路飛學城Python全棧開發(fā)（中級）

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Python全棧開發(fā)的概述

Python全棧開發(fā)指的是使用Python語言進行軟件開發(fā)的整個過程，涵蓋了從前端界面設計到后端服務器、數(shù)據(jù)庫以及與之相關(guān)的API開發(fā)等所有環(huán)節(jié)。Python的多功能性和廣泛的庫支持使其成為全棧開發(fā)的理想選擇。以下是Python全棧開發(fā)的幾個關(guān)鍵組成部分：

前端開發(fā)

雖然Python主要用于后端開發(fā)，但在全棧開發(fā)中，開發(fā)者也需要處理前端技術(shù)。前端通常涉及HTML, CSS, 和JavaScript，用于創(chuàng)建用戶界面和體驗。Python開發(fā)者通常使用框架如Dash或Plotly進行前端開發(fā)，這些框架允許開發(fā)者使用Python來創(chuàng)建交互式的Web應用。

后端開發(fā)

后端是Python全棧開發(fā)中的強項，Python在這一領域有廣泛的應用。后端開發(fā)包括服務器端邏輯、數(shù)據(jù)庫管理、認證、授權(quán)等功能。Python有多個強大的后端開發(fā)框架，如：

Flask：一個輕量級的Web應用框架，靈活易擴展，適合小型項目和微服務。
Django：一個高級的Web框架，內(nèi)置了許多功能，如用戶認證、內(nèi)容管理等，適合開發(fā)大型復雜的Web應用。
FastAPI：一個現(xiàn)代、快速（高性能）的Web框架，用于構(gòu)建APIs，支持異步編程。

數(shù)據(jù)庫

數(shù)據(jù)庫是全棧開發(fā)中不可或缺的一部分，用于存儲和檢索應用數(shù)據(jù)。Python提供了多種方式與數(shù)據(jù)庫進行交互：

SQLite：一個輕量級的數(shù)據(jù)庫，內(nèi)置于Python標準庫中，適合小型應用和原型開發(fā)。
SQLAlchemy：一個SQL工具包和對象關(guān)系映射（ORM）工具，支持多種數(shù)據(jù)庫系統(tǒng)。
Django ORM：Django框架的一部分，提供了一個強大的模型系統(tǒng)和數(shù)據(jù)庫查詢API。

API開發(fā)

在現(xiàn)代Web應用中，后端和前端通常通過API（應用程序編程接口）進行通信。Python后端框架如Flask、Django和FastAPI都支持創(chuàng)建RESTful APIs，這些API使得前端可以通過HTTP請求與后端交換數(shù)據(jù)。

DevOps和部署

Python全棧開發(fā)者也需要了解應用的部署和維護。這包括使用Docker容器化應用、使用Nginx或Apache作為Web服務器、配置SSL證書以及使用CI/CD工具如Jenkins或GitHub Actions自動化部署流程。

測試

在開發(fā)過程中進行測試是很重要的，Python為此提供了unittest、pytest等測試框架，幫助開發(fā)者編寫和執(zhí)行測試用例，確保代碼質(zhì)量。

Python全棧開發(fā)因其技術(shù)棧的廣泛性和深度，要求開發(fā)者具備跨領域的知識和技能。這種開發(fā)方式的優(yōu)勢在于能夠用同一種語言處理多種技術(shù)棧，有利于提高開發(fā)效率和促進項目的快速迭代。

Python全棧開發(fā)的代碼示例

Python全棧開發(fā)通常涉及前端、后端和數(shù)據(jù)庫等多個方面。以下是一個簡單的示例，展示了如何使用Python進行全棧開發(fā)：

后端（Flask框架）：

pythonfrom flask import Flask, jsonify, request

app = Flask(__name__)

@app.route('/api/data', methods=['GET'])
def get_data():
    data = {'message': 'Hello, World!'}
    return jsonify(data)

if __name__ == '__main__':
    app.run(debug=True)

前端（HTML、CSS、JavaScript）：

index.html：

html<!DOCTYPE html>
<html lang="en">
<head>
    <meta charset="UTF-8">
    <meta name="viewport" content="width=device-width, initial-scale=1.0">
    <title>Full Stack Example</title>
</head>
<body>
    <h1>Welcome to Full Stack Example</h1>
    <div id="message"></div>
    <button onclick="getData()">Get Data</button>

