垂直的平面内的圆偏振，从不同方向观测到的偏振特性也不相同。当观测者视线方向与磁场垂直时，可以看到三条子线，且都为线偏振；当视线方向平行于磁场时，只能看到两条具有圆偏振的σ线；当视线方向与磁场成任意夹角时，可观测到一条线偏振π线和两条椭圆偏振σ线(图5)。

图5 塞曼分裂子线从不同方向观测时的偏振特性示意图 (根据文献[22]图3.1绘制)

偏振辐射可以通过Stokes参数(I,Q,U,V)T来描述，其中I为光强，Q和U分别描述线偏振，V描述圆偏振。通过塞曼子线的裂距测量磁场强度，StokesQ和U的关系给出磁场投影在垂直于视线方向的平面的方位角，V和Q、U的关系给出磁场相对视线方向的倾角，便可以得到矢量磁场信息。该方法简单且得到的磁场测量精度较高，但只适用于当塞曼子线足够可分辨时，即ΔλB＞＞ΔλD(ΔλD为谱线的多普勒展宽)时。根据(2)式，塞曼裂距与波长平方成正比，故红外波段的测量有其优势。比如Lin[23]利用Fe I 1564.9 nm谱线的StokesV信号测得σ子线间隔，从而得到磁场强度；隶属怀柔太阳观测基地用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统AIMS计划采用这一思路，利用中红外Mg I 12.32 μm谱线进行太阳磁场的测量[24]。

当塞曼子线不能完全分开时，需要对偏振光谱进行Stokes反演得到矢量磁场信息，利用该方法得到的磁场测量精度依赖于太阳大气模型假设以及求解辐射转移方程。在一定条件下，可以对辐射转移方程进行近似求解，比如在弱场近似下可得到简单的磁场定标公式用于太阳磁场的快速定标[25]。但要得到相对精确的磁场信息，需要对偏振产生机制有详尽的理解，通过对Stokes轮廓的反演得到。Stokes反演的具体步骤如图6所示。

图6 Stokes轮廓反演过程示意图

1977年Auer等人[26]开发了第一套基于一维Milne-Eddington(ME)大气模型的偏振反演程序，1987年Skumanich和Lites发展了该程序并将其应用于ASP(Advanced Stokes Polarimeter)数据的反演。目前用于Hinode/SP磁场反演的程序MERLIN[27]以及用于SDO/HMI的VFISV程序[28]都是在此基础上完成的。但ME大气模型假设各物理参量不随高度变化，因此无法解释由于大气参数的梯度变化而引起的非对称或反常的偏振轮廓。为解决此问题，1992年Ruiz Cobo和del Toro Iniesta[29]开发了基于源函数的SIR程序。目前，常用的基于塞曼效应偏振进行Stokes反演的程序包括LTE假设下的SIR[29-30]、SPINOR[31]以及non-LTE下的NICOLE[32]、STiC[33]等。

3.2 汉勒效应

除磁场外，散射也可以产生偏振信号(第二太阳光谱)，散射偏振在外磁场中可以发生变化，即汉勒效应。汉勒效应最初由Robert W. Wood[34]和Lord Rayleigh[35]在实验室中观测到，1924年德国物理学家威廉·汉勒(Wilhelm Hanle)[36]给出物理解释并因此得名。1977年Leroy等人[37]首次观测到太阳日珥中的汉勒效应。1982年Stenflo[38]利用汉勒效应测量湍动的弱磁场。

