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磁性的太陽，到底還有多少謎尚未揭曉？ | 賽先生天文

2020/12/08
導(dǎo)讀
太陽磁場的真容究竟為何，我們又何時才能揭開太陽這一距我們最近的恒星的“磁性面紗”。
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美國太陽物理學(xué)家萊頓（Robert Leighton）和恒星物理學(xué)家林斯基（Jeffrey Linsky）表示，“如果沒有磁場，那么太陽就會像多數(shù)天文學(xué)家認(rèn)為的那樣索然無趣?！?/span>

太陽大氣中冕環(huán)等磁結(jié)構(gòu)的觀測圖像，圖片來源：NASA/Goddard Space Flight Center/SDO


撰文 | 田暉（北京大學(xué)） 張枚（中國科學(xué)院國家天文臺）

責(zé)編 | 韓越揚(yáng) 呂浩然






太陽磁場的發(fā)現(xiàn)

 
太陽是人類最早進(jìn)行觀測的天體之一。早在兩千多年以前，中國便有關(guān)于太陽黑子（太陽表面因強(qiáng)磁場而浮現(xiàn)的“黑點(diǎn)”）的目視記錄。1610年前后，伽利略（Galileo Galilei）將其自制的天文望遠(yuǎn)鏡指向了天空，并在西方首次觀測到太陽黑子。從17世紀(jì)初到20世紀(jì)初，人類借助望遠(yuǎn)鏡先后發(fā)現(xiàn)了太陽黑子數(shù)的11年周期（太陽活動周現(xiàn)象）、黑子在日面上的緯度分布規(guī)律（黑子蝴蝶圖）、太陽耀斑爆發(fā)（太陽活動現(xiàn)象）等現(xiàn)象。不過，人們卻一直無法理解這些神秘事件背后的物理機(jī)制。
 
1908年，美國太陽物理學(xué)家、威爾遜山天文臺首任臺長，當(dāng)今天文與空間科學(xué)領(lǐng)域最重要的學(xué)術(shù)期刊之一The Astrophysical Journal創(chuàng)刊人海爾（George Ellery Hale，圖1），基于剛發(fā)現(xiàn)不久的塞曼效應(yīng)（譜線在磁場中分裂的現(xiàn)象，發(fā)現(xiàn)者塞曼獲1902年諾貝爾物理學(xué)獎），首次觀測到太陽磁場，發(fā)現(xiàn)太陽表面黑子的磁場高達(dá)數(shù)千高斯。隨后，海爾等人又發(fā)現(xiàn)黑子之外的太陽表面也存在磁場，其平均磁場強(qiáng)度比黑子磁場要弱。


圖1 首次觀測到太陽磁場的海爾，圖片來源：

http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/site/images/hale.html


太陽磁場的發(fā)現(xiàn)，也開啟了現(xiàn)代太陽物理學(xué)。從此，人類開始密集地探索太陽上各種現(xiàn)象背后的物理本質(zhì)。一些探索還極大地推動了物理學(xué)基礎(chǔ)理論的發(fā)展。比如1942年，在研究太陽黑子的過程中，磁流體力學(xué)的創(chuàng)立者、被譽(yù)為“現(xiàn)代等離子體物理學(xué)之父”的瑞典人阿爾芬（Hannes Olof Gosta Alfvén，1970年諾貝爾物理獎得主，圖2）在理論上預(yù)言了磁流體中最重要的波動——阿爾芬波的存在，并極具前瞻性地提出了阿爾芬波對太陽物理研究可能非常重要的觀點(diǎn)。


圖2 磁流體力學(xué)的創(chuàng)立者阿爾芬，圖片來源：https://fineartamerica.com/featured/hannes-alfven-emilio-segre-visual-archivesamerican-institute-of-physics.html


