楊子浩，田 暉,，李文顯，張佳樂(lè)，白先勇，高宇航，陳亞杰

1 北京大學(xué)地球與空間科學(xué)學(xué)院，北京 100871

2 中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)，北京 100012

0 引言

太陽(yáng)大氣由內(nèi)往外可以分為光球?qū)?、色球?qū)印⑦^(guò)渡區(qū)以及最外層的日冕，磁場(chǎng)從內(nèi)到外將各個(gè)層次聯(lián)系在一起.如同大多數(shù)晚型主序恒星一樣，太陽(yáng)的磁場(chǎng)主導(dǎo)著各種與太陽(yáng)活動(dòng)相關(guān)的物理過(guò)程，無(wú)論是11 年周期的太陽(yáng)活動(dòng)周，亦或各種不同尺度的爆發(fā)事件，還是太陽(yáng)大氣的加熱過(guò)程，其源頭都是太陽(yáng)磁場(chǎng)的演化.磁場(chǎng)的演化引起了太陽(yáng)大氣中磁能的轉(zhuǎn)化和釋放，一方面以各種小尺度磁活動(dòng)的形式加熱包括日冕在內(nèi)的太陽(yáng)大氣；另一方面也引發(fā)了大尺度的太陽(yáng)爆發(fā)事件（如耀斑和日冕物質(zhì)拋射等），進(jìn)而擾動(dòng)日地空間環(huán)境.

由于磁場(chǎng)與太陽(yáng)大氣的耦合，要理解各種發(fā)生在太陽(yáng)大氣中的物理過(guò)程，包括太陽(yáng)活動(dòng)周的產(chǎn)生原因，太陽(yáng)爆發(fā)事件的觸發(fā)機(jī)制，以及日冕被加熱到百萬(wàn)度的原因，都離不開(kāi)對(duì)太陽(yáng)大氣磁場(chǎng)的完整認(rèn)知，也就是光球、色球和日冕層的磁場(chǎng)性質(zhì)、空間分布及其時(shí)間演化.然而截至目前，對(duì)太陽(yáng)大氣磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量仍然僅限于最低層的光球.通過(guò)光球譜線的塞曼效應(yīng)，人們已經(jīng)能夠較為準(zhǔn)確地測(cè)量得到光球矢量磁場(chǎng)，至今積累了幾個(gè)太陽(yáng)活動(dòng)周的觀測(cè)數(shù)據(jù).但對(duì)于更高層的大氣，尤其是日冕，塞曼效應(yīng)往往難以應(yīng)用.這是因?yàn)槿彰岽艌?chǎng)很弱，導(dǎo)致塞曼裂距很??；加之日冕具有高溫和復(fù)雜湍動(dòng)，譜線展寬很寬，使得本身就不明顯的塞曼分裂譜線重合在一起難以分辨.因此，目前我們對(duì)日冕磁場(chǎng)的信息仍知之甚少.日冕磁場(chǎng)信息的缺失，很大程度上阻礙了我們對(duì)太陽(yáng)大氣中諸多重要物理過(guò)程的認(rèn)識(shí)，限制了我們預(yù)報(bào)空間天氣的能力，也制約了太陽(yáng)物理學(xué)科的發(fā)展.

在過(guò)去幾十年間，太陽(yáng)物理學(xué)者陸續(xù)提出了幾種完全不同的診斷日冕磁場(chǎng)的方法，并做出了一些嘗試，取得了一定的成果，近年國(guó)內(nèi)外多個(gè)研究團(tuán)隊(duì)更是取得了顯著進(jìn)展.本文將總結(jié)幾種主要的日冕磁場(chǎng)測(cè)量的途徑，介紹其基本原理，并回顧在過(guò)去幾十年間采用不同方法在日冕磁場(chǎng)測(cè)量方面做出的重要嘗試，同時(shí)也對(duì)未來(lái)的日冕磁場(chǎng)研究進(jìn)行展望.

1 日冕磁場(chǎng)測(cè)量原理

日冕磁場(chǎng)是太陽(yáng)大氣磁場(chǎng)的重要組成部分，但對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量仍然是太陽(yáng)物理中尚未解決的難題.目前，人們主要采用以下幾種方法對(duì)日冕磁場(chǎng)進(jìn)行診斷：通過(guò)偏振信號(hào)對(duì)磁場(chǎng)進(jìn)行反演、借助射電觀測(cè)及對(duì)應(yīng)的射電輻射機(jī)制診斷磁場(chǎng)、利用冕震學(xué)從波動(dòng)觀測(cè)出發(fā)推算磁場(chǎng)以及通過(guò)磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷原理基于極紫外光譜觀測(cè)測(cè)量磁場(chǎng).下面，我們將依次介紹這幾種日冕磁場(chǎng)診斷的原理.

1.1 紅外偏振光譜

1.1.1 偏振測(cè)量基本理論

偏振輻射是由于對(duì)稱性遭到破壞而引起的（Stenflo,2013），電場(chǎng)、磁場(chǎng)等外場(chǎng)，以及各向異性的輻射和碰撞等過(guò)程，都可能引起對(duì)稱性的破壞.對(duì)日冕而言，磁場(chǎng)和散射是引起偏振的兩種主要原因，前者引起能級(jí)發(fā)生塞曼分裂（Zeeman effect），子能級(jí)之間的躍遷帶有不同偏振特性；后者主要是來(lái)自于光球和色球的非對(duì)稱輻射場(chǎng)引起的偏振，且偏振特性在外磁場(chǎng)下可發(fā)生改變，即漢勒效應(yīng)（Hanle effect）.塞曼效應(yīng)和漢勒效應(yīng)是測(cè)量日冕磁場(chǎng)的兩種經(jīng)典方法.一般而言，偏振信息可以用斯托克斯（Stokes）I、Q、U、V四個(gè)參數(shù)來(lái)描述，即I=(I,Q,U,V)T，其中I為強(qiáng)度，Q和U表征線偏振，V代表圓偏振.

1.1.1.1 塞曼效應(yīng)

塞曼效應(yīng)表現(xiàn)為特定譜線在外磁場(chǎng)存在時(shí)發(fā)生譜線分裂的現(xiàn)象，由塞曼于19 世紀(jì)末在實(shí)驗(yàn)室中發(fā)現(xiàn).1908 年，太陽(yáng)物理學(xué)家海爾（Hale）利用太陽(yáng)光球譜線的塞曼效應(yīng)，首次測(cè)量得到了太陽(yáng)黑子中的磁場(chǎng)（Hale,1908），自此，塞曼效應(yīng)成為測(cè)量太陽(yáng)磁場(chǎng)最主要的方法.

在最簡(jiǎn)單的情況下塞曼分裂會(huì)產(chǎn)生三條子線，即正常塞曼效應(yīng)，我們可以用I0(?λ),I?(?λ)=I0(?λ+?λB),I+(?λ)=I0(?λ??λB) 分別表示這三條塞曼子線，其中 ?λ代表沒(méi)有外磁場(chǎng)時(shí)的譜線展寬，?λB表示塞曼裂距.塞曼裂距與磁場(chǎng)強(qiáng)度的關(guān)系為：

式中，geff是對(duì)應(yīng)的有效朗德因子，λ是譜線波長(zhǎng)（單位為?），B是磁場(chǎng)強(qiáng)度（單位為G）.對(duì)于特定日冕譜線，朗德因子和波長(zhǎng)已知，如果測(cè)量到譜線分裂裂距，根據(jù)（1）式即可得到日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度.

由式（1），塞曼裂距分別與磁場(chǎng)和波長(zhǎng)平方成正比.波長(zhǎng)越長(zhǎng)，塞曼裂距越大，即紅外波段譜線更有利于磁場(chǎng)測(cè)量，我國(guó)自主研制的用于太陽(yáng)磁場(chǎng)精確測(cè)量的中紅外觀測(cè)系統(tǒng)AIMS 便是采用這一思路，利用中紅外的Mg I 12.32 μm 譜線進(jìn)行太陽(yáng)磁場(chǎng)的測(cè)量（Deng et al.,2016）.此外，磁場(chǎng)越強(qiáng)，越容易測(cè)到裂距，所以Hale 在1908 年可以測(cè)量到光球黑子的強(qiáng)磁場(chǎng).然而對(duì)于日冕而言，由于日冕磁場(chǎng)的強(qiáng)度通常比光球小幾個(gè)量級(jí)，本身的塞曼分裂很??；加之日冕的高溫（百萬(wàn)開(kāi)爾文量級(jí)）和較強(qiáng)的湍動(dòng)，日冕譜線的展寬 ?λ通常很寬.在這種情況下，塞曼裂距遠(yuǎn)小于譜線本身展寬（即?λB??λ），導(dǎo)致塞曼分裂很難被觀測(cè)到，無(wú)法直接通過(guò)塞曼效應(yīng)的子線裂距測(cè)量日冕磁場(chǎng).

此時(shí)，我們可以借助塞曼分裂子線偏振性質(zhì)得到磁場(chǎng)強(qiáng)度以及方向.在有外磁場(chǎng)存在的時(shí)候，總角動(dòng)量為J的原子能級(jí)會(huì)分裂為2J+1條子能級(jí)，這些子能級(jí)的磁量子數(shù)分別為mJ=?J,?J+1,...,J?1,J，對(duì)于電偶極躍遷，根據(jù)選擇定則?mJ=0,±1，會(huì)產(chǎn)生三種具有不同偏振特性的譜線分量.其中，?mJ=0的躍遷產(chǎn)生的是偏振面平行外場(chǎng)的π線（線偏振），?mJ=±1產(chǎn)生的是偏振面垂直外場(chǎng)的 σ±線（圓偏振）（Degl'Innocenti and Landofi,2006）.如圖1 所示，從不同方向觀測(cè)到的π 線和σ±線的偏振特性也不相同，當(dāng)視線方向沿外磁場(chǎng)時(shí)，看不到 π線，只能觀測(cè)到 σ±線的圓偏振信號(hào)，此時(shí)對(duì)應(yīng)著縱向塞曼效應(yīng)（longitudinal Zeeman effect）；當(dāng)視線方向垂直于外場(chǎng)時(shí)，只能觀測(cè)到 π線和 σ±線的線偏振，對(duì)應(yīng)橫向塞曼效應(yīng)（transverse Zeeman effect）.

