日冕磁场测量

杨子浩，田 晖,，李文显，张佳乐，白先勇，高宇航，陈亚杰

1 北京大学地球与空间科学学院，北京 100871

2 中国科学院国家天文台，北京 100012

0 引言

太阳大气由内往外可以分为光球层、色球层、过渡区以及最外层的日冕，磁场从内到外将各个层次联系在一起.如同大多数晚型主序恒星一样，太阳的磁场主导着各种与太阳活动相关的物理过程，无论是11 年周期的太阳活动周，亦或各种不同尺度的爆发事件，还是太阳大气的加热过程，其源头都是太阳磁场的演化.磁场的演化引起了太阳大气中磁能的转化和释放，一方面以各种小尺度磁活动的形式加热包括日冕在内的太阳大气；另一方面也引发了大尺度的太阳爆发事件（如耀斑和日冕物质抛射等），进而扰动日地空间环境.

由于磁场与太阳大气的耦合，要理解各种发生在太阳大气中的物理过程，包括太阳活动周的产生原因，太阳爆发事件的触发机制，以及日冕被加热到百万度的原因，都离不开对太阳大气磁场的完整认知，也就是光球、色球和日冕层的磁场性质、空间分布及其时间演化.然而截至目前，对太阳大气磁场的常规测量仍然仅限于最低层的光球.通过光球谱线的塞曼效应，人们已经能够较为准确地测量得到光球矢量磁场，至今积累了几个太阳活动周的观测数据.但对于更高层的大气，尤其是日冕，塞曼效应往往难以应用.这是因为日冕磁场很弱，导致塞曼裂距很小；加之日冕具有高温和复杂湍动，谱线展宽很宽，使得本身就不明显的塞曼分裂谱线重合在一起难以分辨.因此，目前我们对日冕磁场的信息仍知之甚少.日冕磁场信息的缺失，很大程度上阻碍了我们对太阳大气中诸多重要物理过程的认识，限制了我们预报空间天气的能力，也制约了太阳物理学科的发展.

在过去几十年间，太阳物理学者陆续提出了几种完全不同的诊断日冕磁场的方法，并做出了一些尝试，取得了一定的成果，近年国内外多个研究团队更是取得了显著进展.本文将总结几种主要的日冕磁场测量的途径，介绍其基本原理，并回顾在过去几十年间采用不同方法在日冕磁场测量方面做出的重要尝试，同时也对未来的日冕磁场研究进行展望.

1 日冕磁场测量原理

日冕磁场是太阳大气磁场的重要组成部分，但对日冕磁场的常规测量仍然是太阳物理中尚未解决的难题.目前，人们主要采用以下几种方法对日冕磁场进行诊断：通过偏振信号对磁场进行反演、借助射电观测及对应的射电辐射机制诊断磁场、利用冕震学从波动观测出发推算磁场以及通过磁场诱导跃迁原理基于极紫外光谱观测测量磁场.下面，我们将依次介绍这几种日冕磁场诊断的原理.

1.1 红外偏振光谱

1.1.1 偏振测量基本理论

偏振辐射是由于对称性遭到破坏而引起的（Stenflo,2013），电场、磁场等外场，以及各向异性的辐射和碰撞等过程，都可能引起对称性的破坏.对日冕而言，磁场和散射是引起偏振的两种主要原因，前者引起能级发生塞曼分裂（Zeeman effect），子能级之间的跃迁带有不同偏振特性；后者主要是来自于光球和色球的非对称辐射场引起的偏振，且偏振特性在外磁场下可发生改变，即汉勒效应（Hanle effect）.塞曼效应和汉勒效应是测量日冕磁场的两种经典方法.一般而言，偏振信息可以用斯托克斯（Stokes）I、Q、U、V四个参数来描述，即I=(I,Q,U,V)T，其中I为强度，Q和U表征线偏振，V代表圆偏振.

1.1.1.1 塞曼效应

塞曼效应表现为特定谱线在外磁场存在时发生谱线分裂的现象，由塞曼于19 世纪末在实验室中发现.1908 年，太阳物理学家海尔（Hale）利用太阳光球谱线的塞曼效应，首次测量得到了太阳黑子中的磁场（Hale,1908），自此，塞曼效应成为测量太阳磁场最主要的方法.

在最简单的情况下塞曼分裂会产生三条子线，即正常塞曼效应，我们可以用I0(∆λ),I−(∆λ)=I0(∆λ+∆λB),I+(∆λ)=I0(∆λ−∆λB) 分别表示这三条塞曼子线，其中 ∆λ代表没有外磁场时的谱线展宽，∆λB表示塞曼裂距.塞曼裂距与磁场强度的关系为：

式中，geff是对应的有效朗德因子，λ是谱线波长（单位为Å），B是磁场强度（单位为G）.对于特定日冕谱线，朗德因子和波长已知，如果测量到谱线分裂裂距，根据（1）式即可得到日冕磁场强度.

由式（1），塞曼裂距分别与磁场和波长平方成正比.波长越长，塞曼裂距越大，即红外波段谱线更有利于磁场测量，我国自主研制的用于太阳磁场精确测量的中红外观测系统AIMS 便是采用这一思路，利用中红外的Mg I 12.32 μm 谱线进行太阳磁场的测量（Deng et al.,2016）.此外，磁场越强，越容易测到裂距，所以Hale 在1908 年可以测量到光球黑子的强磁场.然而对于日冕而言，由于日冕磁场的强度通常比光球小几个量级，本身的塞曼分裂很小；加之日冕的高温（百万开尔文量级）和较强的湍动，日冕谱线的展宽 ∆λ通常很宽.在这种情况下，塞曼裂距远小于谱线本身展宽（即∆λB≪∆λ），导致塞曼分裂很难被观测到，无法直接通过塞曼效应的子线裂距测量日冕磁场.

此时，我们可以借助塞曼分裂子线偏振性质得到磁场强度以及方向.在有外磁场存在的时候，总角动量为J的原子能级会分裂为2J+1条子能级，这些子能级的磁量子数分别为mJ=−J,−J+1,...,J−1,J，对于电偶极跃迁，根据选择定则∆mJ=0,±1，会产生三种具有不同偏振特性的谱线分量.其中，∆mJ=0的跃迁产生的是偏振面平行外场的π线（线偏振），∆mJ=±1产生的是偏振面垂直外场的 σ±线（圆偏振）（Degl'Innocenti and Landofi,2006）.如图1 所示，从不同方向观测到的π 线和σ±线的偏振特性也不相同，当视线方向沿外磁场时，看不到 π线，只能观测到 σ±线的圆偏振信号，此时对应着纵向塞曼效应（longitudinal Zeeman effect）；当视线方向垂直于外场时，只能观测到 π线和 σ±线的线偏振，对应横向塞曼效应（transverse Zeeman effect）.