汉勒效应的结果主要表现为偏振度减弱(退偏)和偏振面旋转(图7)[39]，其量子力学解释为当磁场较弱不足以引起塞曼效应时，具有不同偏振特征的不同子能级之间相干叠加引起的偏振状态改变。为更形象地理解其原理也可用经典的偶极振子的振动来描述。当视线方向与入射光呈90°时，在没有外磁场时观测到散射引起的完全线偏振光，偏振方向垂直于散射面；当沿着散射方向存在外磁场时，偶极振子将围绕磁场方向发生进动并表现为玫瑰型图案，图案的形状取决于阻尼速率与进动速率(与磁场强度成正比)之间的竞争。如图7左图，从左到右磁场强度依次增大：当进动速率小于阻尼速率时，进动过程相对发射过程较慢，观测到的偏振特性变化很小(左)；当进动速率远大于阻尼速率时，偶极振子的振动方向趋于随机化而导致退偏现象(右)；当进动速率与阻尼速率相当时，观测到的散射偏振是偏振面旋转和退偏的共同结果(中)。图7中右图为利用ZIMPOL偏振分析计观测到的汉勒效应特征光谱的示例[39]。Ca I 422.7 nm谱线在没有外磁场时，散射偏振应当表现为+Q偏振光且不随狭缝方向发生改变，StokesU和V信号均为零。实际观测发现Q/I沿着狭缝方向发生变化并出现较强的U/I信号，前者是由空间变化的汉勒效应引起的退偏造成的，后者是由于汉勒效应引起的偏振面的旋转造成的。测量汉勒效应引起的谱线偏振特性的变化，可以用来诊断太阳磁场。

图7 汉勒效应退偏和偏振面旋转示意图(左图)和其特征光谱(右图)[39]

一般来说，汉勒效应适用的磁场敏感范围为[40-42]：

其中τ和gJ分别为能级的寿命和朗德因子。汉勒效应在磁场较强时将达到饱和，这时偏振状态将不再随磁场强度发生变化，但通过StokesQ和U的信息仍可以得到磁场的倾角和方位角。

汉勒效应适用于弱磁场的测量，尤其是对色球和日冕磁场的诊断，从而与塞曼效应很好地互补。目前，利用汉勒效应进行太阳磁场测量的研究主要集中在理论方面。过去的40多年间，散射偏振量子理论已取得一系列重要进展[22,43-47]。2015年，日本、美国和欧洲的合作团队成功发射CLASP探空火箭，目的在于利用紫外偏振光谱进行色球磁场的测量。CLASP成功观测到H Lyman α 121.57 nm和Si III 120.65 nm 谱线的汉勒效应，并对利用远紫外偏振光谱进行磁场测量的可行性开展了有益的探索[48]，实现了利用汉勒效应进行磁场测量从理论到实践的重要跨步。2019年CLASP2成功发射，其科学目标是通过探测近紫外波段Mg II h&k谱线的塞曼效应和汉勒效应进行色球矢量磁场的测量。近期，CLASP2团队[49]利用Stokes V观测数据，在基于塞曼效应的弱场近似下反演得到纵向磁场信息，测得色球磁场大小随高度的分布，成功建立起从光球到色球的磁场联系(图8)，具体磁场测量结果请参见参考文献[49](注意：参考文献中结果尚未涉及汉勒效应分析结果）。

图8 利用CLASP2和Hinode的观测数据测量得到4个不同高度的磁场分布，构建磁力线(绿线)的三维分布艺术构想图 (图片来源：National Astronomical Observatory of Japan)

3.3 日冕磁场测量

日冕是太阳最外层大气，主要由高度电离的离子和自由电子组成。日冕作为众多类型太阳活动的发源地，其磁场的测量对于研究太阳活动爆发起源、日冕加热等重大科学问题至关重要。但日冕磁场较弱、谱线展宽较大，难以直接利用塞曼效应进行测量，目前常用的日冕磁场测量方法包括日冕禁线的偏振光谱、射电观测和冕震学等。Sasikumar Raja等[50]汇总不同的测量方法得到日冕磁场强度分布(参考文献[50]的图4)，其中包括红外偏振测量[51]、射电辐射机制[52-53]、冕震学[54-55]、激波-磁绳距离方法[56-57]、法拉第旋转[58]和磁场诱导跃迁方法[59]等，并与Dulk和Mclean的理论曲线进行对比[60]。