圖1 塞曼效應(yīng)的經(jīng)典描述圖像.從不同方向觀測(cè)到的偏振特性不同，分別對(duì)應(yīng)著縱向塞曼效應(yīng)和橫向塞曼效應(yīng)（修改自Lites,2000）Fig.1 The classical description of longitudinal and transverse Zeeman effect.The observed polarization states vary with the observer's viewing direction (modified from Lites,2000)

當(dāng)?λB??λ時(shí)，可以借助弱場(chǎng)近似（weakfield approximation）假設(shè)，這時(shí)斯托克斯V的輪廓與視線磁場(chǎng)強(qiáng)度BLOS以及斯托克斯I相對(duì)于波長(zhǎng) λ的偏導(dǎo)之間的關(guān)系為（Landi Degl'Innocenti,1992;Lin et al.,2004;Centeno,2018）：

式中，k=4.67×10?13geffλ2，單位為/G.

當(dāng)同時(shí)考慮線偏振信息，即斯托克斯Q和U時(shí)，斯托克斯Q和U之間的比值與局地磁場(chǎng)在天空平面（即垂直視線方向）上的方位角φ 相關(guān)，即：

因此，在日冕磁場(chǎng)測(cè)量中，當(dāng)測(cè)量到足夠信噪比的偏振信號(hào)時(shí)，根據(jù)弱場(chǎng)近似，我們可以利用圓偏振觀測(cè)獲得磁場(chǎng)的縱場(chǎng)強(qiáng)度，從線偏振觀測(cè)中可以得到日冕磁場(chǎng)的方向信息.這也是現(xiàn)有的日冕偏振光譜觀測(cè)測(cè)量日冕磁場(chǎng)常用的方法.

1.1.1.2 漢勒效應(yīng)

當(dāng)發(fā)生散射時(shí)，如果散射后發(fā)出的輻射在一定程度上保留著散射前的輻射的“記憶”，可以認(rèn)為這一散射過(guò)程是相干的.相干散射會(huì)引起線偏振信號(hào)，在有外磁場(chǎng)存在的時(shí)候，磁場(chǎng)使得不同的磁子能級(jí)之間發(fā)生相干疊加，從而改變散射產(chǎn)生的偏振信號(hào)，這便是漢勒效應(yīng).

對(duì)于塞曼效應(yīng)，其對(duì)磁場(chǎng)強(qiáng)度的敏感度主要取決于塞曼裂距和譜線多普勒展寬（熱展寬）之間的關(guān)系；對(duì)于漢勒效應(yīng)，其對(duì)磁場(chǎng)的敏感度則取決于塞曼裂距和輻射阻尼寬度（譜線的自然展寬）之間的關(guān)系.因此，漢勒效應(yīng)與塞曼效應(yīng)對(duì)磁場(chǎng)的敏感范圍不同，在太陽(yáng)磁場(chǎng)測(cè)量方面可以起到很好的互補(bǔ)作用.在日冕中，譜線的熱展寬比自然展寬要高至少一個(gè)量級(jí)，漢勒效應(yīng)相對(duì)而言對(duì)弱磁場(chǎng)更敏感.漢勒效應(yīng)的磁場(chǎng)敏感范圍可通過(guò)臨界磁場(chǎng)強(qiáng)度發(fā)輻射系數(shù)A值，當(dāng)滿足時(shí)，可得臨界磁BH估計(jì)，BH主要取決于拉莫頻率 ωL和愛(ài)因斯坦自場(chǎng)強(qiáng)度BH（單位為G）：

式中，gL是朗德因子.一般認(rèn)為漢勒效應(yīng)在磁場(chǎng)強(qiáng)度在0.1BH至10BH范圍內(nèi)適用.在漢勒效應(yīng)的敏感磁場(chǎng)范圍內(nèi)，磁場(chǎng)的大小和方向都會(huì)引起偏振信號(hào)的改變，因此可以用來(lái)診斷磁場(chǎng)信息.在紫外波段，容許躍遷的愛(ài)因斯坦A系數(shù)較大，產(chǎn)生的譜線對(duì)應(yīng)的臨界磁場(chǎng)強(qiáng)度相對(duì)較強(qiáng)，如對(duì)Ly-α有BH=53 G（Peter,2021）；而對(duì)于目前通常用于偏振觀測(cè)的日冕可見(jiàn)光和紅外譜線而言，由于它們往往是禁線，愛(ài)因斯坦自發(fā)輻射系數(shù)A較小，對(duì)應(yīng)的臨界磁場(chǎng)強(qiáng)度也非常低，比如對(duì)于Fe XIII 10747 ?，其對(duì)應(yīng) 的BH遠(yuǎn)小于1 G（Ignace,2003;李 昊等,2014;Zhao et al.,2019;Peter,2021）.因此，對(duì)這些日冕譜線，日冕磁場(chǎng)B?10BH，漢勒效應(yīng)達(dá)到飽和，這時(shí)，磁場(chǎng)的強(qiáng)度不再影響偏振狀態(tài)（Li et al.,2017），但我們?nèi)匀豢梢酝ㄟ^(guò)線偏振得到磁場(chǎng)的方向信息，比如像1.1.1.1 節(jié)中提到的利用斯托克斯Q和U獲得磁場(chǎng)在天空平面的方位角.

1.1.2 基于輻射轉(zhuǎn)移方程的斯托克斯反演

在太陽(yáng)大氣中，考慮輻射轉(zhuǎn)移對(duì)偏振信號(hào)的影響，輻射轉(zhuǎn)移方程可以寫(xiě)為：

式中，j≡(jI,jQ,jU,jV)T為源函數(shù)，K為4×4 傳輸矩陣，描述了吸收、色散以及二向色性等過(guò)程，這些過(guò)程都能夠改變譜線的偏振狀態(tài).基于一定的太陽(yáng)大氣模型假設(shè)，求解輻射轉(zhuǎn)移方程，結(jié)合觀測(cè)得到的斯托克斯偏振光譜，就可以反演得到日冕的磁場(chǎng)和熱力學(xué)參數(shù).求解輻射轉(zhuǎn)移方程對(duì)研究光學(xué)厚的太陽(yáng)大氣的性質(zhì)非常重要，但對(duì)于常用來(lái)進(jìn)行偏振觀測(cè)的日冕譜線而言，日冕是光學(xué)薄的，這時(shí)根據(jù)弱場(chǎng)近似，在不進(jìn)行斯托克斯反演的情況下，直接利用塞曼效應(yīng)和漢勒效應(yīng)即可以診斷磁場(chǎng)信息.而對(duì)于日冕中局部區(qū)域的低溫物質(zhì)產(chǎn)生的色球譜線輻射，它們的偏振信號(hào)與輻射轉(zhuǎn)移過(guò)程有關(guān).對(duì)于這些低溫物質(zhì)產(chǎn)生的光學(xué)厚的譜線，測(cè)量它們的斯托克斯參數(shù)，可以通過(guò)反演輻射轉(zhuǎn)移方程，得到磁場(chǎng)的矢量信息.

斯托克斯反演的主要思路如下：先從一定的大氣模型出發(fā)，結(jié)合偏振輻射轉(zhuǎn)移方程，首先計(jì)算出理論的斯托克斯I、Q、U、V的輪廓；通過(guò)與實(shí)際觀測(cè)得到的斯托克斯參數(shù)比較，采用最小二乘法對(duì)模型參數(shù)進(jìn)行修正，最終得到一個(gè)最符合觀測(cè)的大氣模型，其中包含了矢量磁場(chǎng)、溫度、密度等物理參數(shù).斯托克斯反演的結(jié)果對(duì)大氣模型的依賴度較高，最簡(jiǎn)單常用的大氣模型包括Milne-Eddington（ME）一維大氣模型（LTE 下得到的）.除此之外，還有一些反演程序考慮了更復(fù)雜的分層大氣模型，甚至考慮色球譜線形成的非局部熱動(dòng)平衡效應(yīng)（求解統(tǒng)計(jì)平衡方程得到不同原子能級(jí)布居數(shù)），如1992 年西班牙加納利天體物理研究所開(kāi)發(fā)的SIR（Ruiz Cobo and del Toro Iniesta,1992）、2000年左右開(kāi)發(fā)的NICOLE（Socas-Navarro et al.,1998,2015），2019 年瑞典斯德哥爾摩大學(xué)和美國(guó)國(guó)立太陽(yáng)天文臺(tái)聯(lián)合開(kāi)發(fā)的STiC（STockholm inversion Code,de la Cruz Rodriguez et al.,2019），這些程序只包含了塞曼效應(yīng).在一些針對(duì)日冕磁場(chǎng)的斯托克斯反演中（如He I 10830 ?），還需要在輻射轉(zhuǎn)移模型中同時(shí)考慮包括塞曼效應(yīng)和漢勒效應(yīng)在內(nèi)的各種產(chǎn)生偏振的機(jī)制，比如德國(guó)馬普所2004 年開(kāi)發(fā)的HELIX+程序（Lagg et al.,2004;Lagg,2007）以及利用漢勒效應(yīng)反演的HAZEL 程序（Ramos et al.,2008）.基于我國(guó)自主太陽(yáng)磁場(chǎng)觀測(cè)設(shè)備觀測(cè)的色球偏振光譜，采用ME 大氣模型或分層大氣模型，國(guó)內(nèi)學(xué)者在斯托克斯磁場(chǎng)反演方面也開(kāi)展了一些工作（Qu and Ding,1997;Bai et al.,2013）.

1.1.3 從解析角度針對(duì)單個(gè)輻射結(jié)構(gòu)的“單點(diǎn)斯托克斯反演”

除了基于輻射轉(zhuǎn)移方程和大氣模型的斯托克斯反演，近年來(lái)人們還提出了一種通過(guò)同時(shí)觀測(cè)兩條或多條磁偶極躍遷譜線的斯托克斯參數(shù)對(duì)單個(gè)輻射結(jié)構(gòu)進(jìn)行反演獲得日冕磁場(chǎng)信息的“單點(diǎn)斯托克斯反演”（single-point Stokes inversion）方法（Plowman,2014;Dima and Schad,2020;Judge,2021），這種方法不依賴于大氣模型，而是從斯托克斯譜線輪廓的發(fā)射系數(shù)表達(dá)式直接出發(fā)，從解析角度得到包含磁場(chǎng)信息在內(nèi)的解析解.