图1 塞曼效应的经典描述图像.从不同方向观测到的偏振特性不同，分别对应着纵向塞曼效应和横向塞曼效应（修改自Lites,2000）Fig.1 The classical description of longitudinal and transverse Zeeman effect.The observed polarization states vary with the observer's viewing direction (modified from Lites,2000)

当∆λB≪∆λ时，可以借助弱场近似（weakfield approximation）假设，这时斯托克斯V的轮廓与视线磁场强度BLOS以及斯托克斯I相对于波长 λ的偏导之间的关系为（Landi Degl'Innocenti,1992;Lin et al.,2004;Centeno,2018）：

式中，k=4.67×10−13geffλ2，单位为/G.

当同时考虑线偏振信息，即斯托克斯Q和U时，斯托克斯Q和U之间的比值与局地磁场在天空平面（即垂直视线方向）上的方位角φ 相关，即：

因此，在日冕磁场测量中，当测量到足够信噪比的偏振信号时，根据弱场近似，我们可以利用圆偏振观测获得磁场的纵场强度，从线偏振观测中可以得到日冕磁场的方向信息.这也是现有的日冕偏振光谱观测测量日冕磁场常用的方法.

1.1.1.2 汉勒效应

当发生散射时，如果散射后发出的辐射在一定程度上保留着散射前的辐射的“记忆”，可以认为这一散射过程是相干的.相干散射会引起线偏振信号，在有外磁场存在的时候，磁场使得不同的磁子能级之间发生相干叠加，从而改变散射产生的偏振信号，这便是汉勒效应.

对于塞曼效应，其对磁场强度的敏感度主要取决于塞曼裂距和谱线多普勒展宽（热展宽）之间的关系；对于汉勒效应，其对磁场的敏感度则取决于塞曼裂距和辐射阻尼宽度（谱线的自然展宽）之间的关系.因此，汉勒效应与塞曼效应对磁场的敏感范围不同，在太阳磁场测量方面可以起到很好的互补作用.在日冕中，谱线的热展宽比自然展宽要高至少一个量级，汉勒效应相对而言对弱磁场更敏感.汉勒效应的磁场敏感范围可通过临界磁场强度发辐射系数A值，当满足时，可得临界磁BH估计，BH主要取决于拉莫频率 ωL和爱因斯坦自场强度BH（单位为G）：

式中，gL是朗德因子.一般认为汉勒效应在磁场强度在0.1BH至10BH范围内适用.在汉勒效应的敏感磁场范围内，磁场的大小和方向都会引起偏振信号的改变，因此可以用来诊断磁场信息.在紫外波段，容许跃迁的爱因斯坦A系数较大，产生的谱线对应的临界磁场强度相对较强，如对Ly-α有BH=53 G（Peter,2021）；而对于目前通常用于偏振观测的日冕可见光和红外谱线而言，由于它们往往是禁线，爱因斯坦自发辐射系数A较小，对应的临界磁场强度也非常低，比如对于Fe XIII 10747 Å，其对应 的BH远小于1 G（Ignace,2003;李 昊等,2014;Zhao et al.,2019;Peter,2021）.因此，对这些日冕谱线，日冕磁场B≫10BH，汉勒效应达到饱和，这时，磁场的强度不再影响偏振状态（Li et al.,2017），但我们仍然可以通过线偏振得到磁场的方向信息，比如像1.1.1.1 节中提到的利用斯托克斯Q和U获得磁场在天空平面的方位角.

1.1.2 基于辐射转移方程的斯托克斯反演

在太阳大气中，考虑辐射转移对偏振信号的影响，辐射转移方程可以写为：

式中，j≡(jI,jQ,jU,jV)T为源函数，K为4×4 传输矩阵，描述了吸收、色散以及二向色性等过程，这些过程都能够改变谱线的偏振状态.基于一定的太阳大气模型假设，求解辐射转移方程，结合观测得到的斯托克斯偏振光谱，就可以反演得到日冕的磁场和热力学参数.求解辐射转移方程对研究光学厚的太阳大气的性质非常重要，但对于常用来进行偏振观测的日冕谱线而言，日冕是光学薄的，这时根据弱场近似，在不进行斯托克斯反演的情况下，直接利用塞曼效应和汉勒效应即可以诊断磁场信息.而对于日冕中局部区域的低温物质产生的色球谱线辐射，它们的偏振信号与辐射转移过程有关.对于这些低温物质产生的光学厚的谱线，测量它们的斯托克斯参数，可以通过反演辐射转移方程，得到磁场的矢量信息.

斯托克斯反演的主要思路如下：先从一定的大气模型出发，结合偏振辐射转移方程，首先计算出理论的斯托克斯I、Q、U、V的轮廓；通过与实际观测得到的斯托克斯参数比较，采用最小二乘法对模型参数进行修正，最终得到一个最符合观测的大气模型，其中包含了矢量磁场、温度、密度等物理参数.斯托克斯反演的结果对大气模型的依赖度较高，最简单常用的大气模型包括Milne-Eddington（ME）一维大气模型（LTE 下得到的）.除此之外，还有一些反演程序考虑了更复杂的分层大气模型，甚至考虑色球谱线形成的非局部热动平衡效应（求解统计平衡方程得到不同原子能级布居数），如1992 年西班牙加纳利天体物理研究所开发的SIR（Ruiz Cobo and del Toro Iniesta,1992）、2000年左右开发的NICOLE（Socas-Navarro et al.,1998,2015），2019 年瑞典斯德哥尔摩大学和美国国立太阳天文台联合开发的STiC（STockholm inversion Code,de la Cruz Rodriguez et al.,2019），这些程序只包含了塞曼效应.在一些针对日冕磁场的斯托克斯反演中（如He I 10830 Å），还需要在辐射转移模型中同时考虑包括塞曼效应和汉勒效应在内的各种产生偏振的机制，比如德国马普所2004 年开发的HELIX+程序（Lagg et al.,2004;Lagg,2007）以及利用汉勒效应反演的HAZEL 程序（Ramos et al.,2008）.基于我国自主太阳磁场观测设备观测的色球偏振光谱，采用ME 大气模型或分层大气模型，国内学者在斯托克斯磁场反演方面也开展了一些工作（Qu and Ding,1997;Bai et al.,2013）.

1.1.3 从解析角度针对单个辐射结构的“单点斯托克斯反演”

除了基于辐射转移方程和大气模型的斯托克斯反演，近年来人们还提出了一种通过同时观测两条或多条磁偶极跃迁谱线的斯托克斯参数对单个辐射结构进行反演获得日冕磁场信息的“单点斯托克斯反演”（single-point Stokes inversion）方法（Plowman,2014;Dima and Schad,2020;Judge,2021），这种方法不依赖于大气模型，而是从斯托克斯谱线轮廓的发射系数表达式直接出发，从解析角度得到包含磁场信息在内的解析解.