    <script>
        function getData() {
            fetch('/api/data')
            .then(response => response.json())
            .then(data => {
                document.getElementById('message').innerHTML = data.message;
            })
            .catch(error => console.error('Error:', error));
        }
    </script>
</body>
</html>

數(shù)據(jù)庫（SQLite）：

pythonimport sqlite3

# 創(chuàng)建連接并獲取游標
conn = sqlite3.connect('example.db')
cursor = conn.cursor()

# 創(chuàng)建表
cursor.execute('''CREATE TABLE IF NOT EXISTS users
                  (id INTEGER PRIMARY KEY, name TEXT, email TEXT)''')

# 插入數(shù)據(jù)
cursor.execute("INSERT INTO users (name, email) VALUES (?, ?)", ('Alice', 'alice@example.com'))
cursor.execute("INSERT INTO users (name, email) VALUES (?, ?)", ('Bob', 'bob@example.com'))

# 提交更改并關(guān)閉連接
conn.commit()
conn.close()

這個示例涉及了后端（使用Flask框架）、前端（使用HTML、CSS和JavaScript）以及數(shù)據(jù)庫（使用SQLite）。后端提供了一個簡單的API接口，前端通過JavaScript調(diào)用該接口并展示數(shù)據(jù)，而數(shù)據(jù)庫用于存儲用戶信息。這是一個基本的全棧開發(fā)示例，可以根據(jù)需求進行擴展和修改。

國太陽物理學家萊頓（Robert Leighton）和恒星物理學家林斯基（Jeffrey Linsky）表示，“如果沒有磁場，那么太陽就會像多數(shù)天文學家認為的那樣索然無趣。”

太陽大氣中冕環(huán)等磁結(jié)構(gòu)的觀測圖像，圖片來源：NASA/Goddard Space Flight Center/SDO

撰文 | 田暉（北京大學）張枚（中國科學院國家天文臺）

責編 | 韓越揚呂浩然

太陽磁場的發(fā)現(xiàn)

太陽是人類最早進行觀測的天體之一。早在兩千多年以前，中國便有關(guān)于太陽黑子（太陽表面因強磁場而浮現(xiàn)的“黑點”）的目視記錄。1610年前后，伽利略（Galileo Galilei）將其自制的天文望遠鏡指向了天空，并在西方首次觀測到太陽黑子。從17世紀初到20世紀初，人類借助望遠鏡先后發(fā)現(xiàn)了太陽黑子數(shù)的11年周期（太陽活動周現(xiàn)象）、黑子在日面上的緯度分布規(guī)律（黑子蝴蝶圖）、太陽耀斑爆發(fā)（太陽活動現(xiàn)象）等現(xiàn)象。不過，人們卻一直無法理解這些神秘事件背后的物理機制。

1908年，美國太陽物理學家、威爾遜山天文臺首任臺長，當今天文與空間科學領域最重要的學術(shù)期刊之一The Astrophysical Journal創(chuàng)刊人海爾（George Ellery Hale，圖1），基于剛發(fā)現(xiàn)不久的塞曼效應（譜線在磁場中分裂的現(xiàn)象，發(fā)現(xiàn)者塞曼獲1902年諾貝爾物理學獎），首次觀測到太陽磁場，發(fā)現(xiàn)太陽表面黑子的磁場高達數(shù)千高斯。隨后，海爾等人又發(fā)現(xiàn)黑子之外的太陽表面也存在磁場，其平均磁場強度比黑子磁場要弱。

圖1 首次觀測到太陽磁場的海爾圖片來源：http://www.astro.umontreal.ca/~paulchar/grps/site/images/hale.html

太陽磁場的發(fā)現(xiàn)，也開啟了現(xiàn)代太陽物理學。從此，人類開始密集地探索太陽上各種現(xiàn)象背后的物理本質(zhì)。一些探索還極大地推動了物理學基礎理論的發(fā)展。比如1942年，在研究太陽黑子的過程中，磁流體力學的創(chuàng)立者、被譽為“現(xiàn)代等離子體物理學之父”的瑞典人阿爾芬（Hannes Olof Gosta Alfvén，1970年諾貝爾物理獎得主，圖2）在理論上預言了磁流體中最重要的波動——阿爾芬波的存在，并極具前瞻性地提出了阿爾芬波對太陽物理研究可能非常重要的觀點。