通過觀測太陽磁場與太陽上諸多現(xiàn)象之間的聯(lián)系，直至20世紀(jì)下半葉，人類終于得出一個重要的結(jié)論：太陽大氣中的各種結(jié)構(gòu)和活動現(xiàn)象幾乎都跟太陽磁場有緊密的聯(lián)系。正是因?yàn)榇艌?，關(guān)于太陽的科學(xué)研究才驚喜不斷，并一直長盛不衰。正如美國太陽物理學(xué)家萊頓（Robert Leighton）和恒星物理學(xué)家林斯基（Jeffrey Linsky）所說，“如果沒有磁場，那么太陽就會像多數(shù)天文學(xué)家認(rèn)為的那樣索然無趣。”






神秘的黑子周期——太陽表面磁場的起源

 
太陽磁場是如何產(chǎn)生和演化的？
 
在討論這個問題之前，我們首先來了解一下太陽表面磁場的長期演化規(guī)律。早在19世紀(jì)中葉，德國天文愛好者施瓦貝（Samuel Heinrich Schwabe）便發(fā)現(xiàn)太陽黑子數(shù)以大約11年為周期發(fā)生變化。黑子喜歡成群結(jié)隊(duì)地出現(xiàn)，出現(xiàn)后又喜歡“拉幫結(jié)派”，導(dǎo)致大多數(shù)黑子群中的黑子通常聚集為兩簇：一簇靠西，一簇靠東。前者稱為前導(dǎo)黑子，后者則叫后隨黑子。
 
20世紀(jì)初，海爾發(fā)現(xiàn)，前導(dǎo)和后隨黑子的磁場極性往往相反，這種極性分布在南北半球相反（圖3），并且在下一個黑子周變換極性。實(shí)際上，黑子群的磁場結(jié)構(gòu)大體上沿東西方向分布，我們也稱為環(huán)向磁場。


圖3 懷柔太陽觀測基地全日面磁場望遠(yuǎn)鏡拍攝的光球像（左圖）和光球視向磁場圖像（右圖，黑色和白色表示不同極性）。圖片由國家天文臺白先勇提供。

20世紀(jì)中葉，隨著磁場測量靈敏度的提升，人們又發(fā)現(xiàn)太陽兩極附近的區(qū)域也存在較弱的磁場。在太陽活動谷年（黑子數(shù)少的年份），南北兩極的磁場極性通常是相反的，大體上構(gòu)成一個偶極場（稱為極向磁場）。而在太陽活動峰年（黑子數(shù)多的年份），極區(qū)磁場的極性則發(fā)生反轉(zhuǎn)（圖4）。


圖4 太陽磁場（徑向分量）的緯度分布隨時間的變化。藍(lán)色和黃色表示不同極性（圖片來源：http://solarcyclescience.com/solarcycle.html）。


由此可見，黑子周期本質(zhì)上是磁周期，即太陽大尺度磁場在太陽活動谷年的極向場與太陽活動峰年的環(huán)向場之間的周期性轉(zhuǎn)換。要準(zhǔn)確理解太陽磁場的起源和周期性演化，需要借助磁流體力學(xué)的發(fā)電機(jī)理論。太陽內(nèi)部等離子體的運(yùn)動感應(yīng)放大磁場，將動能轉(zhuǎn)化成磁能，太陽發(fā)電機(jī)理論便是要解釋這些磁場從太陽內(nèi)部產(chǎn)生、上浮到太陽表面、并發(fā)生周期性變化的規(guī)律。
 
自20世紀(jì)60年代以來，太陽發(fā)電機(jī)理論取得了長足的進(jìn)展[1]。發(fā)電機(jī)理論研究的最終目標(biāo)之一是要準(zhǔn)確預(yù)測未來的太陽黑子周強(qiáng)度及其峰年和谷年時間。目前，我們離這一目標(biāo)還有不小差距，這很大程度上是因?yàn)槲覀儗μ杻?nèi)部一些關(guān)鍵過程的了解還非常不足。未來，我們需要開展對太陽的多點(diǎn)立體探測，來提高利用日震學(xué)方法探測太陽內(nèi)部參數(shù)的可靠性，從而為發(fā)電機(jī)模型提供準(zhǔn)確的輸入。