该方法只针对一个具有均匀磁流体力学特性（密度、温度、磁场）的独立结构，在视线方向上只有这个区域辐射较强，或者其背景和前景辐射可以被去除掉.冕环可以认为是这样的一种典型的单个结构（Plowman,2014;Dima and Schad,2020）.根据磁场反演的解析解公式（Plowman,2014），如果同时对两条谱线进行观测，会得到两组不同的斯托克斯I、Q、U、V参数，由于Q和U的比值与方位角相关，因此总共有7 个独立的可观测量；而斯托克斯的四个参数与它们的偏振辐射系数ϵI、ϵQ、ϵU、ϵV相关，两条不同谱线的这四个系数中有4 个与跃迁相关的未知量，即对应的 ϵI和原子能级排列分量（atomic alignment，表征不同的磁子能级上布居的不同），以及3 个与磁场相关的未知量：拉莫频率 ωL（包含磁场强度）、方位角和倾角 ΘB、γB，也即共有7 个未知量.因此，可以求得一组唯一的解.由此，我们可以同时观测两条日冕磁偶极跃迁谱线的偏振信息，通过这种单点斯托克斯反演得到特定结构的磁场参数.此外，Dima 和Schad（2020）中定义了一个参数F，当两条用来进行单点反演的谱线的F=0时，上述7 个方程中只有6 个独立方程，此时磁场倾角 ΘB无法求解.因此，Dima 和Schad（2020）提出，如果利用单点斯托克斯反演方法，所需观测的谱线中至少需要一条F≠0的谱线（如Fe XIV 5303 Å,Si X 14301 Å,Mg VIII 30285 Å）.Judge（2021）对这一问题做了进一步分析，认为这一现象的产生是在单点斯托克斯反演中没有完整计算散射过程，而直接使用了原子的能级排列分量作为参数的缘故.Judge（2021）认为从和入射辐射出发是有可能求解磁场倾角ΘB的.目前还没有利用单点斯托克斯反演测量日冕磁场的实际尝试，该种方法未来有望应用到升级的日冕多通道偏振仪（Upgraded Coronal Multichannel Polarimeter,UCoMP）、井上太阳望远镜（Daniel K.Inouye Solar Telescope,DKIST）以及日冕磁场天文台（The COronal Solar Magnetism Observatory,COSMO）的观测数据中.

1.2 射电辐射

射电波段是日冕辐射的重要波段，射电观测可以用于诊断日冕区域的磁场.一方面，射电信号在日冕中传播会受到日冕磁场的影响，偏振方向发生改变，即法拉第旋转效应（Faraday rotation）；另一方面，日冕作为射电辐射的辐射源，产生的射电辐射与源区磁场信息密切相关，根据其频谱和偏振特性，并结合具体的辐射机制，可以实现对日冕磁场强度的诊断.

1.2.1 法拉第旋转

利用法拉第旋转效应诊断日冕磁场，主要是选取太阳之外的射电源，包括天然射电源如射电星系、类星体等，也包括人工的射电源（Spangler,2005;Mancuso and Garzelli,2013）.当射电辐射经过磁化等离子体（如日冕）时，其偏振面会发生旋转，偏振改变的方位角与传播路径上的磁场、电子密度等参数相关，有如下关系：

式中，∆χ即为偏振面转过的角度，λ是观测到的射电辐射的波长（单位为Å），Ne和B是被探测的等离子体的电子密度（单位为cm−3）和磁场矢量，磁场强度单位为G，ds是视线方向上的长度微元.借助这一关系，结合实际观测到的射电偏振面的改变，可以对日冕磁场进行估计.

1.2.2 非相干辐射（Incoherent Emission）

非相干辐射是来自独立的没有相互关联的过程产生的辐射集合，是以单个粒子运动为基础的，其辐射强度与产生辐射的粒子数成正比.大体上我们可以把非相干辐射分为两大类：热电子与离子碰撞产生的自由—自由辐射（free-free emission）或称热轫致辐射（thermal bremsstrahlung），以及电子在磁场中回旋运动产生的磁回旋辐射（gyromagnetic emission）.其中磁回旋辐射还可以根据被加速粒子的能量大小分为回旋共振辐射（gyro-resonance emission）、回 旋 同 步 辐 射（gyro-synchrotron emission）和同步加速辐射（synchrotron emission）.在日冕中，不同活动性的区域辐射过程通常不尽相同，利用非相干辐射，人们可以通过其偏振状态或者频谱特征诊断不同区域的日冕磁场.接下来我们将分别对利用这四种非相干辐射机制诊断日冕磁场的原理作简要介绍.

1.2.2.1 热轫致辐射

自由电子在离子的库伦场中被加速和减速会产生电磁辐射，这一过程叫轫致辐射（bremsstrahlung），由于电子是从一种自由态变成了另一种自由态，所以轫致辐射又可以被称为自由—自由辐射.如果产生轫致辐射的电子本身符合麦克斯韦分布（热分布），则这种辐射也叫热轫致辐射.在磁场作用下，热电子轫致辐射会产生寻常波（O 模，ordinary mode）和非寻常波（X 模，extraordinary mode）.在弱磁场情况下（一般是电子回旋频率远小于辐射频率：fB≪f），通过这两种波模的吸收系数可以得到其偏振度P和磁场之间的关系（Gelfreikh,2004）：

式中，n是辐射源的能谱指数，对于光学薄的源，n=2；θ是磁场方向和视线方向之间的夹角，f单位为Hz.在上式中除了视向磁场Bl（单位为G）之外的其他量都可以通过观测得到，因此一般可以利用热轫致辐射的观测诊断日冕的视向磁场.

1.2.2.2 回旋共振辐射

当速度较低的热电子在磁力线周围由于洛伦兹力作回旋运动时，会产生回旋共振辐射.一般地，日冕中观测到的回旋共振辐射的频率是电子回旋频率 Ωce的基频和低次谐频（Alissandrakis and Gary,2021），即ω=nΩce，其 中n≤10，Ωce=eB/mec（Dulk,1985;Aschwanden,2006）.在这种情况下，我们可以得到磁场强度为:

其中磁场强度B的单位为G，射电辐射波长 λ的单位为 cm，射电频率f的单位是GHz.

回旋共振辐射往往与热轫致辐射互相竞争.磁场较弱的地方，比如宁静太阳或者活动区的谱斑等区域，一般热轫致辐射占主导；磁场较强的活动区会有更多的回旋共振辐射（Aschwanden,2006），回旋共振辐射最常被用在黑子上方低层日冕的磁场诊断中，但一般而言，从观测上较难直接确定谐波数n，所以利用其对日冕磁场的准确测量并不容易.

1.2.2.3 回旋同步辐射

回旋共振辐射是非相对论速度的热电子在磁场中作回旋运动产生的辐射（其洛伦兹因子γ ∼1），如果电子的速度进一步增大，对于中等相对论性电子（γ ∈[1,3]），这时电子回旋运动产生的辐射是回旋同步辐射.产生回旋同步辐射的电子既有热分布的部分也有幂律分布的部分，且其频率通常可以延伸到很高次的谐频，满足ω=nΩce，n≥10.