圖2 磁流體力學的創(chuàng)立者阿爾芬，圖片來源：https://fineartamerica.com/featured/hannes-alfven-emilio-segre-visual-archivesamerican-institute-of-physics.html

通過觀測太陽磁場與太陽上諸多現(xiàn)象之間的聯(lián)系，直至20世紀下半葉，人類終于得出一個重要的結(jié)論：太陽大氣中的各種結(jié)構(gòu)和活動現(xiàn)象幾乎都跟太陽磁場有緊密的聯(lián)系。正是因為磁場，關(guān)于太陽的科學研究才驚喜不斷，并一直長盛不衰。正如美國太陽物理學家萊頓（Robert Leighton）和恒星物理學家林斯基（Jeffrey Linsky）所說，“如果沒有磁場，那么太陽就會像多數(shù)天文學家認為的那樣索然無趣。”
神秘的黑子周期——太陽表面磁場的起源

太陽磁場是如何產(chǎn)生和演化的？

在討論這個問題之前，我們首先來了解一下太陽表面磁場的長期演化規(guī)律。早在19世紀中葉，德國天文愛好者施瓦貝（Samuel Heinrich Schwabe）便發(fā)現(xiàn)太陽黑子數(shù)以大約11年為周期發(fā)生變化。黑子喜歡成群結(jié)隊地出現(xiàn)，出現(xiàn)后又喜歡“拉幫結(jié)派”，導致大多數(shù)黑子群中的黑子通常聚集為兩簇：一簇靠西，一簇靠東。前者稱為前導黑子，后者則叫后隨黑子。

20世紀初，海爾發(fā)現(xiàn)，前導和后隨黑子的磁場極性往往相反，這種極性分布在南北半球相反（圖3），并且在下一個黑子周變換極性。實際上，黑子群的磁場結(jié)構(gòu)大體上沿東西方向分布，我們也稱為環(huán)向磁場。

圖3 懷柔太陽觀測基地全日面磁場望遠鏡拍攝的光球像（左圖）和光球視向磁場圖像（右圖，黑色和白色表示不同極性）。圖片由國家天文臺白先勇提供。

20世紀中葉，隨著磁場測量靈敏度的提升，人們又發(fā)現(xiàn)太陽兩極附近的區(qū)域也存在較弱的磁場。在太陽活動谷年（黑子數(shù)少的年份），南北兩極的磁場極性通常是相反的，大體上構(gòu)成一個偶極場（稱為極向磁場）。而在太陽活動峰年（黑子數(shù)多的年份），極區(qū)磁場的極性則發(fā)生反轉(zhuǎn)（圖4）。

圖4 太陽磁場（徑向分量）的緯度分布隨時間的變化。藍色和黃色表示不同極性（圖片來源：http://solarcyclescience.com/solarcycle.html）。

由此可見，黑子周期本質(zhì)上是磁周期，即太陽大尺度磁場在太陽活動谷年的極向場與太陽活動峰年的環(huán)向場之間的周期性轉(zhuǎn)換。要準確理解太陽磁場的起源和周期性演化，需要借助磁流體力學的發(fā)電機理論。太陽內(nèi)部等離子體的運動感應放大磁場，將動能轉(zhuǎn)化成磁能，太陽發(fā)電機理論便是要解釋這些磁場從太陽內(nèi)部產(chǎn)生、上浮到太陽表面、并發(fā)生周期性變化的規(guī)律。

自20世紀60年代以來，太陽發(fā)電機理論取得了長足的進展[1]。發(fā)電機理論研究的最終目標之一是要準確預測未來的太陽黑子周強度及其峰年和谷年時間。目前，我們離這一目標還有不小差距，這很大程度上是因為我們對太陽內(nèi)部一些關(guān)鍵過程的了解還非常不足。未來，我們需要開展對太陽的多點立體探測，來提高利用日震學方法探測太陽內(nèi)部參數(shù)的可靠性，從而為發(fā)電機模型提供準確的輸入。

爆發(fā)性磁活動——空間天氣的源頭

太陽磁場中儲存著巨大的能量。當磁場演化到一定階段后，太陽就像是被觸怒了一樣，突然將這些能量一股腦地傾瀉出來。太陽上大體存在兩類這種大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動現(xiàn)象：耀斑和日冕物質(zhì)拋射（CME）。

