| 单词 | 太阳黑子磁场 |
| 释义 | 【太阳黑子磁场】 拼译：magnetic field in sunspot 太阳黑子的主要特征之一是它具有很强的磁场。1908年美国海耳(G．E．Hale)利用光谱线的塞曼(Zeeman)效应发现黑子存在较强的磁场。由于在磁场中光谱线的裂距△λ与磁场强度成正比，谱线的偏振状态与磁场方位有关，因此通过测量谱线的裂距和偏振状态可确定在太阳黑子大气中谱线形成层次的磁场强度和方位。大量的观测表明，小黑子的磁场强度约为0．1T，大黑子的磁场可达0．3～0．4T。 黑子的本影是黑子中磁场最强的部分。由于黑子的磁压是其总压强的重要部分，所以黑子本影内的气体比周围透明，我们可以看到黑子较深的层次，即黑子的威尔逊(Wilsion)效应。在太阳表面，黑子通常以群的方式出现。在一个黑子群中通常有两个主要黑子，它们的磁场极性相反。如果前导黑子是N极，则后随黑子的磁场是S极。在同一半球(北半球)各黑子群的磁场极性分布大体相似，而在另一半球(南半球)则相反。在一个太阳11a周期将要结束时，标志一个新周期开始的黑子群出现在太阳高纬，它们的极性分布则反过来，因此，每隔22年黑子磁场的极性分布经历一个循环。强磁场是黑子的基本特征，太阳黑子群的浮现、发展和消失与它们的磁场密切相关。通常的观点认为，在太阳光球下面存在着一个偶极磁场，这个磁场冻结在太阳物质中。由于太阳较差自转(赤道附近的转速快于两极)，磁力线逐渐地在太阳光球层下面缠绕起来。这时，由于局部区域气体湍流运动形成磁力线束。磁力线束的强度可达几百毫特斯拉。在磁浮力的作用下，磁力线束向上浮现，形成具有偶极磁场的黑子群。观测发现在黑子磁通量浮现过程中，小尺度的偶极磁结构在活动区纵向磁场中性线附近出现并向相同极性的黑子强磁区运动，黑子磁场不断增强。太阳黑子群上层色球，尤其是日冕磁场的观测存在着较多的困难，只有少数谱线可进行色球磁场测量。由于太阳色球大气处于非局部热动平衡状态，利用塞曼效应观测磁场所获结果的解释存在着一定难度。日冕磁场直接观测的手段就更少了。由于太阳色球和日冕物质冻结在磁场中，通常以形成在太阳色球谱线的单色像和日冕的精细结构来推断黑子群上空磁场分布状态。另一方面，以观测到的光球层磁场为边界条件，从理论上外推太阳上层的磁场的可能结构也是一件很重要的工作。普遍认为黑子的形成和变暗与磁场相联系。早在1941年比尔曼(L．F．B．Biermann)就首先提出：黑子的变暗是由于强磁场抑制光球深层热量通过对流向上传输造成的。1974年帕克(E．N．Parker)提出黑子变冷是由于沿黑子磁力线的非辐射能量向黑子之外传输的结果。同时应当指出，在同一黑子群中，黑子的磁场的分布呈现复杂的结构，有时在同一黑子半影中会存在着不同磁极性的黑子本影，这可能是磁力线束在黑子群中被严重扭曲的结果。太阳耀斑的出现一般和这种磁场结构相联系。观测和理论研究的结果指出太阳耀斑是黑子群上空异极性磁力线之间重联的结果。太阳黑子的消失和黑子磁场的衰减紧密联系。大量高分辨的观测事实表明磁场以两种基本形式从黑子向外运动。一种形式为在黑子半影的外边缘存在着小尺度以每秒1～2km的速度向外运动的偶极磁结构，称为运动磁结构。另一种形式是和黑子同极性的磁块从黑子向外运动，较大的磁块向外运动的速度较慢，通常认为后一种形式为黑子磁场衰减的主要形式。太阳黑子磁场研究中的大量问题有待于解决。从观测上来说，观测仪器的空间分辨率有待于提高，例如为了克服地球大气的影响选择优良的地面观测地址或进行空间观测，以获得小于一角秒空间分辨率的太阳黑子磁场精细结构资料，确定黑子磁场的基本分布形式。对太阳大气中黑子磁场的多层次同时观测是非常必要的，以使人们更好地认识黑子群磁场的空间结构和它的的演化过程。另外，太阳耀斑和黑子群磁场结构之间的关系并没有完全搞清楚，尤其是太阳黑子活动区磁场的空间结构在耀斑前后的演化过程并没有足够的观测证据和完全有说服力的理论。【参考文献】：1 Bray R J,Loughhead R E. Sunspot. Dover Publ Inc,New York, 19642 Priest E R. Solar Magnetohy - drodynamies. Dordrecht: Reidel,19823 Zirin H. Astrophysics of the Sun. Cambridge University Press, 1988(北京天文台张洪起研究员撰) |
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