根据Dulk 和Marsh（1982）以及Dulk（1985）的相关工作，Zhou 和Karlický（1994）得到了如下的磁场强度的表达式：

式中，A1≈4.24×1014+0.3δ(sinθ)0.34+0.07δ,A2≈2.8×106，这里Tb是亮温度，θ是磁场方向和视线方向之间的夹角，δ是非热电子幂律谱的谱指数，fpk是辐射能谱峰值对应的频率，B的单位为G.

1.2.2.4 同步加速辐射

如果电子能量进一步增大，满足γ ≫1，即为相对论性高能电子，这时电子碰撞非常少，电子分布满足非麦氏分布，通常是幂律谱，产生的辐射是同步加速辐射.同步加速辐射的峰值集中在接近电子回旋频率的高次谐频ω≈Ωceγ2sinθ上.高能的相对论电子一般只在耀斑发生时产生，根据Zhou 和Karlický（1994），利用在耀斑发生时产生的同步加速辐射，可以估计磁场强度（单位为G）为：

1.2.3 相干辐射（Coherent Emission）

相干辐射源于不稳定的粒子分布导致的动理论不稳定性（Aschwanden,2006），是等离子体集体行为的一种结果.动理论不稳定性可以激发等离子体波动，并极为有效地将粒子的能量转移给电磁波，产生极高亮温度（1010K以上）的射电辐射.主要有两大类型的相干辐射，一类是由于高能电子激发静电朗缪尔波（Langmuir wave）产生的等离子体辐射（plasma emission），一类是损失锥分布下的高能电子驱动电子回旋共振不稳定性（electroncyclotron instability）激发的电子回旋脉泽辐射（electron-cyclotron maser emission,ECME）（Aschwanden,2006）.一般我们主要借助等离子体辐射产生的各类精细结构实现对日冕磁场的测量.Yan 等（2019）中对此做了比较详细的总结，我们这里对几种常见方法作简要介绍.

在发生太阳爆发时，会产生高能的电子，它们注入背景等离子体中产生束流不稳定性，可以激发静电朗缪尔波，进一步产生等离子体辐射.等离子体辐射的频率为：

其中等离子体辐射频率 νp单位为Hz，电子密度ne的单位为cm−3.由此可知，利用等离子体辐射频率，可以诊断局地的电子密度.在日冕中，有时会产生不同的射电频谱的精细结构，它们往往和等离子体辐射相关.比如日冕物质抛射（coronal mass ejection,CME）产生的激波激发的II 型射电暴中的分支结构、与IV 型射电暴相关联的纤维结构（fiber structure）以及斑马纹结构（zebra pattern）.利用这些射电频谱上的结构，我们首先能得到电子密度，由于等离子体辐射的波—波耦合作用过程中常常存在电子回旋效应，因此这些频谱精细结构也与磁场相关，可以用来诊断磁场（高冠男等，2012；谭宝林等，2021）.

对于II 型射电暴而言，人们主要采用激波脱体距离方法（Standoff Distance Method）来测量日冕磁场.有时在射电频谱图上能看到两条非常靠近的分支结构，推测其分别来自于日冕物质抛射激波的上游和下游.通过这些频谱分支对应的频率，我们能够估计出局地的电子密度ne.在日冕仪的图像上，还可以测量得到激波的脱体距离 ∆R（激波面和CME 前沿之间的距离）以及激波的曲率半径Rc，则有阿尔芬马赫数M与这二者的关系为（Russel and Milligan,2002）：

IV 型射电暴是一类宽频带射电爆发，通常在分米至十米的波段被观测到.有时候在米波波段，能够观测到准平行的条纹状频谱结构，被称为斑马纹结构.斑马纹结构的条纹间距 ∆f与磁场强度B（单位为G）之间有如下关系（Zheleznyakov and Zlotnik,1975;Chernov,1996;Tan et al.,2012）

式中，α根据不同模型有不同的取值.

另一类叠加在IV 型射电暴上的精细结构是纤维结构，有几种不同的用来解释纤维结构形成原因的模型（Wan et al.,2021），每一种模型都能用来估算产生纤维爆发的源区的磁场.比如，利用哨声波—朗缪尔波波波相互作用模型（Whistle-Langmuir Wave-Wave Interaction Model,Kuijpers,1975），我们可以估算磁场强度（单位为G）为：

式中，H是标高，ww和wce分别是哨声波频率和电子回旋频率，是在频率 ν处的漂移率（Benz and Mann,1998;Wan et al.,2021）.

1.3 冕震学

日冕中广泛存在着各类波动与振荡现象，根据它们的观测性质，结合磁流体力学（magnetohydrodynamics,MHD）波动理论，我们能够对日冕的局地物理参数进行诊断，这种方法称为冕震学.冕震学作为一种诊断方法，最早由Roberts 等（1984）提出.但是直到最近20 年，随着观测手段的进步，人们才得以对各种观测到的波动现象实际应用这一方法.日冕波动主要是磁流体中扰动传播产生的磁流体力学波（MHD 波）和激波，比如常见的快慢磁声波、阿尔芬波等，一部分人也将紫外波段观测到的极紫外波解释为是日冕中的快模MHD 波陡化产生的快模激波的表现（Wang,2000;Long et al.,2008;Veronig et al.,2010）.由于MHD 波的相速度能够反映包括磁场在内的等离子体环境，所以可以利用观测到的MHD波来做冕震学诊断测量日冕磁场.

在日冕中，MHD 波通常在冕环中被激发.把冕环近似为柱状磁流管，可以从MHD 理论出发推导得到了日冕中MHD 波的色散关系（Roberts,1981;Edwin and Roberts,1982,1983），并在日冕的实际情况下进行简化得到各类波模对应的相速度cph.这些波模的相速度往往以各种形式和阿尔芬速度cA联系在一起，比如在细磁流管近似下，慢腊肠模（slow sausage mode）波动的相速度接近管速（tube speed）cT，而扭曲模（kink mode）波动的相速度接近扭曲模速度（kink speed）ck，它们的表达式分别为（cs为局地声速）和ck=（ρi,ρe分别代表磁流管内外的密度，cAi,cAe分别代表磁流管内外的局地阿尔芬速度）.阿尔芬速度又与当地的密度和磁场强度相关联，

因此，只要从观测上确定出波动或振荡对应的波模并计算出其相速度之后，再测出局地的电子密度，就可以得到局地的磁场强度.对于一部分采用MHD 波理论解释的极紫外波，也同样可以从观测上确定其所对应的波模以及相速度，并进而用类似方法诊断日冕磁场.