該方法只針對(duì)一個(gè)具有均勻磁流體力學(xué)特性（密度、溫度、磁場(chǎng)）的獨(dú)立結(jié)構(gòu)，在視線方向上只有這個(gè)區(qū)域輻射較強(qiáng)，或者其背景和前景輻射可以被去除掉.冕環(huán)可以認(rèn)為是這樣的一種典型的單個(gè)結(jié)構(gòu)（Plowman,2014;Dima and Schad,2020）.根據(jù)磁場(chǎng)反演的解析解公式（Plowman,2014），如果同時(shí)對(duì)兩條譜線進(jìn)行觀測(cè)，會(huì)得到兩組不同的斯托克斯I、Q、U、V參數(shù)，由于Q和U的比值與方位角相關(guān)，因此總共有7 個(gè)獨(dú)立的可觀測(cè)量；而斯托克斯的四個(gè)參數(shù)與它們的偏振輻射系數(shù)?I、?Q、?U、?V相關(guān)，兩條不同譜線的這四個(gè)系數(shù)中有4 個(gè)與躍遷相關(guān)的未知量，即對(duì)應(yīng)的 ?I和原子能級(jí)排列分量（atomic alignment，表征不同的磁子能級(jí)上布居的不同），以及3 個(gè)與磁場(chǎng)相關(guān)的未知量：拉莫頻率 ωL（包含磁場(chǎng)強(qiáng)度）、方位角和傾角 ΘB、γB，也即共有7 個(gè)未知量.因此，可以求得一組唯一的解.由此，我們可以同時(shí)觀測(cè)兩條日冕磁偶極躍遷譜線的偏振信息，通過(guò)這種單點(diǎn)斯托克斯反演得到特定結(jié)構(gòu)的磁場(chǎng)參數(shù).此外，Dima 和Schad（2020）中定義了一個(gè)參數(shù)F，當(dāng)兩條用來(lái)進(jìn)行單點(diǎn)反演的譜線的F=0時(shí)，上述7 個(gè)方程中只有6 個(gè)獨(dú)立方程，此時(shí)磁場(chǎng)傾角 ΘB無(wú)法求解.因此，Dima 和Schad（2020）提出，如果利用單點(diǎn)斯托克斯反演方法，所需觀測(cè)的譜線中至少需要一條F≠0的譜線（如Fe XIV 5303 ?,Si X 14301 ?,Mg VIII 30285 ?）.Judge（2021）對(duì)這一問(wèn)題做了進(jìn)一步分析，認(rèn)為這一現(xiàn)象的產(chǎn)生是在單點(diǎn)斯托克斯反演中沒(méi)有完整計(jì)算散射過(guò)程，而直接使用了原子的能級(jí)排列分量作為參數(shù)的緣故.Judge（2021）認(rèn)為從和入射輻射出發(fā)是有可能求解磁場(chǎng)傾角ΘB的.目前還沒(méi)有利用單點(diǎn)斯托克斯反演測(cè)量日冕磁場(chǎng)的實(shí)際嘗試，該種方法未來(lái)有望應(yīng)用到升級(jí)的日冕多通道偏振儀（Upgraded Coronal Multichannel Polarimeter,UCoMP）、井上太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡（Daniel K.Inouye Solar Telescope,DKIST）以及日冕磁場(chǎng)天文臺(tái)（The COronal Solar Magnetism Observatory,COSMO）的觀測(cè)數(shù)據(jù)中.

1.2 射電輻射

射電波段是日冕輻射的重要波段，射電觀測(cè)可以用于診斷日冕區(qū)域的磁場(chǎng).一方面，射電信號(hào)在日冕中傳播會(huì)受到日冕磁場(chǎng)的影響，偏振方向發(fā)生改變，即法拉第旋轉(zhuǎn)效應(yīng)（Faraday rotation）；另一方面，日冕作為射電輻射的輻射源，產(chǎn)生的射電輻射與源區(qū)磁場(chǎng)信息密切相關(guān)，根據(jù)其頻譜和偏振特性，并結(jié)合具體的輻射機(jī)制，可以實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度的診斷.

1.2.1 法拉第旋轉(zhuǎn)

利用法拉第旋轉(zhuǎn)效應(yīng)診斷日冕磁場(chǎng)，主要是選取太陽(yáng)之外的射電源，包括天然射電源如射電星系、類星體等，也包括人工的射電源（Spangler,2005;Mancuso and Garzelli,2013）.當(dāng)射電輻射經(jīng)過(guò)磁化等離子體（如日冕）時(shí)，其偏振面會(huì)發(fā)生旋轉(zhuǎn)，偏振改變的方位角與傳播路徑上的磁場(chǎng)、電子密度等參數(shù)相關(guān)，有如下關(guān)系：

式中，?χ即為偏振面轉(zhuǎn)過(guò)的角度，λ是觀測(cè)到的射電輻射的波長(zhǎng)（單位為?），Ne和B是被探測(cè)的等離子體的電子密度（單位為cm?3）和磁場(chǎng)矢量，磁場(chǎng)強(qiáng)度單位為G，ds是視線方向上的長(zhǎng)度微元.借助這一關(guān)系，結(jié)合實(shí)際觀測(cè)到的射電偏振面的改變，可以對(duì)日冕磁場(chǎng)進(jìn)行估計(jì).

1.2.2 非相干輻射（Incoherent Emission）

非相干輻射是來(lái)自獨(dú)立的沒(méi)有相互關(guān)聯(lián)的過(guò)程產(chǎn)生的輻射集合，是以單個(gè)粒子運(yùn)動(dòng)為基礎(chǔ)的，其輻射強(qiáng)度與產(chǎn)生輻射的粒子數(shù)成正比.大體上我們可以把非相干輻射分為兩大類：熱電子與離子碰撞產(chǎn)生的自由—自由輻射（free-free emission）或稱熱軔致輻射（thermal bremsstrahlung），以及電子在磁場(chǎng)中回旋運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生的磁回旋輻射（gyromagnetic emission）.其中磁回旋輻射還可以根據(jù)被加速粒子的能量大小分為回旋共振輻射（gyro-resonance emission）、回 旋 同 步 輻 射（gyro-synchrotron emission）和同步加速輻射（synchrotron emission）.在日冕中，不同活動(dòng)性的區(qū)域輻射過(guò)程通常不盡相同，利用非相干輻射，人們可以通過(guò)其偏振狀態(tài)或者頻譜特征診斷不同區(qū)域的日冕磁場(chǎng).接下來(lái)我們將分別對(duì)利用這四種非相干輻射機(jī)制診斷日冕磁場(chǎng)的原理作簡(jiǎn)要介紹.

1.2.2.1 熱軔致輻射

自由電子在離子的庫(kù)倫場(chǎng)中被加速和減速會(huì)產(chǎn)生電磁輻射，這一過(guò)程叫軔致輻射（bremsstrahlung），由于電子是從一種自由態(tài)變成了另一種自由態(tài)，所以軔致輻射又可以被稱為自由—自由輻射.如果產(chǎn)生軔致輻射的電子本身符合麥克斯韋分布（熱分布），則這種輻射也叫熱軔致輻射.在磁場(chǎng)作用下，熱電子軔致輻射會(huì)產(chǎn)生尋常波（O 模，ordinary mode）和非尋常波（X 模，extraordinary mode）.在弱磁場(chǎng)情況下（一般是電子回旋頻率遠(yuǎn)小于輻射頻率：fB?f），通過(guò)這兩種波模的吸收系數(shù)可以得到其偏振度P和磁場(chǎng)之間的關(guān)系（Gelfreikh,2004）：

式中，n是輻射源的能譜指數(shù)，對(duì)于光學(xué)薄的源，n=2；θ是磁場(chǎng)方向和視線方向之間的夾角，f單位為Hz.在上式中除了視向磁場(chǎng)Bl（單位為G）之外的其他量都可以通過(guò)觀測(cè)得到，因此一般可以利用熱軔致輻射的觀測(cè)診斷日冕的視向磁場(chǎng).

1.2.2.2 回旋共振輻射

當(dāng)速度較低的熱電子在磁力線周圍由于洛倫茲力作回旋運(yùn)動(dòng)時(shí)，會(huì)產(chǎn)生回旋共振輻射.一般地，日冕中觀測(cè)到的回旋共振輻射的頻率是電子回旋頻率 ?ce的基頻和低次諧頻（Alissandrakis and Gary,2021），即ω=n?ce，其 中n≤10，?ce=eB/mec（Dulk,1985;Aschwanden,2006）.在這種情況下，我們可以得到磁場(chǎng)強(qiáng)度為:

其中磁場(chǎng)強(qiáng)度B的單位為G，射電輻射波長(zhǎng) λ的單位為 cm，射電頻率f的單位是GHz.

回旋共振輻射往往與熱軔致輻射互相競(jìng)爭(zhēng).磁場(chǎng)較弱的地方，比如寧?kù)o太陽(yáng)或者活動(dòng)區(qū)的譜斑等區(qū)域，一般熱軔致輻射占主導(dǎo)；磁場(chǎng)較強(qiáng)的活動(dòng)區(qū)會(huì)有更多的回旋共振輻射（Aschwanden,2006），回旋共振輻射最常被用在黑子上方低層日冕的磁場(chǎng)診斷中，但一般而言，從觀測(cè)上較難直接確定諧波數(shù)n，所以利用其對(duì)日冕磁場(chǎng)的準(zhǔn)確測(cè)量并不容易.

1.2.2.3 回旋同步輻射

回旋共振輻射是非相對(duì)論速度的熱電子在磁場(chǎng)中作回旋運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生的輻射（其洛倫茲因子γ ～1），如果電子的速度進(jìn)一步增大，對(duì)于中等相對(duì)論性電子（γ ∈[1,3]），這時(shí)電子回旋運(yùn)動(dòng)產(chǎn)生的輻射是回旋同步輻射.產(chǎn)生回旋同步輻射的電子既有熱分布的部分也有冪律分布的部分，且其頻率通?？梢匝由斓胶芨叽蔚闹C頻，滿足ω=n?ce，n≥10.

