对发电机理论中起决定性作用的磁扩散（Magnetic diffusion）的理解是非物理的。在数值模拟中，磁扩散被简单地处理成磁通量的代数和相加。不同于灰尘之于大气、溶质之于溶液的扩散，发电机理论中的磁扩散，有磁拓扑的改变和磁通量的湮灭（比如磁重联）。磁扩散系数应当由等离子体湍动性质导出和决定。

　　4.4 孟德尔极小现象

　　我们对太阳和恒星中的孟德尔极小现象（Eddy，1976），即在太阳和恒星15-25%的生命周期中，会出现没有磁场或磁场很弱的现象（图3和图4），还没有一个可靠的理解。我们不但不知道其产生的原因，更不知道“正常”的磁活动如何从几无黑子的状态中复苏。图6描述了2006年开始的太阳活动“巨极小”和“微极大”的罕见情形。有学者怀疑，当前一个新的太阳孟德尔极小期是否正在到来。

　　图6. 从2006年开始太阳巨极小和微极大现象：黑子相对数（黑实线）、太阳总辐射（蓝色点、实线）、超级太阳活动区（绿色直方图）和X级强太阳耀斑（红色直方图）变化图示（陈安芹提供）。

　　4.5 太阳内部结构和动力学

　　对参与太阳发电机过程的太阳内部结构和动力学，我们所知甚少。例如经向环流，只在太阳表面有测量；不止一个经向环流的报道（Zhao 等，2013）对太阳磁通量的产生和输运提出了新的挑战。对旋切层（图2）的性质，也仍在研究中。

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　　结束语

　　太阳因磁场的存在而变得绚丽多姿，而太阳磁场变化引起的剧烈活动对地球、行星际和太阳系天体产生的影响更是跨学科的重大科学难题。尽管太阳磁场的研究还有许多问题悬而未决，但它已经为探究宇宙尺度上的磁场起源起到了重要的启示作用。更多的恒星磁场已被定量测量，银河系的磁场已被初步成像，对河外星系（图7）和宇宙早期的磁场研究也是天文学的前沿领域。磁场无疑是天文学里非常棘手而又引人入胜的最基本问题之一。

　　图7. 在旋涡星系M51中的磁场走向，在主星系和子星系间磁场走向出现变化和不连续；白色等高线表示了总的射电强度。右上角标明了9千光年的尺度。（图片来源：）。

　　参考文献

　　[1] Babcock, Horace W.; Babcock, Harold D. The Sun's Magnetic Field, 1952-1954, 1955, ApJ,121, 349

　　[2] Babcock H W. The Topology of the Sun's Magnetic Field and the 22-YEAR Cycle. Astrophysical Journal, 1961, 133,572

　　[3] Berdyugina, S. V.; Moss, D.; Sokoloff, D.; Usoskin, I. G. Active longitudes, nonaxisymmetric dynamos and phase mixing, 2006, A & A, 445, 703

　　[4] Dikpati M, de Toma G, Gilman P A.Predicting the strength of solar cycle 24 using a flux-transport dynamo-based tool. Geophysical Research Letters, 2006, 33, L05102

　　[5] Eddy, John A. The Maunder Minimum, 1976, Science, 192, 1189

　　[6] Hale, G.E. On the probable existence of a magnetic field in sun-spots, ApJ, 1908，28, 315

　　[7] Jiang, J.; Cameron, R. H.; Schüssler, M. The Cause of the Weak Solar Cycle 24, 2015 ApJ, 808, L28

　　[8] 姜杰，汪景琇，张敬华，毕少兰，驱动太阳磁周期的原因是什么？科学通报，2016, 61, 2973

　　[9] Larmor, J., How could a rotatingbody such as the Sun becomes magnetic? Rep. Brit. Assoc. Adv. Sci. 1919, 159

　　[10] Leighton, Robert B.Transport of Magnetic Fields on the Sun, 1964, ApJ, 140, 1547

　　[11] Leighton R B. A Magneto-Kinematic Model of the Solar Cycle，ApJ, 1969, 156,1

　　[12] Parker, E.N., Hydromagnetic dynamo models, ApJ, 1955, 122, 293

　　[13] Schwabe, H., Sonnen-Beobachtungen im Jahre 1843, AN, 1844, 21, 233

　　[14] Steenbeck M, Krause F, Radler K H. Berechnung der mittleren LORENTZ-Feldstarke，Zeitschrift Naturforschung Teil A, 1966, 21, 369

　　[15] Zhao, Junwei, Bogart, R. S., Kosovichev, A. G.et al. Detection of Equatorward Meridional Flow and Evidence of Double-cell Meridional Circulation inside the Sun, 2013, ApJL, 774, L29

　　作者简介

　　汪景琇：中国科学院院士，太阳物理学家。 1969年毕业于北京大学地球物理学系，1987年在中国科学院北京天文台获理学博士学位，现为中国科学院国家天文台研究员。 长期从事太阳磁场和太阳活动研究。与合作者系统地提出了对太阳向量磁场研究的方法、概念和表征量，定量描述太阳活动区磁能积累过程；发现活动区磁剪切具有总体规则性，对活动区磁螺度最早给出定量估计。由向量磁场观测，发现太阳低层大气中磁重联存在的证据，提出太阳活动中存在两阶段磁重联的思想。通过前所未有的定量测量，提出太阳网络内磁场是区别于黑子和网络磁场的内禀弱磁场分量，对太阳总磁通量有重要贡献。曾获国家自然科学奖二等奖、中国天文学会张钰哲奖，现为《天文和天体物理学研究》杂志主编。

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