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日冕是太阳大气的重要组成部分，那些对地球空间环境有重大影响的太阳爆发事件，大多起源于日冕中。在它们背后，隐藏着一种神秘力量——日冕磁场，一直以来，人们对其了解甚少。近年来，随着太阳观测和测量技术的进步，我们得以一窥日冕磁场的奥秘。
我们为何要研究日冕磁场
太阳，是我们最熟悉的恒星，也是太阳系的能量之源。这个巨大的火球有非常复杂的结构：其内部主要由日核、辐射区和对流区组成；外部的太阳大气从低到高可以大致区分出光球层、色球层、过渡区以及最外层的日冕。日核是太阳的能量源，在那里，核聚变反应将氢转变为氦，释放出源源不断的巨大能量。辐射区在日核之外，能量在这里通过辐射的方式向外传递。到了对流区，能量以对流的方式传递，热等离子体在此不断上升、冷却、下沉，形成各种流动。
太阳内部的物质运动与太阳自转一起，产生了强大的太阳磁场。太阳磁场从内部一直延伸到外层大气，并在太阳大气中交织缠绕，形成复杂的磁场结构，带来各种不同的太阳大气现象。比如太阳表面如黑斑一样的太阳黑子，在太阳大气中常发生的耀斑和日冕物质抛射等剧烈的太阳爆发现象，都离不开磁场的支配。
在日全食期间，我们有机会见到太阳大气中最外层的光晕，这就是神秘的日冕。日冕的温度高达百万摄氏度，比太阳表面要高许多倍，它极为稀薄，却又充满了复杂的磁场。日冕中的磁场储存了大量能量，当这些能量突然释放时，会形成壮观的太阳爆发现象。这些爆发在给地球高纬度地区带来美丽极光的同时，也可能影响到地球上的高科技活动，如卫星导航和通信系统。
理解太阳大气中各种活动的产生过程，预测太阳爆发并减少它们对人类活动的影响，离不开对日冕磁场的研究。日冕物质抛射属于剧烈的爆发事件——大规模的太阳等离子体从日冕被抛射到太空中，到达地球时可能会扰动地球磁场，影响卫星和电网等系统。包括日冕物质抛射在内的诸多太阳大气中的活动，通常发生在日冕中，其能量来源于日冕磁场。它们是如何产生的？如何预报它们……回答这些问题，离不开对日冕磁场的研究。通过观测和研究日冕磁场的结构与变化，科学家可以更好地揭示这些活动背后的机制。而掌握日冕磁场的演化规律，则有助于提升空间天气预报的准确性，为人类高技术系统提供更多安全保障。
测量日冕磁场的几种方法
人类首次测量其他天体的磁场，还要追溯到100多年前。1908年，太阳物理学家乔治·海尔在研究太阳黑子时首次发现了太阳磁场的存在。当时，海尔利用的是一种被称为“塞曼效应”的物理现象：就像雨后太阳光被水滴分成五颜六色的彩虹，利用分光仪器，我们可以将光分出不同的谱线。在有磁场存在时，光的谱线会发生分裂，变成若干条线，谱线之间分裂的间距和磁场强度相关。海尔在观察太阳黑子时注意到这一效应，并由此获得黑子中的磁场，从此改变了人类对包括太阳在内的各类天体磁场的研究进程。100多年间，人们已经能够利用塞曼效应对太阳大气的最底层，也就是光球层的磁场进行常态化测量。可以说，我们对太阳光球磁场的认知已经比较成熟。
然而，太阳磁场是一个整体，各个层次之间的磁场并不是独立无关的。尽管我们已经能够常态化地测量光球层的磁场，但光球上方的太阳大气磁场，特别是日冕磁场，仍然充满未知。这主要是因为日冕磁场相比于下方的光球磁场要弱很多，因此，塞曼效应产生的信号也会很弱，难以捕捉。这就对观测设备的灵敏度提出了极高要求。好在近20年间，随着探测技术和研究手段的进步，科学家开始尝试通过更多新的方式进行日冕磁场的测量。
最传统的测量日冕磁场的方法仍然基于塞曼效应展开。但正如前文提到的那样，日冕中的信号非常弱，难以捕捉。平时拍照时，在弱光情况下，我们或者需要用更先进的相机来拍摄，或者需要通过增加曝光时间来捕捉这些暗光环境下的场景。对于日冕观测，通常也是采取这两种方式。2000年，夏威夷大学的科学家用一台比较小的望远镜，对日冕中的一片区域进行了长达70分钟的曝光，成功捕捉到日冕中微弱的塞曼效应信号，并获得其中的磁场信息。受限于望远镜的大小和它的视野范围，当时用这种方法只能偶尔得到某一个小区域的日冕磁场信息，并且需要很长的观测时间。在这之后20年间，人们几乎没有用这一方式再次测量到日冕磁场。
