北大地空学院空间所田晖教授和杨子浩同学等人在日冕磁场测量方面取得重要进展。他们利用高山天文台日冕多通道偏振仪(CoMP)，首次测量得到日冕磁场的全球性分布，为日冕磁场测量这一世纪难题的解决提供了一个新的有效途径，从而向实现日冕磁场常规测量的最终目标迈进了一大步。两篇相关论文近日分别发表在Science杂志（《科学》）和Sci China Tech Sci杂志（《中国科学:技术科学》）上。

磁场对于我们的太阳来说具有极其重要的意义，这主要体现在三个方面：(1) 太阳的11年活动周期本质上是太阳大尺度磁场的周期性转化；(2) 太阳系中最剧烈的爆发现象——太阳耀斑和日冕物质抛射通常是由太阳磁场的演化所驱动的；(3) 与磁场相关的物理过程导致了太阳外层大气——日冕的百万度高温，并因此产生充满行星际空间的超声速太阳风。实际上正是因为磁场，关于太阳的科学研究才会数百年来一直长盛不衰（从17世纪初伽利略用望远镜观测和研究太阳算起）。

图1 根据势场源表面模型计算得到的太阳三维磁场结构。不同颜色的线代表磁力线，中间为光球磁场在视线方向上的分量分布图(Yang, Tian, Tomczyk, et al. 2020, Sci China Tech Sci)。

由于磁场的重要性，测量太阳磁场一直都是太阳物理学家最重要的使命之一。20世纪初，著名太阳物理学家、当今天文和空间科学领域最重要的学术期刊之一The Astrophysical Journal的创刊人海耳(George Ellery Hale)基于刚发现不久的物理学原理——塞曼效应(谱线在磁场中分裂的现象，1902年诺贝尔物理学奖)，首次直接测量到太阳黑子中数千高斯的磁场。在那之后，塞曼效应一直被用于测量太阳表面(光球)的磁场。经过100多年的发展，今天我们已经能够对全日面的光球矢量磁场进行较高精度的测量，对日面部分区域磁场测量的空间分辨率可达0.1”（约等于70千米）的量级。在我国，北大校友艾国祥院士创建的国家天文台怀柔太阳观测基地对光球磁场测量也作出了重要的贡献。

然而迄今为止，我们对太阳磁场的常规测量仅仅局限在光球层。光球之上的太阳大气，尤其是最外层的日冕，其中的磁场仍难以测量。这是因为日冕磁场比光球磁场要弱得多，日冕谱线因塞曼效应而分裂所产生的子线之间波长差很小；另外，日冕的高温导致日冕谱线的轮廓变得很宽，使本来就不明显的谱线分裂更加难以被测量出来。由于太阳大气各层次中的磁场实际上是一个整体，磁场将各层大气耦合在一起，这导致太阳上最重要的物理过程大多跟磁场的三维结构及其演化有关，因此，日冕磁场测量的困难极大地制约了太阳物理学科的发展。

在缺乏日冕磁场测量的现实条件下，太阳物理学者通常只能在一些假设下，通过模型来重构出日冕磁场位形，用以研究太阳大气动力学和太阳爆发等物理过程。但是这些模型假设对于日冕中的有些区域不一定成立，而且不同模型重构得到的磁场结构经常不一样。另一方面，太阳物理学者也在孜孜不倦地寻找其他能够用来测量日冕磁场的方法，如射电诊断方法、磁震学方法等。这些方法通常是基于日冕中的一些偶发现象，如耀斑、冕环的震荡等，这些方法各有优势，但一般只能诊断日冕中较小区域的磁场，很难对日冕的全球性磁场进行常规测量。

图2  2017年日全食期间，北京大学研究生陈亚杰、张婧雯等人拍摄的日冕红线图像（Chen, Tian, Su, et al. 2018, ApJ）。

其中磁震学（冕震学）方法的基本原理是根据冕环、冕流等结构中偶尔发生的震荡或波动现象的观测，结合磁流体波动理论，来诊断日冕中的磁场（如Nakariakov & Ofman 2001; Chen et al. 2011）。由于这些震荡现象通常只是发生在日冕中很小的区域内，并且震荡经过几个周期后就衰减消亡了，这种方法一般只能给出震荡结构的平均磁场强度，在少数情况下也只能给出磁场强度沿着某条线的一维分布，这对增进我们对日冕磁场的认识作用有限，因而这一方法已逐渐受到越来越多学者的质疑。要打破这个瓶颈，对更大区域内的磁场及其演化进行测量，需要将磁震学方法应用到更加普遍的波动现象上。近年来，利用新一代地基和空间太阳望远镜，人们确实发现日冕中存在至少两类比较普遍的震荡或波动现象：第一类是冕环中无衰减的横向震荡，由两个研究团队分别通过极紫外成像观测和光谱观测发现（Wang et al. 2012; Tian et al. 2012）；第二类是日冕中几乎处处都存在的传播的磁流体横波，最早由美国国家大气研究中心下属高山天文台通过CoMP的光谱观测所发现（Tomczyk et al. 2007）。