可见光以及红外波段的日冕禁线(磁偶极跃迁)含有丰富的偏振信息。1965年日全食期间，Eddy和Malville[61]观测到Fe XIII 1 075 nm谱线很强的线偏振，1977年House讨论了利用该谱线的偏振信号进行日冕磁场测量的可能性。1976年，Querfeld和Elmore[62]首次利用该谱线的线偏振对日面边缘黑子处的日冕磁场进行测量。1995年，Kuhn[63]利用日冕仪观测到该谱线的圆偏振，并测得磁场强度小于40 Gs。Lin等[64]同时测得4个Stokes参数，通过StokesV轮廓信息测得两个距离日心分别为1.12R⊙(R⊙为太阳半径)和1.15R⊙的活动区的磁场强度分别约为10 Gs 和33 Gs。2004年Lin等[51]利用日冕仪再次通过1 075 nm谱线的偏振光谱测得距离日心1.10～1.28R⊙的日面边缘活动区的磁场强度为0.7～3.6 Gs。其他日冕禁线还包括Fe XIV 530 nm、Fe XI 789 nm、Si X 1 430 nm等。Lin和Casini[65]对利用日冕禁线偏振光谱进行日冕磁场测量的相关理论进行了介绍，Philip Judge[66]对该方法进行了综述。该方法的缺点是线偏振只包含磁场方向信息，强度信息需要通过测量圆偏振得到。由于圆偏振信号很弱需要较长的曝光时间，比如Lin等[51]的观测曝光时间长达70多分钟，因此无法对磁场的短时间演化进行研究。世界上最大望远镜丹尼尔·井上望远镜DKIST的低温近红外偏振光谱仪(Cryo-NIRSP)[67]的主要科学目标就是测量日冕磁场，期望利用其高精度的偏振观测数据在日冕磁场测量方面取得进展。印度将要发射的Aditya-L1卫星载荷VELC也以红外偏振光谱进行日冕磁场测量为核心科学目标[50]。

利用射电观测也可以对日冕磁场进行诊断。其原理也相对简单，即利用磁场在射电传播过程中的影响或对射电辐射机制的影响，前者一般表现为偏振特性，后者射电辐射机制主要包括轫致辐射、回旋同步辐射、回旋共振辐射、等离子体辐射等[68]。日冕磁场的强度范围引起的射电辐射刚好处于地面可轻松观测的波段范围，因此射电在测量日冕磁场方面具有得天独厚的优势。尽管如此，射电在日冕磁场测量方面仍面临巨大挑战，主要难点在于射电辐射的产生机制非常复杂，很难确定和区分，需要高分辨率的频谱成像观测数据。近年来，荷兰低频射电观测阵列(Low Frequency Array,LOFAR)[69]、美国甚大天线阵(Very Large Array, VLA)[70]、默奇森大视场射电望远镜阵(Murchison Widefield Array, MWA)[71]、美国欧文思谷射电望远镜(Expanded Owens Valley Solar Array, EOVSA)[72]等射电望远镜在日冕磁场观测中已取得一系列进展[73]，如近期美国学者Fleishman等[74]利用EOVSA数据，获取了太阳耀斑过程中日冕磁场强度的空间分布及其演化过程。新的射电望远镜，包括西伯利亚太阳射电望远镜(Siberian Solar Radio Telescope,SSRT)[75]、欧文思谷长波段射电望远镜(Owens Valley Radio Observatory-Long Wavelength Array,OVRO-LWA)[76]、中国的明安图射电频谱日像仪(Mingantu Ultra wide Spectral Radioheliograph,MUSER)[77]、下一代甚大天线阵(next generation Very Large Array, ngVLA)[78]和平方公里阵列射电望远镜(Square Kilometre Array, SKA)[79]等，将提供更高分辨率的观测数据，有望在日冕磁场测量方面取得新的突破。