 





爆發(fā)性磁活動——空間天氣的源頭

 

太陽磁場中儲存著巨大的能量。當(dāng)磁場演化到一定階段后，太陽就像是被觸怒了一樣，突然將這些能量一股腦地傾瀉出來。太陽上大體存在兩類這種大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動現(xiàn)象：耀斑和日冕物質(zhì)拋射（CME）。

 

耀斑是在1859年9月1日被發(fā)現(xiàn)的。當(dāng)天，英國天文愛好者卡林頓（Richard Carrington）和天文學(xué)家霍奇森（Richard Hodgson）在用望遠(yuǎn)鏡觀測太陽時，發(fā)現(xiàn)日面上出現(xiàn)兩道極其明亮的閃光，持續(xù)了幾分鐘。這些閃光后來就被稱為太陽耀斑（圖5左上閃亮的斑點(diǎn)），它是太陽大氣中局部區(qū)域突然釋放出巨大能量（通常為1021-1025焦耳，約相當(dāng)于幾千到幾千萬顆億噸級的氫彈同時爆炸）的現(xiàn)象，通常表現(xiàn)為電磁輻射在幾分鐘到幾個小時的時間尺度上急劇增強(qiáng)，并經(jīng)常伴有強(qiáng)烈的高能粒子輻射。在20世紀(jì)六七十年代，一些太陽物理學(xué)家提出了標(biāo)準(zhǔn)耀斑模型，用來解釋部分耀斑過程中的多波段觀測特征。這類模型認(rèn)為，耀斑是由磁場能量的突然釋放所產(chǎn)生的。能量釋放的過程叫做磁重聯(lián)，指的是等離子體中相反方向的磁場結(jié)構(gòu)相互靠近時，磁場拓?fù)浣Y(jié)構(gòu)發(fā)生改變，導(dǎo)致磁能釋放出來轉(zhuǎn)化成熱能和動能的過程。

 
而CME是大團(tuán)物質(zhì)（約107-1010 噸）從太陽上拋射出來并進(jìn)入行星際空間的現(xiàn)象（圖5左下深紅色的拋射）。它是20世紀(jì)70年代通過空間日冕儀的觀測才被人類所發(fā)現(xiàn)的，對其形態(tài)特征和傳播規(guī)律的詳細(xì)研究則在1995年歐空局發(fā)射SOHO飛船之后。SOHO飛船攜帶的LASCO日冕儀的高質(zhì)量觀測掀起了CME研究的熱潮。我國許多學(xué)者參與其中，并在CME的產(chǎn)生機(jī)制和傳播規(guī)律等方面做出了原創(chuàng)性的重要貢獻(xiàn)。現(xiàn)有的觀測和理論研究都表明，CME是由太陽磁場的演化所驅(qū)動的，涉及到的物理過程包括磁重聯(lián)和多種磁流體力學(xué)不穩(wěn)定性[2,3,4]。

圖5 美國太陽動力學(xué)天文臺(SDO)衛(wèi)星拍攝的耀斑和日冕物質(zhì)拋射，圖片來源：NASA/SDO


作為太陽系中最大規(guī)模的爆發(fā)現(xiàn)象，耀斑和CME對行星空間環(huán)境有著重要的影響。這一影響在現(xiàn)代社會顯得尤其重要。比如，耀斑期間大幅增強(qiáng)的紫外線和X射線輻射會導(dǎo)致地球電離層電離度的變化，從而影響短波通訊的質(zhì)量和導(dǎo)航定位的精度；而CME傳到地球附近后會壓縮地球磁場，產(chǎn)生地磁暴，并可能損毀電力設(shè)施；耀斑和CME過程中產(chǎn)生的高能帶電粒子則能影響人造衛(wèi)星和星載儀器的安全運(yùn)行，并威脅宇航員的人身安全。
 