1.4 磁场诱导跃迁

偏振光谱、射电辐射以及冕震学是传统上最常用的诊断日冕磁场的方法，同时，人们也在不断探索新的方法.近年来，人们从量子力学的原理出发，提出了一种新的可能实现对日冕磁场测量的方法，即磁场诱导跃迁（magnetic-field-induced transition,MIT）方法.一般而言，我们观测到的谱线是由原子精细能级之间的跃迁产生的，对于没有核自旋的原子体系，没有外磁场时具有不同总角动量量子数J的能级之间不能混合；而在有外界磁场存在时，精细能级分裂为多个磁子能级，MJ为好量子数，此时具有相同宇称、相同磁量子数MJ的能级之间可以发生混合，即导致原本不能混合的具有不同的量子数J的原子态可以在有磁场时发生混合，从而引起原有跃迁速率的改变.当这一现象发生在亚稳态能级时，通过与相邻容许跃迁能级的混合，使得原本较弱或完全禁戒的跃迁变强或打开了一条新的跃迁通道，即磁场诱导跃迁.磁场诱导跃迁引起的谱线强度的变化与外界磁场强度相关，因此可以用来诊断磁场（Beiersdorfer et al.,2003;Li W et al.,2015,2016）.

前期探索表明，在外磁场作用下，Fe X 两条近简并能级的混合导致Fe X 257.26 Å谱线处发生较强的磁场诱导跃迁，从而引起该谱线强度随着磁场的增大而变强，且对活动区日冕的磁场范围较为敏感.由于Fe X 离子在日冕中大量存在，因此该方法有望用来测量日冕磁场（Li W et al.,2015,2016）.在实际观测中，由于两条相混合的能级间隔较小（约几个cm−1），远超现有极紫外光谱仪的分辨本领，因此257.26 Å这一波长位置所测得的谱线强度实际上是容许跃迁（电偶极跃迁E1）、原有禁戒跃迁（磁四极跃迁M2）以及磁场诱导跃迁的混合.另外，这条谱线的相对强度与密度也相关，在实际处理中，首先借助来自同一价态离子的对电子密度敏感的谱线对（如Fe X 174.53 Å/175.26 Å）之比诊断电子密度，然后理论给出257.26 Å (E1+M2+MIT)谱线与另一Fe X 对磁场不敏感的谱线（比如Fe X 174.53 Å,175.26 Å,177.24 Å,184.54 Å,255.39 Å等，参考Chen et al.,2021）强度之比在对应密度下和磁场强度的关系，结合观测到的谱线强度比，就可以诊断磁场强度.由于Fe X 极紫外辐射形成于日冕温度，这类谱线在低日冕中几乎到处存在，理论上，磁场诱导跃迁方法具有实现日面上和日轮边缘外的日冕磁场常规测量的潜力.

2 日冕磁场诊断进展

在过去几十年间，与日冕磁场测量相关的理论得到了较大的发展，同时，随着观测手段和观测技术的进步，人们也利用不同方法实现了对日冕磁场测量的部分尝试.接下来我们将简单总结在过去几十年间使用第1 节中介绍的各种方法进行日冕磁场诊断的进展.

2.1 红外偏振光谱观测

迄今为止，利用偏振光谱来测量日冕磁场的相关尝试非常少，基本可以分为两类：一类是利用形成于日冕温度的红外谱线的塞曼效应（弱场近似）以及饱和汉勒效应；另一类是从日冕中存在的低温谱线（如色球谱线）的偏振信息出发，采用基于塞曼效应的弱场近似，或者利用斯托克斯反演实现对磁场的诊断.

在日冕磁场强度下，日冕红外禁线主要表现为饱和汉勒效应，并且满足弱场近似条件.此时可以通过谱线的线偏振得到磁场方向，在信噪比足够的情况下，也可以利用斯托克斯V轮廓在弱场近似下得到视向磁场强度.弱磁场情况下，斯托克斯V的信号强度本身比斯托克斯I弱至少三个数量级，要求测量斯托克斯I的信噪比在数千量级才能探测到，而日冕辐射很低（日盘辐射的十万分之一左右），探测难度很大.此外，斯托克斯V比线偏振信号弱两个数量级，要求线偏振对圆偏振的信号串扰很小，在信噪比不够的情况下，依然会使得斯托克斯V的信号淹没在串扰和噪声中.因此，在早期的观测中，通常人们无法探测到可靠的圆偏振信号，只能借助线偏振得到磁场方向的信息.Querfeld（1977）以及Querfeld 和Smartt（1984）利用日冕禁线Fe XIII 10747 Å对日轮边缘外的日冕磁场的方向做了诊断.为了实现对斯托克斯V的可靠观测，Lin 等（2000,2004）通过60 cm 口径的日冕仪的长达70 min 的积分观测，首次得到了Fe XIII 10747 Å的斯托克斯参数，包括斯托克斯V的轮廓（图2），并借助弱场近似方法测量得到了日轮边缘外的活动区日冕中的视向磁场强度.Lin 等（2000）测得了日心距1.12R⊙处一个活动区的磁场强度约为10 G，在日心距1.15R⊙处一个活动区的磁场为33 G 左右.Lin 等（2004）在日轮边缘外的一个活动区中，同样利用斯托克斯V在弱场近似下得到了约4 G 的视向磁场强度，并且在饱和汉勒效应下利用线偏振的斯托克斯Q和U得到了磁场在天空平面上的方位角.利用日冕多通道偏振仪（Coronal Multi-channel Polarimeter,CoMP），Tomczyk 等（2008）也从斯托克斯V的信号中（20 cm 口径，2.4 小时积分时间）得到了一小片区域中的视向磁场的分布图.除了上述少数能够得到足够信噪比的斯托克斯V信号的观测，其余的利用日冕谱线偏振光谱诊断磁场的工作几乎都只能使用线偏振得到磁场方向信息（Liu and Lin,2008）.利用CoMP，人们可以利用Fe XIII 10747 Å的线偏振对磁场在天空平面的方位角进行测量，并且可以得到整个日冕仪视场范围内的磁场方向分布（Tomczyk et al.,2008;French et al.,2019;Yang et al.,2020b）.

图2 观测到的Fe XIII 10 747 Å的斯托克斯Q 和V 轮廓，可以看到斯托克斯V 的反对称轮廓（修改自Lin et al.,2000）Fig.2 The observed profiles of Stokes Q and V from Fe XIII 10 747 Å,the anti-symmetric profile of Stokes V was clearly observed (modified from Lin et al.,2000)

除了利用日冕禁线的偏振实现对日冕视线方向磁场大小和天空平面方向的直接测量，还可以利用存在于日冕中的冷的物质发出的低温谱线对日冕磁场进行偏振诊断.Kuridze 等（2019）观测到了一次耀斑发生后色球物质蒸发并随后冷凝回落到耀斑后环形成的冕雨，因为冷却后的物质温度较低，因而产生了色球谱线的辐射.在这次观测中，作者利用形成于色球温度的Ca II 8542 Å进行了偏振观测，获得了斯托克斯参数.由于这些色球谱线依然形成于日冕中，其周围磁场对应着日冕中的耀斑后环的磁场，在满足弱场近似的条件下，作者利用斯托克斯V的谱线轮廓测量得到了耀斑后环中的视向磁场的强度，并进一步通过成像观测和多普勒速度信息，重构出耀斑后环中磁力线的方向，得到了磁场的三维信息.除此之外，Schad 等（2016）还通过沿冕环回落的低温物质中产生的色球谱线He I 10830 Å的偏振信息，利用斯托克斯反演程序HELIX+，同时考虑塞曼效应和汉勒效应，实现了对冕环中磁场的反演，得到了磁场强度随冕环长度/日面之上的高度的变化.