日冕中存在的震荡或波动现象为日冕研究提供了一种新思路，继而发展出一种根据日冕波动的性质来推断日冕物理参数的方法，即冕震学。冕震学最早由Roberts等[80]提出，直到21世纪初有了高质量的空间观测数据，该方法才得以广泛应用。如Nakariakov和Ofman[81]结合磁流体波动理论和冕环结构中发生的震荡现象测得日冕磁场强度为(13±9)Gs。早期利用冕震学进行日冕磁场测量多是基于日冕中快速衰减消亡的震荡现象，如耀斑导致的冕环震荡、CME导致的冕流震荡等，只能给出震荡结构的平均磁场强度或一维分布[82-84]。2020年，Yang等人将该方法应用到日冕中普遍存在的传播着的磁流体横波现象[85]中，利用日冕多通道偏振仪CoMP[86]观测数据首次得到日冕磁场的全局性分布(图9)[54-55]，实现了基于冕震学测量日冕磁场从“点”“线”到“面”的飞跃。但该方法目前只能得到垂直于视线方向的磁场分量。

图9 CoMP观测的日冕磁场(垂直于视线方向的分量)强度(左)和方向(右)分布图叠加在SDO卫星拍摄的日冕图像上(改编自参考文献[54-55])

同时，太阳物理学者也在探索新方法，比如外磁场会打破原有原子/离子系统的对称性，引起具有不同J量子数的能级之间的混合，从而造成跃迁速率的改变——磁场诱导跃迁[87-88]，这种变化在光谱中表现为谱线的相对强度随磁场强度的变化。根据该原理，研究者提出利用日冕中Fe X极紫外光谱进行磁场测量的新方法[89]，并成功应用到Hinode/EIS极紫外光谱观测数据中测得日面边缘和日面中心活动区的日冕磁场大小[59,90-92]，同时利用前向模拟验证了该方法进行日冕磁场测量的可行性[93]。该方法只能测得磁场强度，而难以得到磁场方向的信息。

鉴于以上测量方法各自的局限性，实现日冕磁场的常规测量目前仍是太阳物理领域的难题。然而日冕磁场的三维信息是研究太阳爆发活动等现象的重要基础，当实际测量难以实现时，通常采用基于光球磁图的磁场外推方法[94-96]或前向模拟等方法[97-99]来获得三维日冕磁场信息。但这些方法得到的结果依赖于模型假设，也存在很大的不确定性。

实现日冕磁场的常规测量任重而道远，通过进一步发展不同的测量方法，并以测量结果为约束条件完善磁场外推方法，或基于测量结果来驱动或约束磁流体力学数值模型，将是未来一段时间的重要研究方向。

4 总结和展望

太阳磁场可以说是太阳研究的第一物理量。一个多世纪以来，太阳物理学家为揭开太阳磁场的神秘面纱不懈努力，在理论模型、观测技术、数据反演、新诊断方法等方面都取得重大进展。太阳磁场测量正走向高时间分辨率、高空间分辨率、高光谱分辨率和高偏振测量精度的阶段。同时，我们也面临着很多困难和挑战。首先，在光球磁场测量方面，利用塞曼效应可以对光球磁场开展较为准确的常规测量，但由于偏振信号对横向磁场有较弱的灵敏度，横场相对纵场来说测量精度较低，将于2022年投入运行的我国自主研发的中红外太阳望远镜AIMS有望在这方面取得突破。其次，过去的太阳观测卫星或望远镜都是在黄道面上观测太阳，因而极区磁场处于相对盲区，而极区磁场信息在研究太阳风起源、太阳活动周起源等方面不可或缺。2020年发射的Solar Orbiter卫星的轨道面将偏离黄道面30多度，有望在极区磁场测量方面取得初步进展。我国目前正在积极推进的太阳极轨探测如若成功实现，将在这一问题上取得重大突破，并在国际上引领太阳活动周起源、太阳风起源等重大科学问题的研究。最后，太阳高层大气，尤其是日冕中的磁场测量仍然是科学难题。尽管在过去几十年间利用偏振、射电观测以及冕震学等手段取得一定进展，但鉴于各方法的局限性，要实现日冕磁场的常规测量仍然任重而道远。其难点主要在于磁场较弱，对弱信号的解析依赖高精度的测量技术以及对其物理形成机制全面的理解。随着基础物理理论的不断完善、观测技术水平的提高以及新诊断方法的探索，日冕磁场测量必将在未来数十年里取得实质性的突破。

(2021年12月2日收稿)■