我們將太陽的爆發(fā)性磁活動及其對地球空間環(huán)境所產(chǎn)生的這些影響統(tǒng)稱為空間天氣，以與地面上刮風(fēng)、下雨這類的天氣現(xiàn)象進(jìn)行類比。為了防止或減輕太陽爆發(fā)對人類社會的危害，就需要對它們進(jìn)行預(yù)報(bào)。

目前，這還是個難題。我國近年建成的新真空太陽望遠(yuǎn)鏡（NVST）、明安圖射電日像儀（MUSER）、計(jì)劃2022年前后發(fā)射的先進(jìn)天基太陽天文臺（ASO-S）衛(wèi)星和太陽探測雙超平臺技術(shù)試驗(yàn)衛(wèi)星已經(jīng)或即將對這一課題的研究作出貢獻(xiàn)。
 
太陽只是一顆普通的恒星，而地球也很可能只是一顆普通的行星。因此，我們完全可以預(yù)期，空間天氣的效應(yīng)在太陽系之外的恒星-行星系統(tǒng)中也是存在的。有些恒星的磁性活動非常強(qiáng)，爆發(fā)性活動發(fā)生的頻率和釋放的能量可能比太陽的高幾個數(shù)量級。對這些恒星磁活動的研究一方面推動了“比較恒星學(xué)”的發(fā)展，另一方面也導(dǎo)致了“空間天氣宜居帶”這一研究領(lǐng)域的興起。后者指的是這些頻繁、劇烈的恒星爆發(fā)對其周圍系外行星上生命的起源和存續(xù)可能有重要影響（圖6）。
 
近年來，一些學(xué)者開始構(gòu)建恒星磁活動影響系外行星宜居性的理論模型，來研究這一問題。然而，由于缺乏觀測數(shù)據(jù)，模型結(jié)果存在很大的不確定性。未來，必須在極紫外、X射線、可見光、射電等多個波段對恒星磁活動開展長期、有效的跟蹤式監(jiān)測，來推動“空間天氣宜居帶”這一研究領(lǐng)域的實(shí)質(zhì)性進(jìn)展。

 

圖6 恒星的爆發(fā)性磁活動對系外行星的宜居性有重要影響，圖片來源：日本國立天文臺

 





小尺度磁活動——日冕溫度提升的最大推手

 
除了大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動外，得益于近年來觀測設(shè)備分辨率的不斷提高，人們在太陽上還發(fā)現(xiàn)了很多小尺度的磁活動現(xiàn)象。目前我們傾向認(rèn)為，大量的小尺度磁活動可能是日冕百萬度高溫形成的主要推手。
 
日冕的高溫是1940年前后才被人們所認(rèn)知的。在1869年8月7日的日全食觀測期間，人們發(fā)現(xiàn)日冕中存在一條非常亮的綠色發(fā)射線，波長是5303埃。人們猜測這條譜線源于一種未知的元素，并在1887年將該元素命名為“冕元素”（Coronium）。
 
半個多世紀(jì)后，德國學(xué)者瓦爾特·格羅特里安（Walter Grotrian）和瑞典學(xué)者Bengt Edlén于1940年前后分別獨(dú)立確認(rèn)這條譜線源自于13次電離的鐵離子，而非所謂的新元素。由于這一高價離子通常在一兩百萬度的溫度下才會存在，因此這一發(fā)現(xiàn)表明日冕的溫度高達(dá)百萬度的量級（圖7），遠(yuǎn)遠(yuǎn)超過太陽表面（光球）約6000度的溫度。
 