根據(jù)Dulk 和Marsh（1982）以及Dulk（1985）的相關(guān)工作，Zhou 和Karlicky（1994）得到了如下的磁場(chǎng)強(qiáng)度的表達(dá)式：

式中，A1≈4.24×1014+0.3δ(sinθ)0.34+0.07δ,A2≈2.8×106，這里Tb是亮溫度，θ是磁場(chǎng)方向和視線方向之間的夾角，δ是非熱電子冪律譜的譜指數(shù)，fpk是輻射能譜峰值對(duì)應(yīng)的頻率，B的單位為G.

1.2.2.4 同步加速輻射

如果電子能量進(jìn)一步增大，滿足γ ?1，即為相對(duì)論性高能電子，這時(shí)電子碰撞非常少，電子分布滿足非麥?zhǔn)戏植?，通常是冪律譜，產(chǎn)生的輻射是同步加速輻射.同步加速輻射的峰值集中在接近電子回旋頻率的高次諧頻ω≈?ceγ2sinθ上.高能的相對(duì)論電子一般只在耀斑發(fā)生時(shí)產(chǎn)生，根據(jù)Zhou 和Karlicky（1994），利用在耀斑發(fā)生時(shí)產(chǎn)生的同步加速輻射，可以估計(jì)磁場(chǎng)強(qiáng)度（單位為G）為：

1.2.3 相干輻射（Coherent Emission）

相干輻射源于不穩(wěn)定的粒子分布導(dǎo)致的動(dòng)理論不穩(wěn)定性（Aschwanden,2006），是等離子體集體行為的一種結(jié)果.動(dòng)理論不穩(wěn)定性可以激發(fā)等離子體波動(dòng)，并極為有效地將粒子的能量轉(zhuǎn)移給電磁波，產(chǎn)生極高亮溫度（1010K以上）的射電輻射.主要有兩大類型的相干輻射，一類是由于高能電子激發(fā)靜電朗繆爾波（Langmuir wave）產(chǎn)生的等離子體輻射（plasma emission），一類是損失錐分布下的高能電子驅(qū)動(dòng)電子回旋共振不穩(wěn)定性（electroncyclotron instability）激發(fā)的電子回旋脈澤輻射（electron-cyclotron maser emission,ECME）（Aschwanden,2006）.一般我們主要借助等離子體輻射產(chǎn)生的各類精細(xì)結(jié)構(gòu)實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的測(cè)量.Yan 等（2019）中對(duì)此做了比較詳細(xì)的總結(jié)，我們這里對(duì)幾種常見(jiàn)方法作簡(jiǎn)要介紹.

在發(fā)生太陽(yáng)爆發(fā)時(shí)，會(huì)產(chǎn)生高能的電子，它們注入背景等離子體中產(chǎn)生束流不穩(wěn)定性，可以激發(fā)靜電朗繆爾波，進(jìn)一步產(chǎn)生等離子體輻射.等離子體輻射的頻率為：

其中等離子體輻射頻率 νp單位為Hz，電子密度ne的單位為cm?3.由此可知，利用等離子體輻射頻率，可以診斷局地的電子密度.在日冕中，有時(shí)會(huì)產(chǎn)生不同的射電頻譜的精細(xì)結(jié)構(gòu)，它們往往和等離子體輻射相關(guān).比如日冕物質(zhì)拋射（coronal mass ejection,CME）產(chǎn)生的激波激發(fā)的II 型射電暴中的分支結(jié)構(gòu)、與IV 型射電暴相關(guān)聯(lián)的纖維結(jié)構(gòu)（fiber structure）以及斑馬紋結(jié)構(gòu)（zebra pattern）.利用這些射電頻譜上的結(jié)構(gòu)，我們首先能得到電子密度，由于等離子體輻射的波—波耦合作用過(guò)程中常常存在電子回旋效應(yīng)，因此這些頻譜精細(xì)結(jié)構(gòu)也與磁場(chǎng)相關(guān)，可以用來(lái)診斷磁場(chǎng)（高冠男等，2012；譚寶林等，2021）.

對(duì)于II 型射電暴而言，人們主要采用激波脫體距離方法（Standoff Distance Method）來(lái)測(cè)量日冕磁場(chǎng).有時(shí)在射電頻譜圖上能看到兩條非?？拷姆种ЫY(jié)構(gòu)，推測(cè)其分別來(lái)自于日冕物質(zhì)拋射激波的上游和下游.通過(guò)這些頻譜分支對(duì)應(yīng)的頻率，我們能夠估計(jì)出局地的電子密度ne.在日冕儀的圖像上，還可以測(cè)量得到激波的脫體距離 ?R（激波面和CME 前沿之間的距離）以及激波的曲率半徑Rc，則有阿爾芬馬赫數(shù)M與這二者的關(guān)系為（Russel and Milligan,2002）：

IV 型射電暴是一類寬頻帶射電爆發(fā)，通常在分米至十米的波段被觀測(cè)到.有時(shí)候在米波波段，能夠觀測(cè)到準(zhǔn)平行的條紋狀頻譜結(jié)構(gòu)，被稱為斑馬紋結(jié)構(gòu).斑馬紋結(jié)構(gòu)的條紋間距 ?f與磁場(chǎng)強(qiáng)度B（單位為G）之間有如下關(guān)系（Zheleznyakov and Zlotnik,1975;Chernov,1996;Tan et al.,2012）

式中，α根據(jù)不同模型有不同的取值.

另一類疊加在IV 型射電暴上的精細(xì)結(jié)構(gòu)是纖維結(jié)構(gòu)，有幾種不同的用來(lái)解釋纖維結(jié)構(gòu)形成原因的模型（Wan et al.,2021），每一種模型都能用來(lái)估算產(chǎn)生纖維爆發(fā)的源區(qū)的磁場(chǎng).比如，利用哨聲波—朗繆爾波波波相互作用模型（Whistle-Langmuir Wave-Wave Interaction Model,Kuijpers,1975），我們可以估算磁場(chǎng)強(qiáng)度（單位為G）為：

式中，H是標(biāo)高，ww和wce分別是哨聲波頻率和電子回旋頻率，是在頻率 ν處的漂移率（Benz and Mann,1998;Wan et al.,2021）.

1.3 冕震學(xué)

日冕中廣泛存在著各類波動(dòng)與振蕩現(xiàn)象，根據(jù)它們的觀測(cè)性質(zhì)，結(jié)合磁流體力學(xué)（magnetohydrodynamics,MHD）波動(dòng)理論，我們能夠?qū)θ彰岬木值匚锢韰?shù)進(jìn)行診斷，這種方法稱為冕震學(xué).冕震學(xué)作為一種診斷方法，最早由Roberts 等（1984）提出.但是直到最近20 年，隨著觀測(cè)手段的進(jìn)步，人們才得以對(duì)各種觀測(cè)到的波動(dòng)現(xiàn)象實(shí)際應(yīng)用這一方法.日冕波動(dòng)主要是磁流體中擾動(dòng)傳播產(chǎn)生的磁流體力學(xué)波（MHD 波）和激波，比如常見(jiàn)的快慢磁聲波、阿爾芬波等，一部分人也將紫外波段觀測(cè)到的極紫外波解釋為是日冕中的快模MHD 波陡化產(chǎn)生的快模激波的表現(xiàn)（Wang,2000;Long et al.,2008;Veronig et al.,2010）.由于MHD 波的相速度能夠反映包括磁場(chǎng)在內(nèi)的等離子體環(huán)境，所以可以利用觀測(cè)到的MHD波來(lái)做冕震學(xué)診斷測(cè)量日冕磁場(chǎng).

在日冕中，MHD 波通常在冕環(huán)中被激發(fā).把冕環(huán)近似為柱狀磁流管，可以從MHD 理論出發(fā)推導(dǎo)得到了日冕中MHD 波的色散關(guān)系（Roberts,1981;Edwin and Roberts,1982,1983），并在日冕的實(shí)際情況下進(jìn)行簡(jiǎn)化得到各類波模對(duì)應(yīng)的相速度cph.這些波模的相速度往往以各種形式和阿爾芬速度cA聯(lián)系在一起，比如在細(xì)磁流管近似下，慢臘腸模（slow sausage mode）波動(dòng)的相速度接近管速（tube speed）cT，而扭曲模（kink mode）波動(dòng)的相速度接近扭曲模速度（kink speed）ck，它們的表達(dá)式分別為（cs為局地聲速）和ck=（ρi,ρe分別代表磁流管內(nèi)外的密度，cAi,cAe分別代表磁流管內(nèi)外的局地阿爾芬速度）.阿爾芬速度又與當(dāng)?shù)氐拿芏群痛艌?chǎng)強(qiáng)度相關(guān)聯(lián)，

因此，只要從觀測(cè)上確定出波動(dòng)或振蕩對(duì)應(yīng)的波模并計(jì)算出其相速度之后，再測(cè)出局地的電子密度，就可以得到局地的磁場(chǎng)強(qiáng)度.對(duì)于一部分采用MHD 波理論解釋的極紫外波，也同樣可以從觀測(cè)上確定其所對(duì)應(yīng)的波模以及相速度，并進(jìn)而用類似方法診斷日冕磁場(chǎng).

