资料来源：中国科学院紫金山天文台
中国第一颗综合太阳探测卫星——先进天基太阳观测站(ASO-S)正在紧张开发中。作为ASO-S的重要组成部分，全太阳矢量磁成像仪(FMG)的测量目标将是太阳物理中的“首次观测”——磁场。本文将着重探讨太阳磁场的变化以及FMG所扮演的重要角色。
如果没有磁场，太阳会变得暗淡。
—— EugeneParker
磁场
在地球上，我们手中的指南针可以根据地球的磁场结构很容易地给我们指明方向。地球磁场近似为偶极场，磁场强度约为0.5高斯。
地球的磁场结构。|图片来源：维基百科
但是如果把指南针放在太阳上(如果不会被高温融化)会怎么样呢？你会发现指南针在不同的区域指向不同的方向。即使在同一个区域，指南针在不同的时间指向不同的方向。究其原因，是太阳磁场比地球磁场复杂得多，始终处于变化状态。
太阳的不同区域有不同的磁场方向和强度。即使在同一个区域，不同时间的磁场也是不同的。图为不同时间太阳磁场的变化。|图片来源：NASA
活动区和安静区
太阳极其复杂的磁场也造成了许多引人入胜的显著特征，比如太阳黑子。太阳黑子是暗的，因为它的温度比周围低。太阳光球层的平均温度为5700K，而黑子的平均温度约为4700K。
典型的黑子通常由本影和半影组成。黑子会成对成群出现，形成活动区，是磁场的集中区域。活动区也是太阳磁场最强的区域，强度为2000~3000高斯。
有源区一般由正负磁极组成，由磁力线连接。太阳上的活动区域不是固定的，它有一个形成、演化和消失的过程。不同的有源区有不同的磁结构，从简单到复杂。
通过望远镜，天文学家可以观察到太阳表面简单偶极子活动面积增加的演化过程。磁流体力学(MHD)模拟显示，与活动区域相关的磁力线从太阳内部出现，向上扩展并穿过光球层、色球层、过渡区和日冕。
太阳偶极活动区磁浮现过程的MHD模拟。黑色区域为负，白色区域为正。|图片来源：陈、冯
太阳活动区以外的区域称为安静区。静区并不意味着没有磁场分布，而是那里的磁场很弱，强度在20~200高斯，磁场分布一般呈网状结构，所以也叫网络磁场。
随着望远镜空间分辨率和时间分辨率的提高，天文学家发现太阳上的安静区域并不安静。静区有许多与磁场变化有关的小尺度活动，如光球层中米粒的对流运动，色球层中针状体的运动和演化等。
太阳活动周期
19世纪40年代，德国药剂师、业余天文学家施瓦布发现，太阳黑子数经过长期观测，呈周期性变化。从太阳活动的高峰年到低谷年再到高峰年大约是11年。在太阳活动周期的高峰年，太阳表面可能有100个以上的黑子(太阳表面活动区多，太阳活动强烈)；在太阳活动的低谷年，太阳表面的黑子数量很少，有时几个月看不到黑子(太阳表面活动区很少，太阳活动稀少)。
太阳活动周(1749 -2020)。图像数据来源：silso数据/比利时皇家天文台2021
后来，在总结了之前的观测数据后，科学家将1755-1766年定义为第一个太阳活动周；第25个太阳周从2019年开始。
第24个太阳活动周。该图显示了在此期间太阳磁场的变化。蓝色代表负磁场，黄色代表正磁场。|图片来源：丽莎Upton-www.solarcyclescience.com
黑子对应的磁场也有一定的周期。在活动区，前面的黑子为前导黑子，后面的黑子称为跟随黑子，跟随黑子的磁场极性与前导黑子的磁场极性相反。
活跃在同一个太阳下
周，北半球活动区的前导磁极性趋向于是同一磁极性，南半球的前导磁极性趋向于是另一磁极性。在下一个太阳活动周，黑子的磁场极性发生反转。一个太阳磁活动周为两个太阳活动周，大约22年。在24太阳活动周，北半球活动区的前导极性为负极，后随极性为正极；南半球活动区的前导极性为正极，后随极性为负极。
在25太阳活动周，磁场极性发生反转，北半球的前导极性为正极，南半球的前导极性为负极。
太阳爆发
太阳活动区的浮现过程，以及剪切、旋转运动，会产生相关磁力线的扭曲、缠绕、甚至打结，从而聚集大量的自由磁能。自由磁能超过了一定的限制，便会释放出来，转换成热能、动能，从而触发耀斑和日冕物质抛射。
2013年，太阳喷发出的物质。| 图片来源：SDO/GODDARD/NASA/FLICKR
在太阳活动峰年，太阳爆发频繁，经常会产生大的耀斑或日冕物质抛射。太阳耀斑爆发释放巨大的能量，一次X级耀斑爆发能够释放10³²尔格的能量，相当于数千万次强烈火山爆发的总能量。日冕物质抛射能够释放大量的物质，一次巨大的日冕物质抛射能释放数十亿吨的物质。
地基和空间观测
虽然人们对太阳的观测有着悠长的历史，但我们对它的真正深入理解则始于上个世纪初：
全日面矢量磁像仪
ASO-S三大载荷之一的全日面矢量磁像仪（FMG），与SDO卫星上的日震和磁成像仪（HMI）相仿，但具有相对更好的磁场测量精度，将用于全日面太阳矢量磁场的高时间分辨率、高空间分辨率和高灵敏度测量。
FMG系统共有三种工作模式：常规模式、爆发模式、定标模式。系统默认为常规模式，该模式下时间分辨率2分钟。在接收到外部指令后可以切换进入其它模式。外部指令有两个来源：一是ASO-S的其它两个载荷（HXI或LST）探测到太阳爆发现象时发来的指令，这时候触发FMG的爆发模式；另一个是观测者通过测控指令，要求FMG进入爆发模式或者定标模式。
FMG基于双折射滤光器，相较于日出卫星（Hinode）的Stokes参数仪，具有更大的视场、更高的观测效率和时间分辨率；相较于SDO卫星和SOHO卫星的磁像仪，观测模式简单，磁场测量灵敏度高。FMG观测的原始数据是偏振信号，需要将原始数据校正、定标、反演后才能获得矢量磁场数据。
ASO-S卫星成功发射后，FMG获得的矢量磁场数据不仅可以帮助我们更好地理解空间天气因果链中磁能的传输、积累和释放问题，也可以帮助我们深入理解耀斑和日冕物质抛射过程中的能量积累、触发、释放和传输机制，并为空间天气事件预报提供观测基础。
探索网：世界之大，无奇不有！