1958年，美國太陽物理學(xué)家帕克（Eugene N. Parker）通過理論計(jì)算提出，如此高溫的日冕必定會持續(xù)往外膨脹，形成超聲速的太陽風(fēng)。這一預(yù)言在幾年后便被前蘇聯(lián)和美國發(fā)射的人造衛(wèi)星的觀測所證實(shí)。由于太陽風(fēng)是充滿行星際空間的基本介質(zhì)，決定了各大行星的空間環(huán)境以及我們所在的日球?qū)?/span>（狹義的太陽系）的邊界，因此高溫日冕的形成機(jī)制（即日冕加熱機(jī)制）成為天文與空間科學(xué)領(lǐng)域的一個極其重要的課題。


圖7 2008年8月1日日全食期間拍攝的日冕圖像[5]。紅色表示溫度約100萬度的結(jié)構(gòu)，綠色表示溫度約200萬度的結(jié)構(gòu)。


由于觀測上的困難，長期以來，日冕加熱的課題一直以理論研究為主。經(jīng)過數(shù)十年的探討，太陽物理界在1990年前后形成了日冕加熱的兩大類理論模型。第一類模型認(rèn)為磁流體波，尤其是阿爾芬波加熱了日冕。阿爾芬波可由小尺度的磁活動所激發(fā)，之后上傳到日冕并將能量耗散在那里。而耗散的機(jī)制則眾說紛紜。第二種觀點(diǎn)是帕克最早提出的納耀斑加熱機(jī)制。這種觀點(diǎn)認(rèn)為，日冕中的磁力線是相互纏繞在一起的，稱為磁“編織”。這種“編織”造成日冕中形成很多小尺度電流片，其中可能發(fā)生小尺度的磁重聯(lián)事件（稱為納耀斑）。大量納耀斑所釋放出來的能量加熱了日冕。
 
然而理論可以有很多，但真相只有一個。迄今為止，這兩類模型都還沒有直接的觀測證據(jù)。沒有經(jīng)過觀測數(shù)據(jù)的充分檢驗(yàn)，任何宣稱解決了日冕加熱問題的理論都只能算是自嗨。
 
但觀測上也并非一點(diǎn)進(jìn)展都沒有。比如，2007年以來，利用新一代太陽觀測設(shè)備，人們終于在日冕中找到了阿爾芬波的倩影，并且也發(fā)現(xiàn)了一些疑似納耀斑的事件。然而，我們還是沒能觀測到阿爾芬波的耗散加熱過程，也沒有發(fā)現(xiàn)納耀斑普遍存在的跡象，因此仍然無法評估它們對日冕加熱的貢獻(xiàn)。
 
另一方面，日冕的物質(zhì)以及加熱所需的能量都來自太陽低層大氣（光球和色球）。因此，要正確地理解日冕加熱過程，需著眼于太陽大氣各層之間的耦合。2019年，中國學(xué)者領(lǐng)導(dǎo)的一個國際團(tuán)隊(duì)基于大熊湖天文臺古迪太陽望遠(yuǎn)鏡（GST）的最新觀測資料，發(fā)現(xiàn)低層大氣中普遍存在的小尺度噴流——針狀物是由磁重聯(lián)產(chǎn)生的，并觀測到了針狀物在傳播過程中被加熱到百萬度的現(xiàn)象[6]（圖8）。這一發(fā)現(xiàn)從觀測上建立了日冕加熱與低層大氣磁活動的聯(lián)系，為日冕加熱的研究提供了一個不同的思路，即我們不應(yīng)只在日冕中尋找加熱的蛛絲馬跡，而要關(guān)注物質(zhì)和能量從低層大氣往外傳輸?shù)耐暾^程。


圖8 GST望遠(yuǎn)鏡和SDO衛(wèi)星對太陽大氣不同層次的協(xié)同觀測結(jié)果[6]。背景為SDO拍攝的日冕圖像，黑色正方形代表GST的觀測區(qū)域。層疊圖從下往上分別是光球視向磁場、光球輻射、色球輻射和日冕輻射圖。顏色均為偽彩色。