CoMP是一台具有成像光谱观测能力和偏振测量能力的地面日冕仪（Tomczyk et al. 2008）。其望远镜口径为20cm，可在Fe XIII 1074.7 nm和1079.8 nm两条近红外谱线轮廓的不同波长位置进行观测，观测视场约为1.05到1.35个太阳半径。利用CoMP的观测资料，田晖课题组近年来在日冕物质抛射的大视场光谱观测（Tian et al. 2013）、日冕暗腔磁场结构的诊断（Chen et al. 2018）等方面取得了多项研究成果。在国家自然科学基金等项目的支持下，田晖课题组近期将磁震学方法应用到CoMP观测到的磁流体横波。他们首先将过去局限于部分区域的波动追踪方法拓展到整个视场范围，从而获得这些波动传播速度的全球性分布。之后，他们利用1074.7 nm和1079.8 nm谱线辐射强度之比对密度敏感的特性，得到了日冕等离子体密度的全球性分布。最后，在波动追踪和密度诊断的基础上，他们首次基于日冕观测获得了日冕磁场的全球性分布（图3、图4）。

图3  2016年10月14日CoMP观测的日冕辐射强度图（左）和磁场分布图（右）。点线和划线分别表示太阳圆盘的边缘和日冕仪视场的内边界(Yang, Bethge, Tian, Tomczyk, et al. 2020, Science)。

图4  2016年10月14日CoMP观测到波动传播方向，即日冕磁场在天空平面内的方向(Yang, Tian,Tomczyk, et al. 2020, Sci China Tech Sci)。

这一研究成果实现了用磁震学方法测量日冕磁场从点、线到面的飞跃，填补了太阳磁场测量的空缺，从而向实现日冕磁场常规测量的最终目标迈进了一大步。原则上，将这一方法运用到CoMP的日常观测数据中，就可以实现全球性日冕磁场的常规测量，从而促进太阳周期、日冕加热、太阳爆发及空间天气预报等重大课题的研究。然而受地面观测条件和CoMP仪器性能的影响，目前只能将这一方法应用到少数高质量的CoMP观测数据中。另外，这一方法只能得到垂直于视线方向上（天空平面）的磁场分量，而无法得到沿着视线方向上的磁场分量。因此，一方面，未来我们需要建造类似CoMP的更大口径的日冕仪，从而获得更高信噪比的观测数据；另一方面，我们需要保持开放的心态，通过充分探索来发现更多的可用于测量日冕磁场的有效方法。

我国在太阳低层大气（包括光球和色球）的观测方面实力较强，但在太阳高层大气（包括日冕和过渡区）的观测方面远远落后于美国、日本、欧洲等国。目前，我国的日冕光学观测设备仅有中日共建的丽江日冕仪。近年来，中国太阳物理界积极推动射电日像仪、白光和紫外日冕仪、极紫外成像仪和光谱仪、日食望远镜等日冕核心观测设备的研制，期望提升我国对太阳高层大气观测的能力，北京大学空间科学团队也积极参与其中。我国内蒙古明安图射电日像仪（MUSER）已建成，先进天基太阳天文台（ASO-S）卫星也即将发射，子午工程II期日冕仪项目正在建设，随着第25太阳活动周的来临，这几个大科学装置有望在包括日冕磁场诊断在内的多个重要课题上取得突破性进展。我国推进中的先进地基太阳天文台（ASO-G）包含一台大日冕仪，设计性能和指标远超CoMP，如能成功立项，也必将大大推动日冕磁场测量的相关研究。

两篇论文的第一作者均为北京大学一年级研究生杨子浩，《科学》论文的通讯作者为田晖教授和CoMP仪器负责人Steve Tomczyk博士，《中国科学:技术科学》论文的通讯作者为田晖教授。合作者还包括空间所陈亚杰同学、何建森教授和王玲华教授等。论文主要完成单位为北京大学、美国国家大气研究中心、中国科学院太阳活动重点实验室（国家天文台）等。该工作得到了国家自然科学基金、中科院战略性先导科技专项、德国马普伙伴小组等项目的联合支持。

参考文献：

1. Z.-H. Yang, C. Bethge, H. Tian, S. Tomczyk, et al., Science, 369, 694 (2020).

2. Z.-H. Yang, H. Tian, S. Tomczyk, et al., Sci China Tech Sci, DOI:  https://doi.org/10.1007/s11431-020-1706-9 (2020).

3. Y.-J. Chen, H. Tian, Y.-N. Su, et al., Astrophys. J. 856, 21 (2018).

4. V. M. Nakariakov, L. Ofman, Astron. Astrophys., 372, L53-L56 (2001).

5. Y. Chen, S.-W. Feng, B.Li, et al., Astrophys. J., 728, 147 (2011).

6. S. Tomczyk et al., Sol. Phys., 247, 411 (2008).

7. S. Tomczyk et al., Science, 317, 1192 (2007).

8. H. Tian et al., Astrophys. J., 759, 144 (2012).

9. H. Tian et al., Sol. Phys., 288, 637 (2013).

10. T. Wang et al., Astrophys. J. Lett., 751, L27 (2012).