近日，北京大学地球与空间科学学院田辉教授、杨子豪教授在日冕磁场测量方面取得重要进展。他们首次利用阿尔卑斯天文台的日冕多通道旋光仪（CoMP）测量了日冕磁场的全球分布，为解决本世纪日冕磁场测量问题提供了一种新的有效途径。

最近在Science（“Science”）和Sci China Tech Sci（“Science in China: Technical Science”）上发表了两篇相关论文。

SCIENCE 发表的全球日冕磁场图

通过磁震学绘制日冕磁场图发表在《中国科学技术科学》上

重要的太阳磁场

对于太阳来说，磁场极其重要。这主要体现在三个方面：第一，太阳黑子11年的周期本质上是太阳大尺度磁场的周期性变换；第二，太阳系中最猛烈的爆发——太阳耀斑和日冕物质抛射通常是由太阳磁场的演化驱动的；最后，与磁场相关的物理过程导致太阳外层大气日冕达到百万度高温，从而产生充满行星际空间的超音速太阳风。

自17世纪初伽利略用望远镜观察和研究太阳以来，太阳物理学的科学研究已经持续了数百年。事实上，正是因为有磁场，对太阳的科学研究才得以蓬勃发展。

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，中间是光球磁场在视线方向的分量分布图（Yang, Tian, ??Tomczyk, et al. 2020, Sci China技术科学）。

回顾太阳磁场的研究

由于磁场的重要性，测量太阳磁场一直是太阳物理学家最重要的任务之一。

20世纪初，著名太阳物理学家海尔基于新发现的物理学原理——塞曼效应（谱线在磁场中分裂的现象，1902年诺贝尔物理学奖） , 首次直接测量了太阳黑子中数千高斯的磁场。从那时起，塞曼效应就被用来测量太阳表面（光球层）的磁场。

经过100多年的发展，今天我们已经能够对全平面光球矢量磁场进行高精度测量。在我国，由北京大学校友艾国祥院士创办的国家天文台怀柔太阳观测台，也为光球磁场的测量做出了重要贡献。

然而，到目前为止，我们对太阳磁场的常规测量仅限于光球层。在光球层上方的太阳大气中，尤其是最外层的日冕，磁场仍然难以测量。这是因为日冕磁场比光球磁场弱得多。由于塞曼效应，日冕光谱分裂产生的子线之间的波长差异很小；此外，日冕的高温导致日冕光谱的轮廓变得非常宽。 ，这使得测量不明显的谱线分裂变得更加困难。

因为太阳大气各层中的磁场实际上是一个整体，磁场将各层大气耦合在一起，这使得太阳上大部分最重要的物理过程都与磁场的三维结构及其演化。因此，日冕磁场测量的难度极大地制约了太阳物理学的发展。

在缺乏日冕磁场测量的真实条件的情况下，太阳物理学家通常只能在某些假设下通过模型重建日冕磁场的构型来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某些区域不一定正确，不同模型重建的磁场结构往往不同。

另一方面，太阳物理学家也在孜孜不倦地寻找其他可以用来测量日冕磁场的方法，比如无线电诊断方法和磁震学方法。这些方法通常基于日冕中的一些偶然发现，如耀斑、日冕环振荡等，因此只能诊断日冕内小区域的磁场，难以对日冕进行常规测量。日冕的全球磁场。

图2 2017年日全食期间，北京大学研究生拍摄的日冕红线图像Chen Yajie, Zhang Jingwen 等（Chen, Tian, ??Su, et al. 2018, ApJ）。

在众多测量日冕磁场的方法中，“磁地震学法”??，其基本原理是基于观测日冕环、日冕电流等结构的偶然振荡或波动，并结合磁流体波理论，用于诊断日冕中的磁场（例如 Nakariakov & Ofman 2001；Chen et al. 2011）。

由于这些振荡通常只发生在日冕的小范围内，并且振荡在几个周期后衰减并消失，所以这种方法一般只给出振荡结构的平均磁场强度。在少数情况下，只能给出沿某条线的磁场强度的一维分布，这对提高我们对日冕磁场的认识作用有限。因此，这种方法逐渐受到越来越多学者的质疑。

田辉教授和他的团队一直在思考如何将磁地震学方法应用到更常见的波动现象中，让磁地震学方法重获生机，从而实现日冕磁的常规测量。场地。

磁地震学与CoMP的结合

近年来，随着新一代地基和空间太阳望远镜的使用，人们确实发现至少有日冕中两种常见的振荡或涨落： 第一种是日冕环中的非衰减横向振荡，这是两个研究小组通过极紫外成像观测和光谱观测发现的（Wang et al. 2012; Tian et 2012 年）；第二种是日冕中几乎无处不在的传播磁流体横波，最早是由美国国家大气研究中心高山天文台通过CoMP光谱观测发现的（Tomczyk et al. 2007）。