概況
太陽磁場太陽磁場是分布於太陽和行星際空間的磁場，分大尺度結構和小尺度結構。前者主要指太陽普遍磁場和整體磁場，它們是單極性的，後者則主要集中在太陽活動區附近，且絕大多數是雙極磁場。太陽普遍磁場指日面寧靜區的微弱磁場，強度約1×10-4 特斯拉，它在太陽南北兩極區極性相反，通過光球的大多數磁通量管被集中在太陽表面稱作磁元的區域，其半徑為100~300千米，場強為0.1~0.2特斯拉，大多數磁元出現在米粒和超米粒邊界及活動區內。起源
太陽磁場的來源是一個尚未解決的難題。現有學說可分為兩類：
化石學說
一類是化石學說，認為現有的磁性是幾十億年前形成太陽的物質遺留下來的。理論計算表明，太陽普遍磁場的自然衰減期長達100億年，因此，磁性長期留存是可能的。
發電機學說
另一類是目前得到普遍承認的發電機學說（太陽平均磁流發電機機制），認為太陽的磁場是帶電物質的運動使微弱的中子磁場得到放大的結果。既然太陽的物質絕大部分是電漿，並且經常處於運動狀態，那就可以利用發電機效應來說明關於太陽磁場起源中的若干問題。
太陽磁場理論的一個重要課題是太陽活動周的形成機制。得到公認的是較差自轉理論。它認為太陽的較差自轉（太陽自轉）使光球下面的水平磁力線管纏繞起來，到一定時候，上浮到日面，形成雙極黑子。由於大量的雙極黑子磁場的膨脹和擴散，原來的普遍磁場被中和掉了，接著就會出現極性相反的普遍磁場。這樣就可以解釋太陽的22年磁周。
研究
測量
海耳測得太陽黑子的磁場 1908年，美國天文學家海耳等在威爾遜山天文台（現稱海耳天文台），利用光譜線的塞曼效應測量太陽黑子的磁場。這項工作後來在波茨坦天文台（1942年）、克里米亞天體物理台（1955年）等處也相繼開展起來。1912年，海耳等開始測量太陽的普遍磁場，但得到的結果有較大誤差。
1953年，H.D.巴布科克研製了太陽光電磁像儀，用以觀測太陽表面的微弱磁場。在以後二十多年，各種不同類型的磁像儀先後研製成功，因而發現了日面局部磁場、太陽整體磁場和磁結點等。
實測工作取得巨大進展的同時，理論研究也蓬勃開展起來。例如，黑子磁場結構、太陽活動周的起源、耀斑爆發機制以及磁場內譜線形成理論等研究，都有了重要的進展。
觀測方法和儀器
測量天體磁場主要利用譜線的塞曼效應 ，也就是利用磁場內輻射的兩種性質：①譜線的塞曼分裂或致寬；②塞曼支線的偏振。一般使用呈現正常塞曼效應的磁敏感譜線；例如 FeIλ6303。譜線在磁場內的分裂量ΔλH與磁場強度H成正比，相應的關係式為ΔλH=4.67×10-5gλ2H，式中g為譜線的朗德劈裂因子。對FeIλ6303來說，g=2.5。
黑子是日面上磁場最強的區域，強度可達三、四千高斯。這時 FeIλ6303的ΔλH約為10-1埃。大型太陽攝譜儀可以準確測定這個數值。具體作法是在攝譜儀狹縫前安放1/4波晶片（使圓偏振光變為平面偏振光）和偏光膜網（讓不同偏振方向的光依次通過），底片上就能得到犬牙交錯的譜線。這使人們容易直接測出ΔλH，代入上式便可算出磁場強度H。但是對於黑子 以外的區域，磁場弱，ΔλH小，很難精確測定。這時需要使用磁像儀，按某種方式進行調製，交替地得到兩條塞曼支線，於是穿過對準線翼的出射狹縫的輻射流量就會不斷變化。根據這個變化的幅度可以測定H值。
太陽活動區磁場
太陽黑子磁場
一般說來，一個黑子群中有兩個主要黑子，它們的磁極性相反。如果前導黑子是N極的，則後隨黑子就是S極的。在同一半球（例如北半球），各黑子群的磁極性分布狀況是相同的；而在另一半球（南半球）情況則與此相反。在一個太陽活動周期（約11年）結束、另一個周期開始時，上述磁極性分布便全部顛倒過來。因此，每隔22年黑子磁場的極性分布經歷一個循環，稱為一個磁周。強磁場是太陽黑子最基本的特徵。黑子的低溫、物質運動和結構模型都與磁場息息相關。耀斑與磁場的關係