总而言之，目前使用偏振光谱诊断日冕磁场主要受到仪器条件和观测机会的影响.对于直接利用日冕谱线诊断的情形，需要杂散光很低的大口径日冕仪，同时需要极低天空背景的台址，以得到足够信噪比的斯托克斯V信号；对于利用存在于日冕中的低温物质辐射出的色球谱线的间接方法，由于这类事件往往只能偶尔被观测到，难以实现对日冕磁场的常规测量.

2.2 日冕的射电观测

在我们之前的介绍中，利用射电观测诊断日冕磁场主要分为两大类：一类是基于日冕本身射电辐射的辐射机制，包括相干辐射和非相干辐射；另一类是利用其他来源的射电辐射经过日冕后的性质改变，比如法拉第旋转效应.

当射电辐射经过日冕时，日冕磁场会使射电信号的偏振面发生旋转，产生法拉第效应.利用在太阳掩食Helios 飞船期间飞船发出的射电信号，Bird等（1985）测量得到在约2.5R⊙处日冕的视向磁场在10～100 mG 之间，小于一般的预期值，这很可能是由于视线方向上的叠加效应引起的对消所致.类似地，Pätzold 等（1987）也通过Helios 的射电信号测量出在5R⊙处日冕中大约0.1±0.05 G 的磁场强度.利用水星探测器MESSENGER 发出的射电信号穿过低日冕产生的法拉第旋转，Wexler 等（2019）获得了在日心距1.60～1.86R⊙间的日冕磁场信号.除了人造射电信号，地面射电台站接收穿过日冕的星际射电信号，也同样可以观测到法拉第旋转效应.利用甚大天线阵（Very Large Array,VLA）观测到的射电星系的信号，Spangler（2005）测出在6.2R⊙高度的日冕中约39 mG 的磁场强度.在第2027 和2028 个卡林顿周中，利用VLA 观测的20 个经过太阳大气的射电源信号，Ingleby 等（2007）测定了在日心距5R⊙处约46～52 mG 的日冕磁场.同样利用VLA 的观测，Mancuso 和Garzelli（2013）通过河外星系的射电信号产生的法拉第效应，结合白光日冕仪的观测，估算了在日心距5～14R⊙间的日冕磁场的径向分布.类似地，Kooi 等（2017）也结合VLA 观测到的若干射电源的信号和白光日冕仪的观测，得到了CME 中的磁场强度.总体而言，受限于视场范围，法拉第旋转主要适合诊断中层和高层日冕中的磁场强度，除了少数行星际飞船的观测，一般很难对低日冕磁场进行诊断.

除了借助其他射电源的信号诊断日冕磁场，更多利用射电观测研究日冕磁场的工作集中于日冕本身产生的射电辐射.通过对相干射电辐射的频谱观测，人们已经累积了很多相关信息.通过CME 产生的II 型射电暴的观测，Gopalswamy 和Yashiro（2011）首次使用激波脱体距离方法测量得到日冕磁场在日心距6～23R⊙之间的径向变化.Kim 等（2012）采用相同方法测得3～15R⊙范围内约为6～105 mG 的日冕磁场；Vasanth 等（2014）测得1.3～1.5R⊙内日冕磁场在1.7～2.7 G 之间.除了II型射电暴，其他射电频谱中的精细结构也能够用来诊断日冕磁场.Tan 等（2012）利用一次X 级耀斑中使用中国太阳宽带射电频谱仪（Chinese Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS/Huairou）和云南太阳宽带射电频谱仪（Yunnan Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS/Yunnan）观测到的斑马纹结构，分别在三个不同区域测量得到了230～245 G、126～147 G 和23～26 G 的磁场强度.Feng等（2018）通过槎山太阳观测站（Chashan Solar Observatory）的太阳射电频谱仪观测到的射电频谱中的尖峰结构，估算出产生射电尖峰的源区日冕磁场大约为36 G.利用射电频谱观测中的纤维结构，Wang 等（2017）以及Wan 等（2021）从哨声波—朗缪尔波模型出发得到了耀斑中的磁场强度.

射电频谱观测被广泛用在相干射电辐射诊断日冕磁场的研究中.而借助微波成像观测，则可以根据非相干辐射的辐射机制诊断日冕磁场.回旋共振辐射主要来自磁场强度较强的活动区.磁场越强的区域，其回旋共振辐射的峰值频率越高.利用这一点，可以对活动区中产生回旋共振辐射的区域的日冕磁场进行诊断.利用美国欧文斯谷射电天文台（Owens Valley Radio Observatory,OVRO）的观测，Lee 等（1993）根据回旋共振辐射机制，测量得到了黑子上方日冕底部（光球以上2000～4000 km）的径向的磁场分布.Brosius 和White（2006）、Bogod 等（2012）、Alissandrakis 和Gary（2021）等都通过回旋共振辐射对低日冕中的活动区磁场进行了估计.Anfinogentov 等（2019）在一次X 级耀斑发生的区域中利用日本的野边山射电日像仪（Nobeyama Radio Heliograh,NoRH）观测到了不同于以往的频率很高的回旋共振辐射信号，推算出日冕底部高达4000 G 的磁场强度.当产生辐射的电子能量更高，成为中等相对论性电子时，可以观测到回旋同步加速辐射的信号.这类信号的频率一般比回旋共振辐射更高，通过VLA、OVRO 以及NoRH 等仪器的射电成像观测，人们已经观测到相当多回旋同步辐射的例子，并从中估算出源区的日冕磁场.如Nindos 等（2000）从VLA 的射电成像观测和OVRO 的频谱观测中得到在一个耀斑环底部870 G 以及耀斑环顶270 G 的磁场强度.利用NoRH 的17 GHz 和34 GHz 的成像观测，Kundu 等（2001,2004）、Huang 等（2008）、Zhu 等（2021）都观测到回旋同步辐射的信号并诊断出耀斑区域的磁场强度，大致都在1000 G 的量级.欧文斯谷太阳射电阵（Expanded Owens Valley Solar Array,EOVSA）可以获得高时间、空间分辨率的太阳射电观测，极大推动了基于射电方法的日冕磁场诊断.通过对EOVSA 观测到的射电频谱进行拟合，Chen 等（2020）从回旋同步辐射机制出发测量得到了耀斑发生期间电流片中的磁场分布；Fleishman等（2020）获得了耀斑环顶区域的二维日冕磁场分布图，并讨论了磁场以及磁能随时间的演化（图3）.相比于相干辐射的射电频谱观测只能获得特定区域的单个磁场数值或一维磁场分布，利用非相干辐射的辐射机制，射电成像观测能得到日冕磁场的二维分布，为我们理解日冕磁场、尤其是耀斑区域的磁场，以及研究相关的加热和能量释放过程提供了一种更有力的手段.