當(dāng)前，日冕加熱的研究迎來了新的機(jī)遇。全球最大的太陽望遠(yuǎn)鏡——美國4米口徑的丹尼爾·井上太陽望遠(yuǎn)鏡（DKIST）已經(jīng)建成，并即將開始對太陽大氣各個層次中的小尺度磁活動開展極高分辨率（最高達(dá)20公里左右）的觀測。歐空局的太陽環(huán)繞器飛船（Solar Orbiter）已于2020年2月成功發(fā)射，并已獲得首批觀測數(shù)據(jù)，其搭載的極紫外光譜儀將能同時觀測各層大氣中的速度場。而美國宇航局2018年發(fā)射的帕克太陽探針飛船（Parker Solar Probe）也正在奔往日冕的途中，將在數(shù)年之后直接進(jìn)入日冕，對磁場和等離子體開展實(shí)地探測。在這些大設(shè)備的支撐下，日冕加熱的研究即將迎來巨大機(jī)遇，預(yù)期日冕加熱將正式從以理論研究為主邁向以實(shí)測為主的階段。






磁場測量——必須完成的任務(wù)

 
如前所述，正是太陽的磁場及其活動導(dǎo)致了黑子周期、太陽爆發(fā)以及日冕加熱。因此，測量太陽磁場是太陽物理學(xué)者最重要的使命之一，也是必須完成的任務(wù)。一個多世紀(jì)以來，海爾所開創(chuàng)的利用塞曼效應(yīng)測量光球磁場的方法一直被人們所沿用。今天我們已經(jīng)能夠?qū)θ彰娴墓馇蚴噶看艌鲞M(jìn)行較高精度的測量。在中國，艾國祥院士創(chuàng)建的國家天文臺懷柔太陽觀測基地對光球磁場測量也作出了重要的貢獻(xiàn)。這些磁場測量大大促進(jìn)了我們對太陽爆發(fā)機(jī)制的理解。
 
然而光球磁場測量至少還有兩個未來需要追求的目標(biāo)。
 
第一，提高磁場測量的靈敏度和精度?，F(xiàn)有的光球磁場測量，尤其是橫向磁場分量的測量，其靈敏度和精度還有很大不足，制約了我們對日冕加熱和太陽爆發(fā)等問題的研究。DKIST望遠(yuǎn)鏡和我國在建的太陽磁場中紅外觀測系統(tǒng)（AIMS）有望在這方面取得突破。
 
第二，測量極區(qū)磁場。在太陽活動低年，太陽兩極通常被大范圍的冕洞所占據(jù)，其磁場與冕洞中太陽風(fēng)的起源有緊密聯(lián)系；此外，極區(qū)磁場還在一定程度上決定了下一個太陽活動周的強(qiáng)弱。然而過去的太陽觀測衛(wèi)星或望遠(yuǎn)鏡都是在黃道面上觀測太陽，因而難以準(zhǔn)確地觀測太陽兩極的磁場。而Solar Orbiter衛(wèi)星的軌道面將能夠與黃道面成30多度的夾角，這使其有可能對太陽兩極的磁場進(jìn)行比較精確的測量，從而推動太陽風(fēng)起源和太陽活動周的相關(guān)研究。
 
另一方面，光球之上的太陽大氣，尤其是日冕，其中的磁場迄今仍難以測量。這是因?yàn)槿彰岽艌霰裙馇虼艌鲆鹾芏?；另外，日冕的高溫?dǎo)致日冕譜線的輪廓很寬，使本來就不明顯的譜線分裂更難被測量出來。
 
由于磁場將太陽各層大氣耦合在一起，太陽爆發(fā)和日冕加熱等主要物理過程跟各層大氣中的磁場都是緊密相關(guān)的，因此日冕磁場測量的困難極大地制約了這些課題的研究進(jìn)展。在缺乏日冕磁場測量的現(xiàn)實(shí)條件下，我們通常只能在一些假設(shè)下，通過模型來重構(gòu)日冕磁場三維結(jié)構(gòu)（圖9）。但這些假設(shè)對于日冕中的有些區(qū)域并不成立，并且不同模型重構(gòu)出的磁場經(jīng)常有很大差異。因此，我們終歸還是要迎難而上，攻克日冕磁場測量這一世紀(jì)難題。