耀斑是最強烈的太陽活動現象。一次大耀斑爆發可以釋放1030～1033爾格的能量，這個能量可能來自磁場。在活動區內一個強度為幾百高斯的磁場一旦湮沒，它所蘊藏的磁能便全部釋放出來，足夠供給一次大耀斑爆發。在耀斑爆發前後，附近活動區的磁場往往有劇烈的變化。本來是結構複雜的磁場，在耀斑發生後就變得比較簡單了。這就是耀斑爆發的磁場湮沒理論的證據。太陽耀斑不僅會對地球上的電網構成威脅，同時也會造成極區出現極光現象，強大的帶電粒子流穿過宇宙空間後與地球高層大氣發生接觸，導致極光的發生。日珥的磁場
日珥現象日珥的溫度約為一萬度，它卻能長期存在於溫度高達一、兩百萬度的日冕中，既不迅速瓦解，也不下墜到太陽表面，這主要是靠磁力線的隔熱和支撐作用。寧靜日珥的磁場強度約為10高斯，磁力線基本上與太陽表面平行； 太陽普遍磁場
除太陽活動區外，日面寧靜區也有微弱的磁場。整個說來，太陽和地球相似，也有一個普遍磁場。
不過由於局部活動區磁場的干擾，太陽普遍磁場只是在兩極區域比較顯著，而不象地球磁場那樣完整。太陽極區的磁場強度只有1～2高斯。太陽普遍磁場的強度經常變化，甚至極性會突然轉換。這種情況在1957～1958年和1971～1972年曾兩次觀測到。
太陽整體磁場
如果把太陽當作一顆恆星，讓不成像的太陽光束射進磁像儀，就可測出日面各處混合而成的整體磁場。這種磁場的強度呈現出有規則的變化，極性由正變負，又由負變正。大致來說，在每個太陽自轉周（約27天）內變化兩次。對這個現象很容易作這樣的解釋：日面上有東西對峙的極性相反的大片磁區，隨著太陽由東向西自轉，科學家們就可以交替地觀察到正和負的整體磁場。總之，太陽上既有普遍磁場，又有整體磁場。前者是南北相反的，後者是東西對峙的。
結構
太陽磁場的精細結構
磁場扇形結構通過高解析度的觀測表明，太陽磁場有很複雜的精細結構。就活動區來說，在同一個黑子範圍內各處磁場強度往往相差懸殊；並且在一個就整體說來是某一極性（例如N極）的黑子裡，常含有另一極性（S極）的小磁結點。因此，嚴格說來，單極黑子並不存在。在橫向磁場圖上，不僅各處強度不同，方位角也不一樣。在黑子半影中，較亮條紋與它們之間的較暗區域的磁場也有明顯的差異。在活動區中，磁結點的直徑約為1,000公里，磁場強度為1,000～2,000高斯。黑子磁場的自然衰減時間是很長的。
在日面寧靜區，過去認為只有微弱的磁場，其強度約為1~10高斯。可是新的觀測表明，寧靜區的磁場的強度同樣是很不均勻的，也含有許多磁結點。它們在日面上所占面積很小，卻含有日面寧靜區絕大部分的磁通量。具體說來，寧靜區磁結點的範圍還不到200公里，而它們含的磁通量竟占整個寧靜區的90%左右。由於磁通量集中，磁結點的磁場強度可達上千高斯，遠遠超過寧靜區大範圍的平均磁場強度。
行星際磁場的扇形結構
在磁場“凍結”的情況下，太陽風的粒子帶著磁力線跑，於是太陽磁場便瀰漫於整個太陽系空間。因為太陽在自轉，太陽風所攜帶的磁力線就不是直線，而是螺鏇線。此外，日面上有整體磁場，相鄰磁區的極性是相反的。這些因素同時起作用，形成行星際磁場的扇形結構。它和太陽整體磁場密切相關，它們的極性幾乎完全一致。太陽整體磁場的極性一旦轉換，行星際磁場的極性立即跟著轉換。
隨著太陽磁場向外擴張，它的強度也就越來越弱。在地球外圍空間，磁場強度還不到萬分之一高斯。然而由於行星際空間的氣體極為稀薄，這樣弱的磁場也能對物質運動產生支配作用。在太陽風的作用下，地磁場被壓縮在地球磁層的範圍內，不能向外延伸。
太陽內部磁場
在對太陽磁場測量只限於太陽大氣。至於太陽內部磁場，還不能直接測量，只能用理論方法作粗略的估計。有人認為它可能比大氣的磁場強得多。磁場反轉
2013年12月29日，美國國家航空航天局(NASA)表示，太陽磁場目前已經完全翻轉，南北極對換。現在太陽磁場又開始向反方向移動，這個總過程將耗時22年，屆時太陽兩極又會發生轉換。就職於NASA的托尼·菲利普斯表示：“太陽磁場翻轉是個大事件。太陽磁場的影響遠達數十億公里，超越了冥王星所在位置。甚至影響到了正接近星際空間的‘旅行者’1號。”