1.4 磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷

偏振光譜、射電輻射以及冕震學(xué)是傳統(tǒng)上最常用的診斷日冕磁場(chǎng)的方法，同時(shí)，人們也在不斷探索新的方法.近年來(lái)，人們從量子力學(xué)的原理出發(fā)，提出了一種新的可能實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)測(cè)量的方法，即磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷（magnetic-field-induced transition,MIT）方法.一般而言，我們觀測(cè)到的譜線是由原子精細(xì)能級(jí)之間的躍遷產(chǎn)生的，對(duì)于沒(méi)有核自旋的原子體系，沒(méi)有外磁場(chǎng)時(shí)具有不同總角動(dòng)量量子數(shù)J的能級(jí)之間不能混合；而在有外界磁場(chǎng)存在時(shí)，精細(xì)能級(jí)分裂為多個(gè)磁子能級(jí)，MJ為好量子數(shù)，此時(shí)具有相同宇稱、相同磁量子數(shù)MJ的能級(jí)之間可以發(fā)生混合，即導(dǎo)致原本不能混合的具有不同的量子數(shù)J的原子態(tài)可以在有磁場(chǎng)時(shí)發(fā)生混合，從而引起原有躍遷速率的改變.當(dāng)這一現(xiàn)象發(fā)生在亞穩(wěn)態(tài)能級(jí)時(shí)，通過(guò)與相鄰容許躍遷能級(jí)的混合，使得原本較弱或完全禁戒的躍遷變強(qiáng)或打開(kāi)了一條新的躍遷通道，即磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷.磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷引起的譜線強(qiáng)度的變化與外界磁場(chǎng)強(qiáng)度相關(guān)，因此可以用來(lái)診斷磁場(chǎng)（Beiersdorfer et al.,2003;Li W et al.,2015,2016）.

前期探索表明，在外磁場(chǎng)作用下，F(xiàn)e X 兩條近簡(jiǎn)并能級(jí)的混合導(dǎo)致Fe X 257.26 ?譜線處發(fā)生較強(qiáng)的磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷，從而引起該譜線強(qiáng)度隨著磁場(chǎng)的增大而變強(qiáng)，且對(duì)活動(dòng)區(qū)日冕的磁場(chǎng)范圍較為敏感.由于Fe X 離子在日冕中大量存在，因此該方法有望用來(lái)測(cè)量日冕磁場(chǎng)（Li W et al.,2015,2016）.在實(shí)際觀測(cè)中，由于兩條相混合的能級(jí)間隔較?。s幾個(gè)cm?1），遠(yuǎn)超現(xiàn)有極紫外光譜儀的分辨本領(lǐng)，因此257.26 ?這一波長(zhǎng)位置所測(cè)得的譜線強(qiáng)度實(shí)際上是容許躍遷（電偶極躍遷E1）、原有禁戒躍遷（磁四極躍遷M2）以及磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷的混合.另外，這條譜線的相對(duì)強(qiáng)度與密度也相關(guān)，在實(shí)際處理中，首先借助來(lái)自同一價(jià)態(tài)離子的對(duì)電子密度敏感的譜線對(duì)（如Fe X 174.53 ?/175.26 ?）之比診斷電子密度，然后理論給出257.26 ? (E1+M2+MIT)譜線與另一Fe X 對(duì)磁場(chǎng)不敏感的譜線（比如Fe X 174.53 ?,175.26 ?,177.24 ?,184.54 ?,255.39 ?等，參考Chen et al.,2021）強(qiáng)度之比在對(duì)應(yīng)密度下和磁場(chǎng)強(qiáng)度的關(guān)系，結(jié)合觀測(cè)到的譜線強(qiáng)度比，就可以診斷磁場(chǎng)強(qiáng)度.由于Fe X 極紫外輻射形成于日冕溫度，這類譜線在低日冕中幾乎到處存在，理論上，磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷方法具有實(shí)現(xiàn)日面上和日輪邊緣外的日冕磁場(chǎng)常規(guī)測(cè)量的潛力.

2 日冕磁場(chǎng)診斷進(jìn)展

在過(guò)去幾十年間，與日冕磁場(chǎng)測(cè)量相關(guān)的理論得到了較大的發(fā)展，同時(shí)，隨著觀測(cè)手段和觀測(cè)技術(shù)的進(jìn)步，人們也利用不同方法實(shí)現(xiàn)了對(duì)日冕磁場(chǎng)測(cè)量的部分嘗試.接下來(lái)我們將簡(jiǎn)單總結(jié)在過(guò)去幾十年間使用第1 節(jié)中介紹的各種方法進(jìn)行日冕磁場(chǎng)診斷的進(jìn)展.

2.1 紅外偏振光譜觀測(cè)

迄今為止，利用偏振光譜來(lái)測(cè)量日冕磁場(chǎng)的相關(guān)嘗試非常少，基本可以分為兩類：一類是利用形成于日冕溫度的紅外譜線的塞曼效應(yīng)（弱場(chǎng)近似）以及飽和漢勒效應(yīng)；另一類是從日冕中存在的低溫譜線（如色球譜線）的偏振信息出發(fā)，采用基于塞曼效應(yīng)的弱場(chǎng)近似，或者利用斯托克斯反演實(shí)現(xiàn)對(duì)磁場(chǎng)的診斷.

在日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度下，日冕紅外禁線主要表現(xiàn)為飽和漢勒效應(yīng)，并且滿足弱場(chǎng)近似條件.此時(shí)可以通過(guò)譜線的線偏振得到磁場(chǎng)方向，在信噪比足夠的情況下，也可以利用斯托克斯V輪廓在弱場(chǎng)近似下得到視向磁場(chǎng)強(qiáng)度.弱磁場(chǎng)情況下，斯托克斯V的信號(hào)強(qiáng)度本身比斯托克斯I弱至少三個(gè)數(shù)量級(jí)，要求測(cè)量斯托克斯I的信噪比在數(shù)千量級(jí)才能探測(cè)到，而日冕輻射很低（日盤(pán)輻射的十萬(wàn)分之一左右），探測(cè)難度很大.此外，斯托克斯V比線偏振信號(hào)弱兩個(gè)數(shù)量級(jí)，要求線偏振對(duì)圓偏振的信號(hào)串?dāng)_很小，在信噪比不夠的情況下，依然會(huì)使得斯托克斯V的信號(hào)淹沒(méi)在串?dāng)_和噪聲中.因此，在早期的觀測(cè)中，通常人們無(wú)法探測(cè)到可靠的圓偏振信號(hào)，只能借助線偏振得到磁場(chǎng)方向的信息.Querfeld（1977）以及Querfeld 和Smartt（1984）利用日冕禁線Fe XIII 10747 ?對(duì)日輪邊緣外的日冕磁場(chǎng)的方向做了診斷.為了實(shí)現(xiàn)對(duì)斯托克斯V的可靠觀測(cè)，Lin 等（2000,2004）通過(guò)60 cm 口徑的日冕儀的長(zhǎng)達(dá)70 min 的積分觀測(cè)，首次得到了Fe XIII 10747 ?的斯托克斯參數(shù)，包括斯托克斯V的輪廓（圖2），并借助弱場(chǎng)近似方法測(cè)量得到了日輪邊緣外的活動(dòng)區(qū)日冕中的視向磁場(chǎng)強(qiáng)度.Lin 等（2000）測(cè)得了日心距1.12R⊙處一個(gè)活動(dòng)區(qū)的磁場(chǎng)強(qiáng)度約為10 G，在日心距1.15R⊙處一個(gè)活動(dòng)區(qū)的磁場(chǎng)為33 G 左右.Lin 等（2004）在日輪邊緣外的一個(gè)活動(dòng)區(qū)中，同樣利用斯托克斯V在弱場(chǎng)近似下得到了約4 G 的視向磁場(chǎng)強(qiáng)度，并且在飽和漢勒效應(yīng)下利用線偏振的斯托克斯Q和U得到了磁場(chǎng)在天空平面上的方位角.利用日冕多通道偏振儀（Coronal Multi-channel Polarimeter,CoMP），Tomczyk 等（2008）也從斯托克斯V的信號(hào)中（20 cm 口徑，2.4 小時(shí)積分時(shí)間）得到了一小片區(qū)域中的視向磁場(chǎng)的分布圖.除了上述少數(shù)能夠得到足夠信噪比的斯托克斯V信號(hào)的觀測(cè)，其余的利用日冕譜線偏振光譜診斷磁場(chǎng)的工作幾乎都只能使用線偏振得到磁場(chǎng)方向信息（Liu and Lin,2008）.利用CoMP，人們可以利用Fe XIII 10747 ?的線偏振對(duì)磁場(chǎng)在天空平面的方位角進(jìn)行測(cè)量，并且可以得到整個(gè)日冕儀視場(chǎng)范圍內(nèi)的磁場(chǎng)方向分布（Tomczyk et al.,2008;French et al.,2019;Yang et al.,2020b）.

圖2 觀測(cè)到的Fe XIII 10 747 ?的斯托克斯Q 和V 輪廓，可以看到斯托克斯V 的反對(duì)稱輪廓（修改自Lin et al.,2000）Fig.2 The observed profiles of Stokes Q and V from Fe XIII 10 747 ?,the anti-symmetric profile of Stokes V was clearly observed (modified from Lin et al.,2000)

除了利用日冕禁線的偏振實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕視線方向磁場(chǎng)大小和天空平面方向的直接測(cè)量，還可以利用存在于日冕中的冷的物質(zhì)發(fā)出的低溫譜線對(duì)日冕磁場(chǎng)進(jìn)行偏振診斷.Kuridze 等（2019）觀測(cè)到了一次耀斑發(fā)生后色球物質(zhì)蒸發(fā)并隨后冷凝回落到耀斑后環(huán)形成的冕雨，因?yàn)槔鋮s后的物質(zhì)溫度較低，因而產(chǎn)生了色球譜線的輻射.在這次觀測(cè)中，作者利用形成于色球溫度的Ca II 8542 ?進(jìn)行了偏振觀測(cè)，獲得了斯托克斯參數(shù).由于這些色球譜線依然形成于日冕中，其周圍磁場(chǎng)對(duì)應(yīng)著日冕中的耀斑后環(huán)的磁場(chǎng)，在滿足弱場(chǎng)近似的條件下，作者利用斯托克斯V的譜線輪廓測(cè)量得到了耀斑后環(huán)中的視向磁場(chǎng)的強(qiáng)度，并進(jìn)一步通過(guò)成像觀測(cè)和多普勒速度信息，重構(gòu)出耀斑后環(huán)中磁力線的方向，得到了磁場(chǎng)的三維信息.除此之外，Schad 等（2016）還通過(guò)沿冕環(huán)回落的低溫物質(zhì)中產(chǎn)生的色球譜線He I 10830 ?的偏振信息，利用斯托克斯反演程序HELIX+，同時(shí)考慮塞曼效應(yīng)和漢勒效應(yīng)，實(shí)現(xiàn)了對(duì)冕環(huán)中磁場(chǎng)的反演，得到了磁場(chǎng)強(qiáng)度隨冕環(huán)長(zhǎng)度/日面之上的高度的變化.