耀斑是在1859年9月1日被發(fā)現(xiàn)的。當天，英國天文愛好者卡林頓（Richard Carrington）和天文學家霍奇森（Richard Hodgson）在用望遠鏡觀測太陽時，發(fā)現(xiàn)日面上出現(xiàn)兩道極其明亮的閃光，持續(xù)了幾分鐘。這些閃光后來就被稱為太陽耀斑（圖5左上閃亮的斑點），它是太陽大氣中局部區(qū)域突然釋放出巨大能量（通常為1021-1025焦耳，約相當于幾千到幾千萬顆億噸級的氫彈同時爆炸）的現(xiàn)象，通常表現(xiàn)為電磁輻射在幾分鐘到幾個小時的時間尺度上急劇增強，并經(jīng)常伴有強烈的高能粒子輻射。在20世紀六七十年代，一些太陽物理學家提出了標準耀斑模型，用來解釋部分耀斑過程中的多波段觀測特征。這類模型認為，耀斑是由磁場能量的突然釋放所產(chǎn)生的。能量釋放的過程叫做磁重聯(lián)，指的是等離子體中相反方向的磁場結(jié)構(gòu)相互靠近時，磁場拓撲結(jié)構(gòu)發(fā)生改變，導致磁能釋放出來轉(zhuǎn)化成熱能和動能的過程。

而CME是大團物質(zhì)（約107-1010 噸）從太陽上拋射出來并進入行星際空間的現(xiàn)象（圖5左下深紅色的拋射）。它是20世紀70年代通過空間日冕儀的觀測才被人類所發(fā)現(xiàn)的，對其形態(tài)特征和傳播規(guī)律的詳細研究則在1995年歐空局發(fā)射SOHO飛船之后。SOHO飛船攜帶的LASCO日冕儀的高質(zhì)量觀測掀起了CME研究的熱潮。我國許多學者參與其中，并在CME的產(chǎn)生機制和傳播規(guī)律等方面做出了原創(chuàng)性的重要貢獻。現(xiàn)有的觀測和理論研究都表明，CME是由太陽磁場的演化所驅(qū)動的，涉及到的物理過程包括磁重聯(lián)和多種磁流體力學不穩(wěn)定性[2,3,4]。

圖5 美國太陽動力學天文臺(SDO)衛(wèi)星拍攝的耀斑和日冕物質(zhì)拋射，圖片來源：NASA/SDO

作為太陽系中最大規(guī)模的爆發(fā)現(xiàn)象，耀斑和CME對行星空間環(huán)境有著重要的影響。這一影響在現(xiàn)代社會顯得尤其重要。比如，耀斑期間大幅增強的紫外線和X射線輻射會導致地球電離層電離度的變化，從而影響短波通訊的質(zhì)量和導航定位的精度；而CME傳到地球附近后會壓縮地球磁場，產(chǎn)生地磁暴，并可能損毀電力設施；耀斑和CME過程中產(chǎn)生的高能帶電粒子則能影響人造衛(wèi)星和星載儀器的安全運行，并威脅宇航員的人身安全。

我們將太陽的爆發(fā)性磁活動及其對地球空間環(huán)境所產(chǎn)生的這些影響統(tǒng)稱為空間天氣，以與地面上刮風、下雨這類的天氣現(xiàn)象進行類比。為了防止或減輕太陽爆發(fā)對人類社會的危害，就需要對它們進行預報。

目前，這還是個難題。我國近年建成的新真空太陽望遠鏡（NVST）、明安圖射電日像儀（MUSER）、計劃2022年前后發(fā)射的先進天基太陽天文臺（ASO-S）衛(wèi)星和太陽探測雙超平臺技術(shù)試驗衛(wèi)星已經(jīng)或即將對這一課題的研究作出貢獻。

太陽只是一顆普通的恒星，而地球也很可能只是一顆普通的行星。因此，我們完全可以預期，空間天氣的效應在太陽系之外的恒星-行星系統(tǒng)中也是存在的。有些恒星的磁性活動非常強，爆發(fā)性活動發(fā)生的頻率和釋放的能量可能比太陽的高幾個數(shù)量級。對這些恒星磁活動的研究一方面推動了“比較恒星學”的發(fā)展，另一方面也導致了“空間天氣宜居帶”這一研究領域的興起。后者指的是這些頻繁、劇烈的恒星爆發(fā)對其周圍系外行星上生命的起源和存續(xù)可能有重要影響（圖6）。

