太阳磁场
太阳磁场 solar magnetic field
太阳的绝大部分物质是高温等离子体，太阳的物态、运动和演变都与磁场密切相关。太阳黑子、耀斑、日珥等活动现象，更是直接受磁场支配。因此，太阳磁场的研究具有重要意义。
太阳磁场[1]的定义
分布于太阳和行星际空间的磁场。分大尺度结构和小尺度结构。前者主要指太阳普遍磁场和整体磁场，它们是单极性的，后者则主要集中在太阳活动区附近，且绝大多数是双极磁场。
太阳普遍磁场指日面宁静区的微弱磁场，强度约1×10-4～3×10-4特斯拉，它在太阳南北两极区极性相反，近年的观测发现，通过光球的大多数磁通量管被集中在太阳表面称作磁元的区域，其半径为100～300千米，场强为0.1～0.2特斯拉，大多数磁元出现在米粒和超米粒边界及活动区内。如果把太阳当作一颗恒星 ，可测到它的整体磁场约3×10-5特斯拉，这个磁场是东西反向的。
在太阳风作用下，太阳磁场还弥漫整个行星际空间，形成行星际磁场。它的极性与太阳整体磁场一致，随着离开太阳的距离增加而减弱。各种太阳活动现象都与磁场密切相关：耀斑产生前后，附近活动区磁场有剧烈变化（如磁场湮灭）；黑子的磁场最强，小黑子约0.1特斯拉，大黑子可达0.3～0.4特斯拉甚至更高。谱斑的磁场约0.02特斯拉。日珥的形成和演化也受磁场的支配。
太阳磁场的起源太阳的磁场来源是一个尚未解决的难题。现有学说可分为两类：
一类是化石学说，认为现有的磁性是几十亿年前形成太阳的物质遗留下来的。理论计算表明,太阳普遍磁场的自然衰减期长达100亿年，因此，磁性长期留存是可能的。
另一类是目前得到普遍承认的发电机学说（太阳平均磁流发电机机制），认为太阳的磁场是带电物质的运动使微弱的中子磁场得到放大的结果。既然太阳的物质绝大部分是等离子体，并且经常处于运动状态，那就可以利用发电机效应来说明关于太阳磁场起源中的若干问题。
太阳磁场理论的一个重要课题是太阳活动周的形成机制。目前得到公认的是较差自转理论。它认为太阳的较差自转（太阳自转）使光球下面的水平磁力线管缠绕起来，到一定时候，上浮到日面，形成双极黑子。由于大量的双极黑子磁场的膨胀和扩散，原来的普遍磁场被中和掉了，接着就会出现极性相反的普遍磁场。这样就可以解释太阳的22年磁周。
太阳磁场的研究研究简史
1908年，美国天文学家海耳等在威尔逊山天文台(现称海耳天文台)，利用光谱线的塞曼效应测量太阳黑子的磁场。这项工作后来在波茨坦天文台(1942年)、克里米亚天体物理台（1955年）等处也相继开展起来。
1912年，海耳等开始测量太阳的普遍磁场，但得到的结果有较大误差。
1953年，H.D.巴布科克研制了太阳光电磁像仪，用以观测太阳表面的微弱磁场。在以后二十多年,各种不同类型的磁像仪先后研制成功,因而发现了日面局部磁场、太阳整体磁场和磁结点等。在实测工作取得巨大进展的同时，理论研究也蓬勃开展起来。例如，黑子磁场结构、太阳活动周的起源、耀斑爆发机制以及磁场内谱线形成理论等研究，都有了重要的进展。
观测方法和仪器
测量天体磁场主要利用谱线的塞曼效应，也就是利用磁场内辐射的两种性质：①谱线的塞曼分裂或致宽；②塞曼支线的偏振。一般使用呈现正常塞曼效应的磁敏感谱线；例如 FeIλ6303。谱线在磁场内的分裂量ΔλH与磁场强度H成正比，相应的关系式为ΔλH=4.67×10-5gλ2H,式中g为谱线的朗德劈裂因子。对FeIλ6303来说，g=2.5。
黑子是日面上磁场最强的区域，强度可达三、四千高斯。这时 FeIλ6303的ΔλH约为10-1埃。大型太阳摄谱仪可以准确测定这个数值。具体作法是在摄谱仪狭缝前安放1／4波晶片（使圆偏振光变为平面偏振光）和偏光膜网（让不同偏振方向的光依次通过），底片上就能得到犬牙交错的谱线。这使我们容易直接测出ΔλH,代入上式便可算出磁场强度H。但是对于黑子以外的区域,磁场弱，ΔλH小,很难精确测定。这时需要使用磁像仪，按某种方式进行调制，交替地得到两条塞曼支线，于是穿过对准线翼的出射狭缝的辐射流量就会不断变化。根据这个变化的幅度可以测定H值。
太阳活动区磁场太阳黑子磁场