總而言之，目前使用偏振光譜診斷日冕磁場(chǎng)主要受到儀器條件和觀測(cè)機(jī)會(huì)的影響.對(duì)于直接利用日冕譜線診斷的情形，需要雜散光很低的大口徑日冕儀，同時(shí)需要極低天空背景的臺(tái)址，以得到足夠信噪比的斯托克斯V信號(hào)；對(duì)于利用存在于日冕中的低溫物質(zhì)輻射出的色球譜線的間接方法，由于這類事件往往只能偶爾被觀測(cè)到，難以實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量.

2.2 日冕的射電觀測(cè)

在我們之前的介紹中，利用射電觀測(cè)診斷日冕磁場(chǎng)主要分為兩大類：一類是基于日冕本身射電輻射的輻射機(jī)制，包括相干輻射和非相干輻射；另一類是利用其他來(lái)源的射電輻射經(jīng)過(guò)日冕后的性質(zhì)改變，比如法拉第旋轉(zhuǎn)效應(yīng).

當(dāng)射電輻射經(jīng)過(guò)日冕時(shí)，日冕磁場(chǎng)會(huì)使射電信號(hào)的偏振面發(fā)生旋轉(zhuǎn)，產(chǎn)生法拉第效應(yīng).利用在太陽(yáng)掩食Helios 飛船期間飛船發(fā)出的射電信號(hào)，Bird等（1985）測(cè)量得到在約2.5R⊙處日冕的視向磁場(chǎng)在10～100 mG 之間，小于一般的預(yù)期值，這很可能是由于視線方向上的疊加效應(yīng)引起的對(duì)消所致.類似地，P?tzold 等（1987）也通過(guò)Helios 的射電信號(hào)測(cè)量出在5R⊙處日冕中大約0.1±0.05 G 的磁場(chǎng)強(qiáng)度.利用水星探測(cè)器MESSENGER 發(fā)出的射電信號(hào)穿過(guò)低日冕產(chǎn)生的法拉第旋轉(zhuǎn)，Wexler 等（2019）獲得了在日心距1.60～1.86R⊙間的日冕磁場(chǎng)信號(hào).除了人造射電信號(hào)，地面射電臺(tái)站接收穿過(guò)日冕的星際射電信號(hào)，也同樣可以觀測(cè)到法拉第旋轉(zhuǎn)效應(yīng).利用甚大天線陣（Very Large Array,VLA）觀測(cè)到的射電星系的信號(hào)，Spangler（2005）測(cè)出在6.2R⊙高度的日冕中約39 mG 的磁場(chǎng)強(qiáng)度.在第2027 和2028 個(gè)卡林頓周中，利用VLA 觀測(cè)的20 個(gè)經(jīng)過(guò)太陽(yáng)大氣的射電源信號(hào)，Ingleby 等（2007）測(cè)定了在日心距5R⊙處約46～52 mG 的日冕磁場(chǎng).同樣利用VLA 的觀測(cè)，Mancuso 和Garzelli（2013）通過(guò)河外星系的射電信號(hào)產(chǎn)生的法拉第效應(yīng)，結(jié)合白光日冕儀的觀測(cè)，估算了在日心距5～14R⊙間的日冕磁場(chǎng)的徑向分布.類似地，Kooi 等（2017）也結(jié)合VLA 觀測(cè)到的若干射電源的信號(hào)和白光日冕儀的觀測(cè)，得到了CME 中的磁場(chǎng)強(qiáng)度.總體而言，受限于視場(chǎng)范圍，法拉第旋轉(zhuǎn)主要適合診斷中層和高層日冕中的磁場(chǎng)強(qiáng)度，除了少數(shù)行星際飛船的觀測(cè)，一般很難對(duì)低日冕磁場(chǎng)進(jìn)行診斷.

除了借助其他射電源的信號(hào)診斷日冕磁場(chǎng)，更多利用射電觀測(cè)研究日冕磁場(chǎng)的工作集中于日冕本身產(chǎn)生的射電輻射.通過(guò)對(duì)相干射電輻射的頻譜觀測(cè)，人們已經(jīng)累積了很多相關(guān)信息.通過(guò)CME 產(chǎn)生的II 型射電暴的觀測(cè)，Gopalswamy 和Yashiro（2011）首次使用激波脫體距離方法測(cè)量得到日冕磁場(chǎng)在日心距6～23R⊙之間的徑向變化.Kim 等（2012）采用相同方法測(cè)得3～15R⊙范圍內(nèi)約為6～105 mG 的日冕磁場(chǎng)；Vasanth 等（2014）測(cè)得1.3～1.5R⊙內(nèi)日冕磁場(chǎng)在1.7～2.7 G 之間.除了II型射電暴，其他射電頻譜中的精細(xì)結(jié)構(gòu)也能夠用來(lái)診斷日冕磁場(chǎng).Tan 等（2012）利用一次X 級(jí)耀斑中使用中國(guó)太陽(yáng)寬帶射電頻譜儀（Chinese Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS/Huairou）和云南太陽(yáng)寬帶射電頻譜儀（Yunnan Solar Broadband Radio Spectrometer,SBRS/Yunnan）觀測(cè)到的斑馬紋結(jié)構(gòu)，分別在三個(gè)不同區(qū)域測(cè)量得到了230～245 G、126～147 G 和23～26 G 的磁場(chǎng)強(qiáng)度.Feng等（2018）通過(guò)槎山太陽(yáng)觀測(cè)站（Chashan Solar Observatory）的太陽(yáng)射電頻譜儀觀測(cè)到的射電頻譜中的尖峰結(jié)構(gòu)，估算出產(chǎn)生射電尖峰的源區(qū)日冕磁場(chǎng)大約為36 G.利用射電頻譜觀測(cè)中的纖維結(jié)構(gòu)，Wang 等（2017）以及Wan 等（2021）從哨聲波—朗繆爾波模型出發(fā)得到了耀斑中的磁場(chǎng)強(qiáng)度.

射電頻譜觀測(cè)被廣泛用在相干射電輻射診斷日冕磁場(chǎng)的研究中.而借助微波成像觀測(cè)，則可以根據(jù)非相干輻射的輻射機(jī)制診斷日冕磁場(chǎng).回旋共振輻射主要來(lái)自磁場(chǎng)強(qiáng)度較強(qiáng)的活動(dòng)區(qū).磁場(chǎng)越強(qiáng)的區(qū)域，其回旋共振輻射的峰值頻率越高.利用這一點(diǎn)，可以對(duì)活動(dòng)區(qū)中產(chǎn)生回旋共振輻射的區(qū)域的日冕磁場(chǎng)進(jìn)行診斷.利用美國(guó)歐文斯谷射電天文臺(tái)（Owens Valley Radio Observatory,OVRO）的觀測(cè)，Lee 等（1993）根據(jù)回旋共振輻射機(jī)制，測(cè)量得到了黑子上方日冕底部（光球以上2000～4000 km）的徑向的磁場(chǎng)分布.Brosius 和White（2006）、Bogod 等（2012）、Alissandrakis 和Gary（2021）等都通過(guò)回旋共振輻射對(duì)低日冕中的活動(dòng)區(qū)磁場(chǎng)進(jìn)行了估計(jì).Anfinogentov 等（2019）在一次X 級(jí)耀斑發(fā)生的區(qū)域中利用日本的野邊山射電日像儀（Nobeyama Radio Heliograh,NoRH）觀測(cè)到了不同于以往的頻率很高的回旋共振輻射信號(hào)，推算出日冕底部高達(dá)4000 G 的磁場(chǎng)強(qiáng)度.當(dāng)產(chǎn)生輻射的電子能量更高，成為中等相對(duì)論性電子時(shí)，可以觀測(cè)到回旋同步加速輻射的信號(hào).這類信號(hào)的頻率一般比回旋共振輻射更高，通過(guò)VLA、OVRO 以及NoRH 等儀器的射電成像觀測(cè)，人們已經(jīng)觀測(cè)到相當(dāng)多回旋同步輻射的例子，并從中估算出源區(qū)的日冕磁場(chǎng).如Nindos 等（2000）從VLA 的射電成像觀測(cè)和OVRO 的頻譜觀測(cè)中得到在一個(gè)耀斑環(huán)底部870 G 以及耀斑環(huán)頂270 G 的磁場(chǎng)強(qiáng)度.利用NoRH 的17 GHz 和34 GHz 的成像觀測(cè)，Kundu 等（2001,2004）、Huang 等（2008）、Zhu 等（2021）都觀測(cè)到回旋同步輻射的信號(hào)并診斷出耀斑區(qū)域的磁場(chǎng)強(qiáng)度，大致都在1000 G 的量級(jí).歐文斯谷太陽(yáng)射電陣（Expanded Owens Valley Solar Array,EOVSA）可以獲得高時(shí)間、空間分辨率的太陽(yáng)射電觀測(cè)，極大推動(dòng)了基于射電方法的日冕磁場(chǎng)診斷.通過(guò)對(duì)EOVSA 觀測(cè)到的射電頻譜進(jìn)行擬合，Chen 等（2020）從回旋同步輻射機(jī)制出發(fā)測(cè)量得到了耀斑發(fā)生期間電流片中的磁場(chǎng)分布；Fleishman等（2020）獲得了耀斑環(huán)頂區(qū)域的二維日冕磁場(chǎng)分布圖，并討論了磁場(chǎng)以及磁能隨時(shí)間的演化（圖3）.相比于相干輻射的射電頻譜觀測(cè)只能獲得特定區(qū)域的單個(gè)磁場(chǎng)數(shù)值或一維磁場(chǎng)分布，利用非相干輻射的輻射機(jī)制，射電成像觀測(cè)能得到日冕磁場(chǎng)的二維分布，為我們理解日冕磁場(chǎng)、尤其是耀斑區(qū)域的磁場(chǎng)，以及研究相關(guān)的加熱和能量釋放過(guò)程提供了一種更有力的手段.