近年來，一些學者開始構(gòu)建恒星磁活動影響系外行星宜居性的理論模型，來研究這一問題。然而，由于缺乏觀測數(shù)據(jù)，模型結(jié)果存在很大的不確定性。未來，必須在極紫外、X射線、可見光、射電等多個波段對恒星磁活動開展長期、有效的跟蹤式監(jiān)測，來推動“空間天氣宜居帶”這一研究領域的實質(zhì)性進展。

圖6 恒星的爆發(fā)性磁活動對系外行星的宜居性有重要影響，圖片來源：日本國立天文臺

小尺度磁活動——日冕溫度提升的最大推手

除了大規(guī)模的爆發(fā)性磁活動外，得益于近年來觀測設備分辨率的不斷提高，人們在太陽上還發(fā)現(xiàn)了很多小尺度的磁活動現(xiàn)象。目前我們傾向認為，大量的小尺度磁活動可能是日冕百萬度高溫形成的主要推手。

日冕的高溫是1940年前后才被人們所認知的。在1869年8月7日的日全食觀測期間，人們發(fā)現(xiàn)日冕中存在一條非常亮的綠色發(fā)射線，波長是5303埃。人們猜測這條譜線源于一種未知的元素，并在1887年將該元素命名為“冕元素”（Coronium）。

半個多世紀后，德國學者瓦爾特·格羅特里安（Walter Grotrian）和瑞典學者Bengt Edlén于1940年前后分別獨立確認這條譜線源自于13次電離的鐵離子，而非所謂的新元素。由于這一高價離子通常在一兩百萬度的溫度下才會存在，因此這一發(fā)現(xiàn)表明日冕的溫度高達百萬度的量級（圖7），遠遠超過太陽表面（光球）約6000度的溫度。

1958年，美國太陽物理學家帕克（Eugene N. Parker）通過理論計算提出，如此高溫的日冕必定會持續(xù)往外膨脹，形成超聲速的太陽風。這一預言在幾年后便被前蘇聯(lián)和美國發(fā)射的人造衛(wèi)星的觀測所證實。由于太陽風是充滿行星際空間的基本介質(zhì)，決定了各大行星的空間環(huán)境以及我們所在的日球?qū)?span style="color: #999999; --tt-darkmode-color: #999999;">（狹義的太陽系）的邊界，因此高溫日冕的形成機制（即日冕加熱機制）成為天文與空間科學領域的一個極其重要的課題。

圖7 2008年8月1日日全食期間拍攝的日冕圖像[5]。紅色表示溫度約100萬度的結(jié)構(gòu)，綠色表示溫度約200萬度的結(jié)構(gòu)。

由于觀測上的困難，長期以來，日冕加熱的課題一直以理論研究為主。經(jīng)過數(shù)十年的探討，太陽物理界在1990年前后形成了日冕加熱的兩大類理論模型。第一類模型認為磁流體波，尤其是阿爾芬波加熱了日冕。阿爾芬波可由小尺度的磁活動所激發(fā)，之后上傳到日冕并將能量耗散在那里。而耗散的機制則眾說紛紜。第二種觀點是帕克最早提出的納耀斑加熱機制。這種觀點認為，日冕中的磁力線是相互纏繞在一起的，稱為磁“編織”。這種“編織”造成日冕中形成很多小尺度電流片，其中可能發(fā)生小尺度的磁重聯(lián)事件（稱為納耀斑）。大量納耀斑所釋放出來的能量加熱了日冕。

然而理論可以有很多，但真相只有一個。迄今為止，這兩類模型都還沒有直接的觀測證據(jù)。沒有經(jīng)過觀測數(shù)據(jù)的充分檢驗，任何宣稱解決了日冕加熱問題的理論都只能算是自嗨。

但觀測上也并非一點進展都沒有。比如，2007年以來，利用新一代太陽觀測設備，人們終于在日冕中找到了阿爾芬波的倩影，并且也發(fā)現(xiàn)了一些疑似納耀斑的事件。然而，我們還是沒能觀測到阿爾芬波的耗散加熱過程，也沒有發(fā)現(xiàn)納耀斑普遍存在的跡象，因此仍然無法評估它們對日冕加熱的貢獻。

