[拼音]：xingxingji cichang

[外文]：interplanetary gnetic field

太阳磁场随太阳风向行星际空间延伸而形成的磁场。在空间飞行器进行直接探测以前，人们就曾预言，行星际空间存在着磁场。20世纪40年代末，H.阿尔文提出磁暴是带有冻结磁场的太阳粒子流与地磁场相互作用引起的。为了解释宇宙线强度随磁暴和太阳活动的变化，有人曾设想行星际空间存在能散射宇宙线粒子的湍流磁云。1958年，帕克(E.N.Parker)在研究太阳风理论时，预言行星际磁场具有螺旋线状位形。大多数太阳宇宙线事件有明显的方向性，它们不是沿日地联线，而是沿日地联线偏西40°～55°方向进入地球上空。随后，行星际空间的直接探测证实了帕克的预言，并且发现行星际磁场的扇形结构和随机涨落，以及它在形成磁扰和调制宇宙线方面所起的重要作用。

由于太阳风等离子体和磁场冻结在一起，太阳风向外膨胀时带出太阳磁场，同时由于太阳以角速度Ω旋转，磁力线被弯曲成螺旋线状。帕克的早期理论假定太阳风是均匀球对称的，可求得磁力线方程为：

，

式中γ、θ、嗘 分别表示观测点离太阳中心的距离、日球纬度和日球经度，v为太阳风速度，嗘0和θ0为常数。在太阳赤道面上(θ=0)，磁力线形状如图1。由于磁场无源，可求得行星际磁场的3个分量为：

式中B0是太阳表面的径向磁场强度，它是嗘0和θ的函数，较大值约为1高斯。由Ω=2.7×10-6弧度／秒，v≈400公里／秒，可以估算出，在赤道平面上(θ=0)1天文单位距离处的径向磁场强度Br≈2.5纳特，磁力线与径向的夹角ψ=arctg(Ωγ/v)≈45°。“行星际监测台” 1号卫星在1963年的大量观测结果表明，行星际磁场在地球轨道附近的平均强度为5～6纳特，平均方向偏离日地联线以西45°，同帕克的预言完全一致；垂直于黄道面的方向，分布略有偏南的倾向。在60～70年代，“水手”、“先驱者”和“太阳神”等宇宙飞船在远离地球的行星际空间的探测表明，太阳风速度在距太阳0.3～5.0天文单位几乎是常数，Br分量直到离太阳8.5天文单位仍随距离γ的平方衰减，而B嗘分量直到离太阳 4天文单位距离处仍随r-1衰减。这些观测结果证明，行星际磁场的确具有螺旋线状结构，而且在接近太阳的空间帕克给出的公式相当精确。但帕克的模型在离太阳较远的空间同实测偏离较大。

威尔科克斯(J.M.Wilcox)和内斯(N. F.Ness)根据“行星际监测台”1号卫星资料发现，行星际螺旋状磁场具有扇形结构，即在几天到几个星期内，黄道面中观测到的磁场方向交替地指向太阳或者背离太阳。在1个太阳自转周期内，可以观测到2个或 4个，偶尔也有 6个极 替的扇形结构。扇形结构与太阳风高速流密切相关，在同一群高速流内具有相同的磁场极性。飞船观测表明，从一种极性向另一种极性的过渡，常常发生在几分钟到几小时之内，极性变化的交界面称为扇形边界。也就是太阳风高速流的前沿（见太阳风）。

扇形结构的上述特性是在黄道面内观测的结果。如果把观测资料按卫星的日球纬度来归纳整理，就会发现，在同一太阳半球内有一种主导的极性，这种主导极性与同一半球太阳极区磁场的极性相同。例如，在第20太阳活动周极大期1968年以后，在日球北半球，行星际磁场的主导极性是正的，即从太阳发出；相反，在南半球则是以指向太阳的负极性为主。当太阳极区磁场极性随太阳活动周而改变时，日球某一半球的行星际磁场的主导极性也会随之而改变。

至70年代末，大多数行星际直接探测都是在黄道面附近进行的，只有“先驱者”11号在从木星飞向土星的路程中，有机会达到日球纬度+16°的空间。对行星际磁场探测表明，随着它的日球纬度增加，正极性愈来愈起主导作用，而达到纬度+16°时，负极性完全消失，也就是说行星际磁场完全是正的极性，不再具有扇形结构。人们猜测，上述扇形结构特性同日球赤道面附近的电流片有关。在太阳极区存在开放型的磁场，提供了太阳风向外膨胀的机会，由于两个半球磁场极性相反，在赤道区附近形成一个电流片，在它两侧行星际磁场极性相反。太阳磁极并不与自转极相重，电流片也不同日球赤道面相重，倾角大致是15°。由于太阳自转和不均匀结构的作用，电流片出现折皱，如同飞舞的芭蕾舞演员的裙子那样，因此又有人称它为芭蕾结构。这样，在黄道面内的观测者就可能看到 2个以上的扇形结构。电流片的厚度估计不超过 10-2天文单位距离，电流的方向应与磁场垂直。因此，在太阳附近是环电流，而在远离太阳的日球空间则接近径向。电流片的电流强度估计为维持太阳风中螺旋磁场所需的电流的 104倍。上述电流片的概念正在发展之中。

扇形结构与地球磁扰有密切关系，它甚至与天气过程也有关系。电流片的存在也影响宇宙线粒子在日球中的输运过程。

除了上述大尺度结构之外，行星际磁场还出现随机涨落，它是由太阳风的波动和湍流引起的(见太阳风)。随机涨落的幅度均方根值可达磁场平均强度的30％，其典型功率谱如图2。

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