圖3 使用EOVSA 觀測(cè)到的回旋同步加速輻射診斷得到的耀斑區(qū)域的二維日冕磁場(chǎng)分布的時(shí)間演化.(a)～(d)代表不同的時(shí)刻（修改自Fleishman et al.,2020）Fig.3 Temporal evolution of coronal magnetograms in a flare region,as diagnosed through gyrosynchrotron emissions observed with EOVSA (modified from Fleishman et al.,2020)

由于射電輻射的頻率分布很廣，而且有多種不同的觀測(cè)手段，包括頻譜觀測(cè)和成像觀測(cè)，在研究活動(dòng)區(qū)，尤其是爆發(fā)事件中的低層日冕磁場(chǎng)方面有很大的優(yōu)越性.然而，對(duì)日冕磁場(chǎng)的準(zhǔn)確反演很大程度上依賴于對(duì)射電輻射機(jī)制的判斷，以及對(duì)射電頻譜的擬合準(zhǔn)確度.因此，盡管已經(jīng)得到了較多的應(yīng)用，這一方法仍存在一定的不確定性.

2.3 冕震學(xué)觀測(cè)

太陽(yáng)大氣中廣泛存在著各類波動(dòng)和振蕩現(xiàn)象，結(jié)合實(shí)際觀測(cè)到的波動(dòng)性質(zhì)和磁流體力學(xué)理論，人們發(fā)展了用于診斷日冕中包括磁場(chǎng)、密度在內(nèi)的等離子體參數(shù)的冕震學(xué)方法.自從Nakariakov 等（1999）和Aschwanden 等（1999）首次通過(guò)太陽(yáng)過(guò)渡區(qū)和日冕探測(cè)器（Transition Region and Coronal Explorer,TRACE）的高分辨率極紫外成像觀測(cè)對(duì)一次由耀斑激發(fā)的冕環(huán)扭曲模振蕩進(jìn)行研究之后，在過(guò)去20 年間，人們通過(guò)對(duì)各類波動(dòng)現(xiàn)象的觀測(cè)，大量開(kāi)展了冕震學(xué)的應(yīng)用.我們這里只簡(jiǎn)要介紹部分重要的冕震學(xué)研究進(jìn)展，更詳細(xì)的理論和觀測(cè)方面的總結(jié)可以參考Wang 等（2011）、Nakariakov 和 Kolotkov（2020）、Banerjee 等（2021）、Li 等（2020）、Nakariakov 等（2021）及Wang 等（2021）的綜述文章.

日冕中的MHD 波常在冕環(huán)中被激發(fā).冕環(huán)最常觀測(cè)到的波模有三種：以慢臘腸模為代表的慢磁聲波、快臘腸模為代表的快磁聲波以及扭曲模.Nakariakov 和Ofman（2001）最早從TRACE 的極紫外成像觀測(cè)出發(fā)，對(duì)由耀斑激發(fā)的扭曲模駐波進(jìn)行冕震學(xué)診斷.首先根據(jù)成像觀測(cè)，可以發(fā)現(xiàn)波動(dòng)的振蕩垂直于冕環(huán)（也即磁力線），符合扭曲模的特征，其相速度為局地的扭曲模速度ck；橫切冕環(huán)得到其振幅隨時(shí)間的變化曲線，根據(jù)一個(gè)考慮了波的衰減的公式對(duì)振幅變化進(jìn)行擬合，可以得到波的周期和頻率f.再?gòu)某上裼^測(cè)中測(cè)出環(huán)長(zhǎng)L（對(duì)于基頻振蕩，等于半波長(zhǎng)），就可以進(jìn)一步得到波的相速度為ck=f·2L.在日冕的低等離子體β 環(huán)境下，磁壓占主導(dǎo)（Be=Bi,i,e分別代表冕環(huán)內(nèi)部和外部），這時(shí)扭曲模速度c；假設(shè)冕環(huán)內(nèi)外的密度比為ρe/ρi～0.1，則可以從相速度中得到局地阿爾芬速度.再根據(jù)阿爾芬速度的表達(dá)式，在典型日冕密度下可以進(jìn)一步估計(jì)出冕環(huán)中的磁場(chǎng)強(qiáng)度為 13±9 G.基 于TRACE（Transition Region and Coronal Explorer）（Ballai et al.,2011）、STEREO（Solar Terrestrial Relations Observatory）（Verwichte et al.,2009）、Hinode（Erdélyi and Taroyan,2008;Ofman and Wang,2008;Van Doorsselaere et al.,2008;Antolin and Verwichte,2011;Tian et al.,2012）、SDO（Solar Dynamics Observatory）（Guo et al.,2015;Li L P et al.,2016;Long et al.,2017;Su et al.,2018）等衛(wèi)星上極紫外儀器的成像和光譜觀測(cè)，扭曲模被廣泛用來(lái)進(jìn)行冕震學(xué)診斷.Verwicht 等（2013）通過(guò)將扭曲模的冕震學(xué)診斷結(jié)果同磁場(chǎng)外推的結(jié)果比較，證明了這一方法的可靠性.除了扭曲模，快慢臘腸模也可以用來(lái)診斷日冕磁場(chǎng).與扭曲模類似，從觀測(cè)上確定出波的振動(dòng)模式并計(jì)算出相速度后，結(jié)合對(duì)密度的測(cè)量或者估計(jì)，就可以得到局地的一個(gè)磁場(chǎng)數(shù)值.Wang 等（2007）利用極紫外光譜和軟X 射線成像的同時(shí)觀測(cè)，從不同的冕環(huán)慢臘腸模振蕩中估算出局地的磁場(chǎng)值在12～51 G 之間.Jess 等（2016）利用黑子上方的慢磁聲波觀測(cè)，得到相速度cT以及局地的聲速，并進(jìn)一步獲得了局地阿爾芬速度，結(jié)合從多波段成像進(jìn)行微分輻射量（differential emission measure,DEM）分析得到的溫度，并結(jié)合輻射量信息得到了密度，可以診斷黑子上方日冕中磁場(chǎng)強(qiáng)度的徑向分布，他們得到日冕磁場(chǎng)從黑子中心上方的32±5 G 在徑向方向7000 km 的距離上迅速下降到1 G.除了這些局地的冕環(huán)振蕩，一部分被認(rèn)為本質(zhì)是MHD 波的極紫外波也可以用來(lái)診斷日冕磁場(chǎng).West 等（2011）以及Long 等（2011,2013）分別利用STEREO/EUVI 和SDO/AIA 的極紫外成像觀測(cè)到的認(rèn)為是快模波的極紫外波對(duì)日冕磁場(chǎng)進(jìn)行了估算.此外，Chen 等（2010）從日冕儀的觀測(cè)中發(fā)現(xiàn)了冕流中的類似波動(dòng)的現(xiàn)象，稱之為冕流波，冕流波也被認(rèn)為具有扭曲模的特征.Chen 等（2011）利用其扭曲模的性質(zhì)，對(duì)冕流波進(jìn)行了冕震學(xué)診斷，得到在較高高度的日冕中的磁場(chǎng)強(qiáng)度.

盡管在過(guò)去20 年間，利用這些波動(dòng)，人們廣泛地應(yīng)用并發(fā)展了冕震學(xué)方法，但以上冕震學(xué)應(yīng)用針對(duì)的幾乎都是偶爾被耀斑等爆發(fā)活動(dòng)所激發(fā)的波動(dòng).一方面這類波動(dòng)只能偶爾被觀測(cè)到；另一方面它們往往很快衰減（Nakariakov and Ofman,2001）.此外，用這些波動(dòng)診斷出來(lái)的磁場(chǎng)強(qiáng)度往往是一個(gè)單獨(dú)的數(shù)值，少數(shù)情況下也只是一維分布，而非二維分布，且通常無(wú)法得到磁場(chǎng)方向的信息.利用廣泛存在且無(wú)衰減的波動(dòng)做冕震學(xué)診斷，能夠?qū)崿F(xiàn)更大空間和時(shí)間范圍的日冕磁場(chǎng)測(cè)量.目前認(rèn)為日冕中有兩類普遍存在的無(wú)衰減的波動(dòng)，一類是由Tian 等（2012）以及Wang 等（2012）分別利用光譜觀測(cè)和成像觀測(cè)發(fā)現(xiàn)的冕環(huán)中的無(wú)衰減駐波；另一類是由CoMP 發(fā)現(xiàn)的日冕中廣泛存在的外傳波動(dòng)（Tomczyk et al.,2007）.CoMP 觀測(cè)到的波動(dòng)在日冕儀的視場(chǎng)范圍內(nèi)幾乎到處可見(jiàn)，這種波動(dòng)被認(rèn)為是扭曲模行波，因此其相速度為ck（Morton et al.,2015,2019）.通過(guò)對(duì)CoMP 觀測(cè)到的波動(dòng)產(chǎn)生的多普勒信號(hào)擾動(dòng)的時(shí)序追蹤，可以獲得日冕中這些扭曲模行波的相速度（Morton et al.,2015），結(jié)合CoMP 觀測(cè)到的對(duì)電子密度敏感的譜線強(qiáng)度比診斷出的日冕密度，可以獲得日冕磁場(chǎng)的二維分布圖，Long 等（2017）對(duì)一個(gè)跨赤道冕環(huán)的小區(qū)域的波動(dòng)進(jìn)行冕震學(xué)診斷，初步得到了這一區(qū)域的磁場(chǎng)強(qiáng)度分布.Yang 等（2020a,2020b）進(jìn)一步發(fā)展和改進(jìn)了波動(dòng)追蹤和密度診斷的方法，并首次對(duì)整個(gè)視場(chǎng)范圍內(nèi)的波動(dòng)進(jìn)行了冕震學(xué)診斷，獲得了首幅日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度的全局性分布圖（圖4），獲得在日心距1.05～1.35R⊙范圍內(nèi)大約1～4 G 的日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度，同時(shí)也得到了日冕磁場(chǎng)在天空平面的方向.基于CoMP 的觀測(cè)做冕震學(xué)診斷，大大推廣了先前冕震學(xué)應(yīng)用的空間維度和尺度，從以往只有一個(gè)點(diǎn)或者一個(gè)維度的磁場(chǎng)信息，擴(kuò)展到整個(gè)二維平面上的磁圖，有望實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量.但由于CoMP 口徑小，數(shù)據(jù)信噪比在大多數(shù)情況下比較小，適合做全局性日冕磁場(chǎng)測(cè)量的觀測(cè)數(shù)據(jù)非常少，因此現(xiàn)階段利用CoMP 的觀測(cè)難以實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量.另外，這一方法只能獲得日冕磁場(chǎng)在天空平面（垂直視線方向）的分量，難以得到視向的磁場(chǎng)信息.但未來(lái)隨著新一代大口徑日冕儀如COSMO 的立項(xiàng)，這種冕震學(xué)方法將可以用來(lái)對(duì)日冕磁場(chǎng)的天空平面分量進(jìn)行常規(guī)測(cè)量.同時(shí)結(jié)合偏振光譜觀測(cè)得到的磁場(chǎng)視向分量，在不久的將來(lái)有望測(cè)得日冕磁場(chǎng)矢量的空間分布.