图3 使用EOVSA 观测到的回旋同步加速辐射诊断得到的耀斑区域的二维日冕磁场分布的时间演化.(a)～(d)代表不同的时刻（修改自Fleishman et al.,2020）Fig.3 Temporal evolution of coronal magnetograms in a flare region,as diagnosed through gyrosynchrotron emissions observed with EOVSA (modified from Fleishman et al.,2020)

由于射电辐射的频率分布很广，而且有多种不同的观测手段，包括频谱观测和成像观测，在研究活动区，尤其是爆发事件中的低层日冕磁场方面有很大的优越性.然而，对日冕磁场的准确反演很大程度上依赖于对射电辐射机制的判断，以及对射电频谱的拟合准确度.因此，尽管已经得到了较多的应用，这一方法仍存在一定的不确定性.

2.3 冕震学观测

太阳大气中广泛存在着各类波动和振荡现象，结合实际观测到的波动性质和磁流体力学理论，人们发展了用于诊断日冕中包括磁场、密度在内的等离子体参数的冕震学方法.自从Nakariakov 等（1999）和Aschwanden 等（1999）首次通过太阳过渡区和日冕探测器（Transition Region and Coronal Explorer,TRACE）的高分辨率极紫外成像观测对一次由耀斑激发的冕环扭曲模振荡进行研究之后，在过去20 年间，人们通过对各类波动现象的观测，大量开展了冕震学的应用.我们这里只简要介绍部分重要的冕震学研究进展，更详细的理论和观测方面的总结可以参考Wang 等（2011）、Nakariakov 和 Kolotkov（2020）、Banerjee 等（2021）、Li 等（2020）、Nakariakov 等（2021）及Wang 等（2021）的综述文章.

日冕中的MHD 波常在冕环中被激发.冕环最常观测到的波模有三种：以慢腊肠模为代表的慢磁声波、快腊肠模为代表的快磁声波以及扭曲模.Nakariakov 和Ofman（2001）最早从TRACE 的极紫外成像观测出发，对由耀斑激发的扭曲模驻波进行冕震学诊断.首先根据成像观测，可以发现波动的振荡垂直于冕环（也即磁力线），符合扭曲模的特征，其相速度为局地的扭曲模速度ck；横切冕环得到其振幅随时间的变化曲线，根据一个考虑了波的衰减的公式对振幅变化进行拟合，可以得到波的周期和频率f.再从成像观测中测出环长L（对于基频振荡，等于半波长），就可以进一步得到波的相速度为ck=f·2L.在日冕的低等离子体β 环境下，磁压占主导（Be=Bi,i,e分别代表冕环内部和外部），这时扭曲模速度c；假设冕环内外的密度比为ρe/ρi∼0.1，则可以从相速度中得到局地阿尔芬速度.再根据阿尔芬速度的表达式，在典型日冕密度下可以进一步估计出冕环中的磁场强度为 13±9 G.基 于TRACE（Transition Region and Coronal Explorer）（Ballai et al.,2011）、STEREO（Solar Terrestrial Relations Observatory）（Verwichte et al.,2009）、Hinode（Erdélyi and Taroyan,2008;Ofman and Wang,2008;Van Doorsselaere et al.,2008;Antolin and Verwichte,2011;Tian et al.,2012）、SDO（Solar Dynamics Observatory）（Guo et al.,2015;Li L P et al.,2016;Long et al.,2017;Su et al.,2018）等卫星上极紫外仪器的成像和光谱观测，扭曲模被广泛用来进行冕震学诊断.Verwicht 等（2013）通过将扭曲模的冕震学诊断结果同磁场外推的结果比较，证明了这一方法的可靠性.除了扭曲模，快慢腊肠模也可以用来诊断日冕磁场.与扭曲模类似，从观测上确定出波的振动模式并计算出相速度后，结合对密度的测量或者估计，就可以得到局地的一个磁场数值.Wang 等（2007）利用极紫外光谱和软X 射线成像的同时观测，从不同的冕环慢腊肠模振荡中估算出局地的磁场值在12～51 G 之间.Jess 等（2016）利用黑子上方的慢磁声波观测，得到相速度cT以及局地的声速，并进一步获得了局地阿尔芬速度，结合从多波段成像进行微分辐射量（differential emission measure,DEM）分析得到的温度，并结合辐射量信息得到了密度，可以诊断黑子上方日冕中磁场强度的径向分布，他们得到日冕磁场从黑子中心上方的32±5 G 在径向方向7000 km 的距离上迅速下降到1 G.除了这些局地的冕环振荡，一部分被认为本质是MHD 波的极紫外波也可以用来诊断日冕磁场.West 等（2011）以及Long 等（2011,2013）分别利用STEREO/EUVI 和SDO/AIA 的极紫外成像观测到的认为是快模波的极紫外波对日冕磁场进行了估算.此外，Chen 等（2010）从日冕仪的观测中发现了冕流中的类似波动的现象，称之为冕流波，冕流波也被认为具有扭曲模的特征.Chen 等（2011）利用其扭曲模的性质，对冕流波进行了冕震学诊断，得到在较高高度的日冕中的磁场强度.

尽管在过去20 年间，利用这些波动，人们广泛地应用并发展了冕震学方法，但以上冕震学应用针对的几乎都是偶尔被耀斑等爆发活动所激发的波动.一方面这类波动只能偶尔被观测到；另一方面它们往往很快衰减（Nakariakov and Ofman,2001）.此外，用这些波动诊断出来的磁场强度往往是一个单独的数值，少数情况下也只是一维分布，而非二维分布，且通常无法得到磁场方向的信息.利用广泛存在且无衰减的波动做冕震学诊断，能够实现更大空间和时间范围的日冕磁场测量.目前认为日冕中有两类普遍存在的无衰减的波动，一类是由Tian 等（2012）以及Wang 等（2012）分别利用光谱观测和成像观测发现的冕环中的无衰减驻波；另一类是由CoMP 发现的日冕中广泛存在的外传波动（Tomczyk et al.,2007）.CoMP 观测到的波动在日冕仪的视场范围内几乎到处可见，这种波动被认为是扭曲模行波，因此其相速度为ck（Morton et al.,2015,2019）.通过对CoMP 观测到的波动产生的多普勒信号扰动的时序追踪，可以获得日冕中这些扭曲模行波的相速度（Morton et al.,2015），结合CoMP 观测到的对电子密度敏感的谱线强度比诊断出的日冕密度，可以获得日冕磁场的二维分布图，Long 等（2017）对一个跨赤道冕环的小区域的波动进行冕震学诊断，初步得到了这一区域的磁场强度分布.Yang 等（2020a,2020b）进一步发展和改进了波动追踪和密度诊断的方法，并首次对整个视场范围内的波动进行了冕震学诊断，获得了首幅日冕磁场强度的全局性分布图（图4），获得在日心距1.05～1.35R⊙范围内大约1～4 G 的日冕磁场强度，同时也得到了日冕磁场在天空平面的方向.基于CoMP 的观测做冕震学诊断，大大推广了先前冕震学应用的空间维度和尺度，从以往只有一个点或者一个维度的磁场信息，扩展到整个二维平面上的磁图，有望实现对日冕磁场的常规测量.但由于CoMP 口径小，数据信噪比在大多数情况下比较小，适合做全局性日冕磁场测量的观测数据非常少，因此现阶段利用CoMP 的观测难以实现对日冕磁场的常规测量.另外，这一方法只能获得日冕磁场在天空平面（垂直视线方向）的分量，难以得到视向的磁场信息.但未来随着新一代大口径日冕仪如COSMO 的立项，这种冕震学方法将可以用来对日冕磁场的天空平面分量进行常规测量.同时结合偏振光谱观测得到的磁场视向分量，在不久的将来有望测得日冕磁场矢量的空间分布.

