根据现代太阳物理学家的研究，太阳黑子与黑子周的现象，实质上是太阳内部磁场活动规律的表现。1908年，美国天文学家海耳（也译做海尔）在威尔逊天文台用氢阿尔法光（即Hａ光，红色，波长为6563埃）拍到一张太阳单色光照片。他发现照片上的太阳黑子周围有旋涡状结构。继续观测的结果表明，这种旋涡现象在一对黑子附近呈现时，很像马蹄形磁铁附近铁屑的分布状况。海耳研究认为，太阳黑子可能存在很强的磁场。
此后，海耳使用摄谱仪研究了黑子的光谱，结果发现黑子区中有些谱线是双重的。应用物理学中一种称为“塞曼效应”的理论，正好可以解释这种现象。荷兰物理学家塞曼早在1896年观察到，当光源处在强磁场之内，它的发射谱线有分裂现象。使用光谱仪根据其分裂的情况可以测定磁场的强度，此即“塞曼效应”。观测的结果告诉人们，太阳黑子双重谱线正是这种效应，海耳测得黑子磁场强度为三四千高斯，而地球磁场强度不到一高斯。这是人类第一次测量到太阳的磁场。
太阳黑子及其光谱线分裂（即“塞曼效应”）示意图
通过观测太阳黑子知道，在一个黑子群中一般有两个主要黑子，按太阳自转的方向，在黑子群西部首先出现的称为前导黑子，另一个随后出现的称为后随黑子。海耳在威尔逊山天文台长期观测黑子的磁场，终于发现了一个秘密：就像地磁场有南磁极和北磁极一样，太阳黑子群中的黑子磁场也有两个极，分别以N、S表示；如果前导黑子是S极，后随黑子就是N极；太阳南北两半球的黑子群的前导黑子所具有的极性恰好相反。此外，还发现在一个太阳黑子周中，如果原来北半球的前导黑子是N极，过了约11年后，会改变为北半球前导黑子是S极，它们总是以这样一种规律颠倒改变黑子的极性。就这样，海耳终于发现了太阳黑子的另一个周期──黑子群磁场极性倒转的22年周期。
观测表明，日面上的各个部分和整个太阳大气层，到处都有磁场存在。太阳磁场一般分为活动区磁场、普遍磁场和整体磁场。从纵的方向看，太阳各层大气里的磁场很不相同；从横的方向看，日面各部分磁场相差很大，既有大范围的大尺度磁场，也有直径不到几万千米的小尺度磁场。在日面各种各样的磁场中，太阳黑子磁场是最强的磁场。太阳磁场错综复杂的变化，往往造成太阳上极其微妙的各种活动现象。太阳活动区磁场指的是由黑子群及其周围的光斑、谱斑、暗条等组成的局部区域磁场。观测资料表明，所有太阳活动都与磁场有关，磁场是活动区最本质的特征。
太阳黑子的闭合磁场与开放磁场示意图，左图为带电粒子在磁场中运动沿磁力线呈螺旋轨迹。
日出（Hinode）卫星从侧面观察的太阳黑子，特别引人注目的是从它表面喷射而出的气体。由这张图片看来，太阳的磁场很像是由黑子中心发出来的，且在黑子边缘形成了醒目的弧线。现代太阳物理学家认为，黑子应是太阳表面被复杂且多变的磁场所影响进而变得较冷、压力较小的区域。
太阳活动区磁场指的是由黑子群及其周围的光斑、谱斑、暗条等组成的局部区域磁场。观测资料表明，所有太阳活动都与磁场有关，磁场是活动区最本质的特征。在活动区出现前，首先可观测到产生局部磁场和磁场增强，出现小黑子；随着磁场继续增强，黑子不断发展，例如其面积增大、数目增多，与此同时，还观测到谱斑、暗条、光斑等其他活动客体。在磁结构复杂的活动区，还能观测到耀斑、射电爆发、日珥等剧烈活动客体。在活动区全盛期，活动区磁场强度可高达几千高斯。随着活动区开始衰减，磁场也逐渐变弱，直到活动区消失后，磁场还能维持一段时期。活动区的磁场比较复杂，不同的活动客体对应于不同的磁特征。