近年来，科学家研制了更先进的望远镜，如丹尼尔·井上太阳望远镜。这是一台位于夏威夷的太阳望远镜，也是目前世界上最大的太阳望远镜。一般来说，望远镜越大，能看到的结构越精细，捕捉更弱信号的能力越强。利用丹尼尔·井上望远镜，无需很长的观测时间，科学家们就能够捕捉到日冕中细微的塞曼效应信号，并且成功测量到日冕中小范围的磁场分布图。
除此之外，人们也发展了其他一些研究手段，其中包括射电观测。太阳上无时无刻不在发出射电信号，也就是各种无线电波。就像用收音机收听信号一样，利用射电望远镜，我们可以对来自太阳的射电信号进行接收和分析。日冕中产生的射电信号，其性质离不开磁场的作用——不同的磁场环境下产生射电信号的机制不同，产生的射电信号也不同。分析接收到的射电信号，能够判断出这些信号如何产生、在哪里产生，并且推断出产生区域具有怎样的物理性质，其中就包括它们的磁场性质。这就是利用射电观测来测量日冕磁场的基本原理。借助地面射电望远镜阵列观测，科学家能够对太阳上部分区域（比如耀斑发生的区域）进行较为准确的日冕磁场诊断，从而监测这些区域的磁场变化。
揭开日冕磁场的神秘面纱
“冕震方法”是近20年来常用的一种日冕磁场测量手段。从名字上看，它和地震学的研究方法有类似之处——通过分析地震发生时的地震波信号，我们能够探知地球内部的结构和性质；冕震方法则是利用发生在日冕中的波动或者震荡的信号来分析日冕的物理特性。
这种方法依赖于日冕中的波动观测，但这些波动现象并非始终存在，往往只在一些爆发现象时被激发。因此，利用这种方法只能偶尔得到日冕磁场信息。同时，这些信息只是日冕中某一个点或者某一条线上的磁场信息。
对于太阳物理研究而言，我们急需的技术，是像光球磁场测量那样，能够常态化获得日冕大范围、全局性的磁场信息。显然，无论是现有的利用塞曼效应的方法，还是借助射电观测，又或者是基于过去的冕震方法，都无法实现这个目标。
2020年，北京大学和美国国家大气研究中心领衔的合作研究团队，发展了一种新的二维冕震方法。相比于以往的冕震方法，这一方法利用日冕中广泛存在的波动，在二维平面上分析波动性质，获取日冕磁场信息。
我们将这种方法应用于日冕多通道偏振仪的观测数据。日冕多通道偏振仪是一台能够对日冕进行全局性观测的仪器，类似于日全食期间，我们将太阳的极亮盘面遮住，只观察周围相对暗淡得多的日冕。日冕多通道偏振仪的独特性，让研究团队获得了日冕磁场的全局性二维分布，也就是整个平面上的分布。相比于以往的研究结果，这大大增加了我们所能获取的信息范围。这一成果发表在国际学术期刊《科学》上。
近期，北京大学太阳物理研究团队继续领衔开展国际合作，利用升级版日冕多通道偏振仪首次实现了对日冕磁场的长期连续观测。就像照相机的升级换代一样，相比于过去，升级版日冕多通道偏振仪具有观测更精细结构和捕捉更弱信号的能力。研究团队在为期8个月的持续观测中，利用二维冕震方法，绘制了114幅日冕磁场分布图，展示日冕磁场随太阳自转的动态变化。这一常态化日冕磁场测量，为揭示日冕磁场演化过程提供了宝贵数据。通过优化的二维冕震方法，团队得以观测到更广阔范围内的日冕磁场动态信息。这些数据首次为人们清晰展示了日冕磁场在几个月时间内如何持续演化，就像为日冕拍摄一部延时摄影的纪录片。这一重要成果发表在国际学术期刊《科学》上，成为日冕磁场研究的又一重要突破。
随着科学观测手段的进步，人类对日冕磁场的认识不断加深。从塞曼效应到冕震技术，从光学观测到射电观测，科技进步让人类逐渐揭开日冕磁场的神秘面纱。从几乎无法观测到逐步实现常态化测量，太阳物理研究将因日冕磁场测量的进展而逐步迈入新阶段。我们正在往实现常态化的太阳大气整体磁场测量的目标迈进，这不仅有助于科学家深入理解太阳活动的产生机制，还将提升人类应对空间天气的能力。
目前，全球多个新一代太阳望远镜项目正在推进，未来科学家将有能力获取更加详尽的日冕三维磁场数据。例如，中国刚刚建成的“子午工程二期”光谱成像日冕仪，能够进行类似升级版日冕多通道偏振仪的观测，有望彼此形成互补，实现在不同时区接续观测日冕磁场。
未来，我们希望能够实现对日冕磁场精细结构及其快速演化的高清观测。这将推动我们对太阳爆发的精准预报，从而保障航天、导航等高技术活动的安全。
（作者：杨子浩 田 晖，分别系北京大学地球与空间科学学院博士研究生、教授）