圖9 根據(jù)模型計(jì)算得到的太陽三維磁場結(jié)構(gòu)[9]。不同顏色的線代表磁力線，中間為光球磁場在視線方向上的分量分布圖，紅色和藍(lán)色代表不同極性。


當(dāng)歷史的車輪駛進(jìn)2020年，日冕磁場測量終于取得了階段性的進(jìn)展。年初，美國學(xué)者利用歐文斯谷太陽射電陣（Expanded Owens Valley Solar Array）的觀測，獲取了太陽耀斑過程中日冕磁場的二維分布及其演化[7]。
 
八月，中國學(xué)者領(lǐng)導(dǎo)的一個國際團(tuán)隊(duì)基于日冕多通道偏振儀（CoMP）的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)展了一個基于磁流體波動觀測和密度診斷的新方法，首次測得日冕磁場的全局性分布[8,9]（圖10）。
 
年底，由美國、中國和瑞典學(xué)者組成的團(tuán)隊(duì)基于日本日出衛(wèi)星（Hinode）的極紫外光譜觀測數(shù)據(jù)，利用磁誘導(dǎo)躍遷這一物理原理，獲得了日面上活動區(qū)日冕磁場的二維分布[10]。
 
利用后兩種方法，通過建造下一代的大口徑日冕儀和極紫外光譜儀，我們有望實(shí)現(xiàn)對日冕磁場的常規(guī)測量。同時，結(jié)合DKIST、MUSER等已建成望遠(yuǎn)鏡的獨(dú)特觀測，日冕磁場測量這一世紀(jì)難題有望在未來10-20年得到初步解決。
 
而太陽磁場的真容究竟為何，我們又何時才能揭開太陽這一距我們最近的恒星的“磁性面紗”，讓我們拭目以待。


圖10 CoMP觀測的日冕磁場（垂直于視線方向的分量）強(qiáng)度（左）和方向（右）分布圖疊加在SDO衛(wèi)星拍攝的日冕圖像上[8,9]。


參考文獻(xiàn)：

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作者簡介


田暉: 北京大學(xué)地球與空間科學(xué)學(xué)院教授，兼中國科學(xué)院太陽活動重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室(國家天文臺)主任。曾在武漢大學(xué)、北京大學(xué)、德國馬普學(xué)會太陽系研究所、美國國家大氣研究中心、哈佛-史密松天體物理中心學(xué)習(xí)或工作。2018年獲國家杰出青年科學(xué)基金。主要從事太陽物理研究，涉及太陽過渡區(qū)動力學(xué)、低層大氣活動與日冕加熱、日冕磁場測量、空間極紫外探測等課題。

張枚: 中國科學(xué)院國家天文臺研究員，國家天文臺懷柔太陽觀測基地首席科學(xué)家、副主任，美國國家大氣研究中心客座教授，中國科學(xué)院大學(xué)兼職教授。2011年獲國家杰出青年科學(xué)基金。任學(xué)術(shù)期刊Research in Astronomy and Astrophysics等的編委。主要從事太陽物理研究，涉及太陽爆發(fā)理論、太陽發(fā)電機(jī)理論、太陽矢量磁場觀測等課題。


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制版編輯 | Morgan
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《賽先生》微信公眾號創(chuàng)刊于2014年7月，創(chuàng)始人為饒毅、魯白、謝宇三位學(xué)者，成為國內(nèi)首個由知名科學(xué)家創(chuàng)辦并擔(dān)任主編的科學(xué)傳播新媒體平臺，共同致力于讓科學(xué)文化在中國本土扎根。
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