所谓太阳普遍磁场，是把太阳看作均匀化球体的磁球所具有的磁场，它是著名美国天文学家海耳于1912年发现的。海耳指出，磁轴和太阳自转轴成6度夹角，两极磁场强度相等，约为25~50高斯，极性相反。继海耳之后，许多科学家也研究了太阳普遍磁场，发现由于局部活动区的干扰，除了两个极区外，太阳普遍磁场并不显著，即使在极区，该磁场也只有1~2高斯。太阳普遍磁场与均匀化球体的磁场也有所不同，均匀化球体的磁场极性基本上恒定不变，而太阳普遍磁场在短期内极性会改变。太阳普遍磁场被太阳风“拖”入行星际空间形成行星际磁场。
太阳普遍磁场示意图
太阳变化多端的磁场。看起来就像摄于2004.1.14日的X射线日冕影像。图中等离子体沿着彩色的开放磁力线迸射而出，使的太阳系空间弥漫着奔流不息太阳风。
太阳整体磁场即日面各部分纵向磁场的平均值。太阳物理学家把太阳看作一颗典型的恒星，让不成像的太阳光从定天镜反射后直接进磁像仪狭缝，用波长FeIλ5250谱线进行观测而得。太阳整体磁场呈现规则的变化，磁性交替地为S级和N极。一般说来，一个太阳自转周（平均约27天）内磁性变化两次。这表明日面上的磁场可分成几个区域，相邻的区域极性相反，各区的分界大致与经度圈平行。
太阳内部的对流层深处的对流运动至今是人们无法直接观测到的层次，仍处于理论探讨的范围。太阳内部的自转运动与磁场变化一般市这样描述的：最初，太阳磁力线的走向是从一极到另一极；因为自转转速不同，太阳内部的辐射区与对流层之间出现转速不连续面。由于太阳表层自转速度为赤道地区较快，周期约25天、两极地区较慢，周期约35天，因此磁力线会被拉长；而不断翻搅流动的等离子体更是拉扯扭曲了磁力线，增加了它们的能量；当磁力线扭曲纠结在一起时，便会产生足够的浮力，向上拱起，最终会突破太阳表面；随着太阳的不停自转，浮上来的磁力线（其日面足点在太阳黑子）也会扭绞，结果形成各种令人叹为观止的形状，并引发一系列剧烈的太阳活动现象，例如太阳大耀斑。
TRACE卫星拍摄的合成的太阳照片，是在三种色彩下的紫外波段影像。由于复杂的强磁场造成了太阳黑子和亮区。图中日面的泡泡状结构，是来自沿环状磁力线的炽热氢气喷流。在这些太阳活动区里，沿磁力线冲出的气体通常会再落回太阳表面，不过有时候也会冲向日冕，甚至逃逸到行星际空间成为太阳风。因为只有活跃区才会发出大量的高能量紫外线，所以图中大部份日面看起来很暗。那些靓丽、明亮多彩的区域，通常是太阳活动最猛烈的区域。
地球表面的磁场主要起源于地球内部，它是一个偶极子场（具有对称性），其强度跟径向（半径方向）地心距离的三次方成反比。因此在赤道平面中距离地心10个地球半径处，强度只相当于地球表面场强的1/1000。 人造地球卫星最初的探测表明，行星际空间并非真空，而是存在着来自日冕的连续微粒辐射──太阳风。太阳风像奔腾的太空急流把地球磁场限制在一个空间区域内，这个空间区域称为地球磁层，其中的等离子体行为由地球磁场所决定。磁层与太阳风交界处的过渡区即磁层顶。因为太阳风是超音速的，故在磁层顶前形成一弓形激波。横过弓形激波，太阳风等离子体被减速和压缩。弓形激波个磁层顶之间的区域称为磁鞘。磁层顶的厚度大约为400~1000千米的量级。在向着太阳那一侧，磁层顶近似为半球形，磁层顶向日点的地心距离约为10~12RE（RE为地球半径）。在背阳面，磁层顶被拉成很长的圆柱形，圆柱形的半径为20RE；圆柱内的空间称为磁尾。实际上被向太阳的磁层尾区，磁力线可一直伸展到月球轨道之外。
太阳风与地球磁层剖面示意图
作者：中国科普作家协会会员 李 良
本作品为“科普中国-科学原理一点通”原创 转载时务请注明出处