圖4 對(duì)CoMP 觀測(cè)到的扭曲模行波做冕震學(xué)診斷得到的日冕磁場(chǎng)的全局性分布圖（修改自Yang et al.,2020a）Fig.4 Global map of coronal magnetic field obtained through magnetoseismology using CoMP observations (modified from Yang et al.,2020a)

2.4 日冕極紫外光譜觀測(cè)

如1.4 節(jié)所述，根據(jù)磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷的原理，極紫外波段的Fe X 257.26 ?譜線可以用于日冕磁場(chǎng)的測(cè)量，這條譜線可以被Hinode 衛(wèi)星上的極紫外成像光譜儀（EUV Imaging Spectrometer,EIS）觀測(cè)到.Si 等（2020）利用Brown 等（2008）中EIS觀測(cè)到的一個(gè)活動(dòng)區(qū)的譜線強(qiáng)度，診斷出該區(qū)域?qū)?yīng)的磁場(chǎng)強(qiáng)度值.Landi 等（2020,2021）采用該方法，分別對(duì)活動(dòng)區(qū)和耀斑發(fā)生期間的磁場(chǎng)進(jìn)行了診斷，得到了日面中心和日輪邊緣外的磁場(chǎng)強(qiáng)度.Brooks 和Yardley（2021）也用同樣的方法診斷了日面上的活動(dòng)區(qū)的日冕磁場(chǎng).Brooks 等（2021）通過(guò)剔除背景和前景輻射，還測(cè)量了若干冕環(huán)中的磁場(chǎng)強(qiáng)度.

除了觀測(cè)上的少數(shù)嘗試，Chen 等（2021）從日冕三維輻射磁流體模型出發(fā)，利用前向模擬手段，驗(yàn)證了基于磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷診斷日面中心和日輪邊緣外的日冕磁場(chǎng)的可行性（圖5）.這一方法目前只能給出磁場(chǎng)強(qiáng)度，而難以給出磁場(chǎng)方向的信息.另外，初步研究表明，其對(duì)觀測(cè)的光譜分辨率、信噪比以及輻射定標(biāo)的精度都有較高要求.因此，盡管該方法在對(duì)日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度進(jìn)行常規(guī)測(cè)量方面有著較大的潛力，但仍需要進(jìn)一步的探索來(lái)逐步解決從理論向應(yīng)用轉(zhuǎn)變過(guò)程中涉及的一些問(wèn)題.

圖5 利用前向模擬驗(yàn)證磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷方法可行性的結(jié)果.（a，c）模型中日面上和日輪邊緣外（視線方向垂直日面和平行日面）的日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度分布.（b，d）根據(jù)前向模擬，利用MIT 方法診斷得到的磁場(chǎng)強(qiáng)度（修改自Chen et al.,2021）Fig.5 (a,c) Spatial distributions of coronal magnetic field strength in the model for disk-center and off-limb views,respectively.(b,d) The derived magnetic field strength based on the MIT technique using forward modelling (modified from Chen et al.,2021)

3 總結(jié)與展望

太陽(yáng)磁場(chǎng)主導(dǎo)著太陽(yáng)大氣中的各種活動(dòng)現(xiàn)象，是太陽(yáng)物理研究的基礎(chǔ)課題.盡管目前實(shí)現(xiàn)了對(duì)光球矢量磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量，但是對(duì)太陽(yáng)大氣更高層次，尤其是與各種爆發(fā)活動(dòng)和日冕加熱過(guò)程息息相關(guān)的日冕，我們?nèi)匀蝗笔?duì)其磁場(chǎng)信息的完整認(rèn)識(shí).這既阻礙了我們對(duì)太陽(yáng)磁場(chǎng)的整體認(rèn)知，也限制了我們對(duì)太陽(yáng)爆發(fā)和日冕加熱等太陽(yáng)物理和空間天氣重大前沿課題的研究.

在過(guò)去幾十年間，人們陸續(xù)發(fā)展出了基于紅外偏振光譜、射電輻射、日冕波動(dòng)以及磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷等的日冕磁場(chǎng)診斷方法，也做出了不少嘗試.我們總結(jié)了這幾種方法的原理和相關(guān)進(jìn)展.盡管進(jìn)展頗豐，這些方法都各自有其局限性.比如，對(duì)于利用日冕紅外譜線的偏振光譜觀測(cè)，由于日冕的紅外禁線在日冕的磁場(chǎng)范圍下處于漢勒效應(yīng)的飽和區(qū)間，只能使用線偏振得到天空平面的磁場(chǎng)方向；而用圓偏振只能得到磁場(chǎng)的視向分量，同時(shí)信號(hào)通常極弱.而借助日冕中低溫物質(zhì)輻射的低溫譜線做斯托克斯反演，則依賴于大氣模型和反演方法的可靠性，其結(jié)果也存在一定的不確定性.借助射電輻射，可以從很廣的頻率范圍對(duì)不同區(qū)域的日冕磁場(chǎng)進(jìn)行診斷，但這種方法一方面取決于對(duì)輻射機(jī)制的準(zhǔn)確認(rèn)證，另一方面在射電能譜擬合時(shí)所需參數(shù)較多，擬合的不確定性也可能比較大.此外，這種方法一般更適用于活動(dòng)性較強(qiáng)區(qū)域的磁場(chǎng)強(qiáng)度的診斷.在過(guò)去20 年間，冕震學(xué)被普遍用于診斷偶爾被激發(fā)的波動(dòng)區(qū)域的磁場(chǎng)，但往往只能得到一個(gè)單獨(dú)的數(shù)值或者一維的分布；最新發(fā)展的冕震學(xué)方法可以診斷更廣范圍的日冕全局性磁場(chǎng)，但只能得到日輪邊緣外的磁場(chǎng)的天空平面分量，并且在發(fā)生劇烈爆發(fā)現(xiàn)象時(shí)難以進(jìn)行診斷.磁場(chǎng)誘導(dǎo)躍遷方法理論上可以診斷日面上方和日輪邊緣外的日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度，但對(duì)觀測(cè)條件的要求比較苛刻，同時(shí)也難以獲得磁場(chǎng)的方向，需要進(jìn)一步探索.種種因素的制約下，目前日冕磁場(chǎng)的測(cè)量仍然處在起步發(fā)展的階段，對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量尚未實(shí)現(xiàn).

未來(lái)，為了實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)的常規(guī)測(cè)量，一方面，我們需要多種方法結(jié)合，彌補(bǔ)彼此之間對(duì)診斷區(qū)域、診斷的磁場(chǎng)信息的不足之處.比如，結(jié)合冕震學(xué)得到的天空平面磁場(chǎng)信息和偏振光譜得到的視線方向磁場(chǎng)信息，可以構(gòu)建矢量磁場(chǎng)的分布.另一方面，我們也需要更先進(jìn)的觀測(cè)設(shè)備，實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕磁場(chǎng)弱信號(hào)的準(zhǔn)確捕捉.已經(jīng)投入使用的世界上口徑最大的4 m 口徑的太陽(yáng)望遠(yuǎn)鏡DKIST，有望在保留高時(shí)間分辨率的同時(shí)，利用多條紅外禁線實(shí)現(xiàn)對(duì)日冕線偏振和圓偏振的同時(shí)高質(zhì)量觀測(cè)，使利用斯托克斯V的弱場(chǎng)近似對(duì)日冕磁場(chǎng)強(qiáng)度進(jìn)行常規(guī)診斷成為現(xiàn)實(shí).而升級(jí)之后的歐文斯谷長(zhǎng)波天線陣（Owens Valley Radio Observatory-Long Wavelength Array,OVRO-LWA）、下一代甚大天線陣（The Next Generation Very Large Array,ngVLA）以及我國(guó)的明安圖射電日像儀（Mingantu Ultrawide SpEctral Radioheliograph,MUSER）（Yan et al.,2021）能實(shí)現(xiàn)更優(yōu)分辨率和更高靈敏度的射電觀測(cè)，有望促進(jìn)利用射電觀測(cè)診斷日冕磁場(chǎng)的新發(fā)展.另外，美國(guó)在推的日冕磁場(chǎng)天文臺(tái)（COSMO）計(jì)劃建設(shè)一臺(tái)1.5 m 口徑的日冕儀，如能成功立項(xiàng)，我們發(fā)展的大視場(chǎng)冕震學(xué)方法將能夠應(yīng)用到其觀測(cè)數(shù)據(jù)中，從而實(shí)現(xiàn)日輪外的日冕磁場(chǎng)天空平面分量的常規(guī)測(cè)量.與此同時(shí)，我們還應(yīng)當(dāng)保持開(kāi)放心態(tài)，發(fā)展與日冕磁場(chǎng)測(cè)量相關(guān)的基礎(chǔ)理論，探索更多日冕磁場(chǎng)診斷的新方法，以實(shí)現(xiàn)未來(lái)對(duì)日冕磁場(chǎng)矢量的常規(guī)測(cè)量，填補(bǔ)上太陽(yáng)磁場(chǎng)研究的空白，并為太陽(yáng)物理和空間天氣的研究帶來(lái)革命性的進(jìn)展.