一般说来，一个黑子群中有两个主要黑子，它们的磁极性相反。如果前导黑子是N极的,则后随黑子就是S极的。在同一半球(例如北半球)，各黑子群的磁极性分布状况是相同的；而在另一半球（南半球）情况则与此相反。在一个太阳活动周期（约11年）结束、另一个周期开始时，上述磁极性分布便全部颠倒过来。因此，每隔22年黑子磁场的极性分布经历一个循环，称为一个磁周。强磁场是太阳黑子最基本的特征。黑子的低温、物质运动和结构模型都与磁场息息相关。
耀斑与磁场的关系
耀斑是最强烈的太阳活动现象。一次大耀斑爆发可以释放1030～1033尔格的能量，这个能量可能来自磁场。在活动区内一个强度为几百高斯的磁场一旦湮没，它所蕴藏的磁能便全部释放出来，足够供给一次大耀斑爆发。在耀斑爆发前后，附近活动区的磁场往往有剧烈的变化。本来是结构复杂的磁场，在耀斑发生后就变得比较简单了。这就是耀斑爆发的磁场湮没理论的证据。
日珥的磁场
日珥的温度约为一万度，它却能长期存在于温度高达一、两百万度的日冕中，既不迅速瓦解，也不下坠到太阳表面，这主要是靠磁力线的隔热和支撑作用。宁静日珥的磁场强度约为10高斯，磁力线基本上与太阳表面平行；活动日珥的磁场强一些,可达200高斯，磁场结构较为复杂。
太阳普遍磁场
除太阳活动区外，日面宁静区也有微弱的磁场。整个说来，太阳和地球相似，也有一个普遍磁场。不过由于局部活动区磁场的干扰，太阳普遍磁场只是在两极区域比较显著，而不象地球磁场那样完整。太阳极区的磁场强度只有1～2高斯。太阳普遍磁场的强度经常变化，甚至极性会突然转换。这种情况在1957～1958年和1971～1972年曾两次观测到。
太阳整体磁场
如果把太阳当作一颗恒星，让不成像的太阳光束射进磁像仪，就可测出日面各处混合而成的整体磁场。这种磁场的强度呈现出有规则的变化，极性由正变负,又由负变正。大致来说，在每个太阳自转周（约27天）内变化两次。对这个现象很容易作这样的解释：日面上有东西对峙的极性相反的大片磁区，随着太阳由东向西自转，科学家们就可以交替地观察到正和负的整体磁场。总之，太阳上既有普遍磁场，又有整体磁场。前者是南北相反的，后者是东西对峙的。
太阳磁场的结构太阳磁场的精细结构
近年来通过高分辨率的观测表明,太阳磁场有很复杂的精细结构。就活动区来说,在同一个黑子范围内各处磁场强度往往相差悬殊；并且在一个就整体说来是某一极性（例如N极）的黑子里,常含有另一极性(S极)的小磁结点。因此，严格说来,单极黑子并不存在。在横向磁场图上,不仅各处强度不同,方位角也不一样。在黑子半影中，较亮条纹与它们之间的较暗区域的磁场也有明显的差异。在活动区中，磁结点的直径约为1,000公里,磁场强度为1,000～2,000高斯。黑子磁场的自然衰减时间是很长的。
在日面宁静区，过去认为只有微弱的磁场，其强度约为1～10高斯。可是新的观测表明,宁静区的磁场的强度同样是很不均匀的，也含有许多磁结点。它们在日面上所占面积很小，却含有日面宁静区绝大部分的磁通量。具体说来，宁静区磁结点的范围还不到200公里,而它们含的磁通量竟占整个宁静区的90％左右。由于磁通量集中，磁结点的磁场强度可达上千高斯，远远超过宁静区大范围的平均磁场强度。
行星际磁场的扇形结构
在磁场“冻结”的情况下，太阳风的粒子带着磁力线跑，于是太阳磁场便弥漫于整个太阳系空间。因为太阳在自转，太阳风所携带的磁力线就不是直线，而是螺旋线。此外，日面上有整体磁场，相邻磁区的极性是相反的。这些因素同时起作用，形成行星际磁场的扇形结构。它和太阳整体磁场密切相关，它们的极性几乎完全一致。太阳整体磁场的极性一旦转换，行星际磁场的极性立即跟着转换。
随着太阳磁场向外扩张，它的强度也就越来越弱。在地球外围空间，磁场强度还不到万分之一高斯。然而由于行星际空间的气体极为稀薄，这样弱的磁场也能对物质运动产生支配作用。在太阳风的作用下，地磁场被压缩在地球磁层的范围内，不能向外延伸。
太阳内部磁场
目前对太阳磁场测量只限于太阳大气。至于太阳内部磁场，还不能直接测量，只能用理论方法作粗略的估计。有人认为它可能比大气的磁场强得多。