图4 对CoMP 观测到的扭曲模行波做冕震学诊断得到的日冕磁场的全局性分布图（修改自Yang et al.,2020a）Fig.4 Global map of coronal magnetic field obtained through magnetoseismology using CoMP observations (modified from Yang et al.,2020a)

2.4 日冕极紫外光谱观测

如1.4 节所述，根据磁场诱导跃迁的原理，极紫外波段的Fe X 257.26 Å谱线可以用于日冕磁场的测量，这条谱线可以被Hinode 卫星上的极紫外成像光谱仪（EUV Imaging Spectrometer,EIS）观测到.Si 等（2020）利用Brown 等（2008）中EIS观测到的一个活动区的谱线强度，诊断出该区域对应的磁场强度值.Landi 等（2020,2021）采用该方法，分别对活动区和耀斑发生期间的磁场进行了诊断，得到了日面中心和日轮边缘外的磁场强度.Brooks 和Yardley（2021）也用同样的方法诊断了日面上的活动区的日冕磁场.Brooks 等（2021）通过剔除背景和前景辐射，还测量了若干冕环中的磁场强度.

除了观测上的少数尝试，Chen 等（2021）从日冕三维辐射磁流体模型出发，利用前向模拟手段，验证了基于磁场诱导跃迁诊断日面中心和日轮边缘外的日冕磁场的可行性（图5）.这一方法目前只能给出磁场强度，而难以给出磁场方向的信息.另外，初步研究表明，其对观测的光谱分辨率、信噪比以及辐射定标的精度都有较高要求.因此，尽管该方法在对日冕磁场强度进行常规测量方面有着较大的潜力，但仍需要进一步的探索来逐步解决从理论向应用转变过程中涉及的一些问题.

图5 利用前向模拟验证磁场诱导跃迁方法可行性的结果.（a，c）模型中日面上和日轮边缘外（视线方向垂直日面和平行日面）的日冕磁场强度分布.（b，d）根据前向模拟，利用MIT 方法诊断得到的磁场强度（修改自Chen et al.,2021）Fig.5 (a,c) Spatial distributions of coronal magnetic field strength in the model for disk-center and off-limb views,respectively.(b,d) The derived magnetic field strength based on the MIT technique using forward modelling (modified from Chen et al.,2021)

3 总结与展望

太阳磁场主导着太阳大气中的各种活动现象，是太阳物理研究的基础课题.尽管目前实现了对光球矢量磁场的常规测量，但是对太阳大气更高层次，尤其是与各种爆发活动和日冕加热过程息息相关的日冕，我们仍然缺失对其磁场信息的完整认识.这既阻碍了我们对太阳磁场的整体认知，也限制了我们对太阳爆发和日冕加热等太阳物理和空间天气重大前沿课题的研究.

在过去几十年间，人们陆续发展出了基于红外偏振光谱、射电辐射、日冕波动以及磁场诱导跃迁等的日冕磁场诊断方法，也做出了不少尝试.我们总结了这几种方法的原理和相关进展.尽管进展颇丰，这些方法都各自有其局限性.比如，对于利用日冕红外谱线的偏振光谱观测，由于日冕的红外禁线在日冕的磁场范围下处于汉勒效应的饱和区间，只能使用线偏振得到天空平面的磁场方向；而用圆偏振只能得到磁场的视向分量，同时信号通常极弱.而借助日冕中低温物质辐射的低温谱线做斯托克斯反演，则依赖于大气模型和反演方法的可靠性，其结果也存在一定的不确定性.借助射电辐射，可以从很广的频率范围对不同区域的日冕磁场进行诊断，但这种方法一方面取决于对辐射机制的准确认证，另一方面在射电能谱拟合时所需参数较多，拟合的不确定性也可能比较大.此外，这种方法一般更适用于活动性较强区域的磁场强度的诊断.在过去20 年间，冕震学被普遍用于诊断偶尔被激发的波动区域的磁场，但往往只能得到一个单独的数值或者一维的分布；最新发展的冕震学方法可以诊断更广范围的日冕全局性磁场，但只能得到日轮边缘外的磁场的天空平面分量，并且在发生剧烈爆发现象时难以进行诊断.磁场诱导跃迁方法理论上可以诊断日面上方和日轮边缘外的日冕磁场强度，但对观测条件的要求比较苛刻，同时也难以获得磁场的方向，需要进一步探索.种种因素的制约下，目前日冕磁场的测量仍然处在起步发展的阶段，对日冕磁场的常规测量尚未实现.

未来，为了实现对日冕磁场的常规测量，一方面，我们需要多种方法结合，弥补彼此之间对诊断区域、诊断的磁场信息的不足之处.比如，结合冕震学得到的天空平面磁场信息和偏振光谱得到的视线方向磁场信息，可以构建矢量磁场的分布.另一方面，我们也需要更先进的观测设备，实现对日冕磁场弱信号的准确捕捉.已经投入使用的世界上口径最大的4 m 口径的太阳望远镜DKIST，有望在保留高时间分辨率的同时，利用多条红外禁线实现对日冕线偏振和圆偏振的同时高质量观测，使利用斯托克斯V的弱场近似对日冕磁场强度进行常规诊断成为现实.而升级之后的欧文斯谷长波天线阵（Owens Valley Radio Observatory-Long Wavelength Array,OVRO-LWA）、下一代甚大天线阵（The Next Generation Very Large Array,ngVLA）以及我国的明安图射电日像仪（Mingantu Ultrawide SpEctral Radioheliograph,MUSER）（Yan et al.,2021）能实现更优分辨率和更高灵敏度的射电观测，有望促进利用射电观测诊断日冕磁场的新发展.另外，美国在推的日冕磁场天文台（COSMO）计划建设一台1.5 m 口径的日冕仪，如能成功立项，我们发展的大视场冕震学方法将能够应用到其观测数据中，从而实现日轮外的日冕磁场天空平面分量的常规测量.与此同时，我们还应当保持开放心态，发展与日冕磁场测量相关的基础理论，探索更多日冕磁场诊断的新方法，以实现未来对日冕磁场矢量的常规测量，填补上太阳磁场研究的空白，并为太阳物理和空间天气的研究带来革命性的进展.