行星际磁场
行星际磁场[1]（IMF）这个名词是指被太阳风携带而散布在太阳系内各行星之间的磁场。
行星际磁场的大尺度结构﹐如早年帕克所指出的那样﹐是一种旋臂状的结构。太阳风径向向外运动﹐在日冕附近略有加速﹐但在通过大部分日地空间以至整个行星际空间过程中﹐近似地保持常速。另一方面磁力线起源于太阳本体﹐并随太阳本体一起转动﹐其外端为太阳风等离子体所带出。这就构成熟知的旋臂结构﹐在太阳赤道面上有典型的阿基米德旋臂形式
内斯和威尔科克斯最早提出﹐这种有规则的扇形磁场结构﹐是太阳有规则的光球背景场的反映。通过太阳光球磁场的测量得知﹐在卡林顿坐标系统中光球背景场的极性和强度的分布有很强的规则性。就大尺度结构而论﹐极性相反的背景场主要集中在彼此分离180°的区域上。磁场分布的精细结构的循环﹐能够维持若干个甚至几十个自转周以上。分析表明﹐这些区域是重要的太阳活动区密集的区域。内斯和威尔科克斯则把这种图像和行星际空间的扇形结构联系起来﹐卫星观测已证实这种相关性。因此普遍认为﹕光球背景场的极性和尺度同行星际磁场是一致的﹐扇形结构的磁场极性完全由光球场径向分量的大尺度平均值所决定。也就是说﹐行星际磁场及其结构起源于太阳光球的大尺度背景场。太阳活动区对行星际磁场有重大影响。几乎所有与活动区相关的耀斑都发生在行星际磁场的扇形结构有新的变化之前。很明显﹐与耀斑相关的行星际激波在改变大尺度行星际磁场结构方面起重要作用。