另一方面，日冕的物質(zhì)以及加熱所需的能量都來自太陽低層大氣（光球和色球）。因此，要正確地理解日冕加熱過程，需著眼于太陽大氣各層之間的耦合。2019年，中國學者領導的一個國際團隊基于大熊湖天文臺古迪太陽望遠鏡（GST）的最新觀測資料，發(fā)現(xiàn)低層大氣中普遍存在的小尺度噴流——針狀物是由磁重聯(lián)產(chǎn)生的，并觀測到了針狀物在傳播過程中被加熱到百萬度的現(xiàn)象[6]（圖8）。這一發(fā)現(xiàn)從觀測上建立了日冕加熱與低層大氣磁活動的聯(lián)系，為日冕加熱的研究提供了一個不同的思路，即我們不應只在日冕中尋找加熱的蛛絲馬跡，而要關(guān)注物質(zhì)和能量從低層大氣往外傳輸?shù)耐暾^程。

圖8 GST望遠鏡和SDO衛(wèi)星對太陽大氣不同層次的協(xié)同觀測結(jié)果[6]。背景為SDO拍攝的日冕圖像，黑色正方形代表GST的觀測區(qū)域。層疊圖從下往上分別是光球視向磁場、光球輻射、色球輻射和日冕輻射圖。顏色均為偽彩色。

當前，日冕加熱的研究迎來了新的機遇。全球最大的太陽望遠鏡——美國4米口徑的丹尼爾·井上太陽望遠鏡（DKIST）已經(jīng)建成，并即將開始對太陽大氣各個層次中的小尺度磁活動開展極高分辨率（最高達20公里左右）的觀測。歐空局的太陽環(huán)繞器飛船（Solar Orbiter）已于2020年2月成功發(fā)射，并已獲得首批觀測數(shù)據(jù)，其搭載的極紫外光譜儀將能同時觀測各層大氣中的速度場。而美國宇航局2018年發(fā)射的帕克太陽探針飛船（Parker Solar Probe）也正在奔往日冕的途中，將在數(shù)年之后直接進入日冕，對磁場和等離子體開展實地探測。在這些大設備的支撐下，日冕加熱的研究即將迎來巨大機遇，預期日冕加熱將正式從以理論研究為主邁向以實測為主的階段。
磁場測量——必須完成的任務

如前所述，正是太陽的磁場及其活動導致了黑子周期、太陽爆發(fā)以及日冕加熱。因此，測量太陽磁場是太陽物理學者最重要的使命之一，也是必須完成的任務。一個多世紀以來，海爾所開創(chuàng)的利用塞曼效應測量光球磁場的方法一直被人們所沿用。今天我們已經(jīng)能夠?qū)θ彰娴墓馇蚴噶看艌鲞M行較高精度的測量。在中國，艾國祥院士創(chuàng)建的國家天文臺懷柔太陽觀測基地對光球磁場測量也作出了重要的貢獻。這些磁場測量大大促進了我們對太陽爆發(fā)機制的理解。

然而光球磁場測量至少還有兩個未來需要追求的目標。

第一，提高磁場測量的靈敏度和精度。現(xiàn)有的光球磁場測量，尤其是橫向磁場分量的測量，其靈敏度和精度還有很大不足，制約了我們對日冕加熱和太陽爆發(fā)等問題的研究。DKIST望遠鏡和我國在建的太陽磁場中紅外觀測系統(tǒng)（AIMS）有望在這方面取得突破。

第二，測量極區(qū)磁場。在太陽活動低年，太陽兩極通常被大范圍的冕洞所占據(jù)，其磁場與冕洞中太陽風的起源有緊密聯(lián)系；此外，極區(qū)磁場還在一定程度上決定了下一個太陽活動周的強弱。然而過去的太陽觀測衛(wèi)星或望遠鏡都是在黃道面上觀測太陽，因而難以準確地觀測太陽兩極的磁場。而Solar Orbiter衛(wèi)星的軌道面將能夠與黃道面成30多度的夾角，這使其有可能對太陽兩極的磁場進行比較精確的測量，從而推動太陽風起源和太陽活動周的相關(guān)研究。

另一方面，光球之上的太陽大氣，尤其是日冕，其中的磁場迄今仍難以測量。這是因為日冕磁場比光球磁場要弱很多；另外，日冕的高溫導致日冕譜線的輪廓很寬，使本來就不明顯的譜線分裂更難被測量出來。

由于磁場將太陽各層大氣耦合在一起，太陽爆發(fā)和日冕加熱等主要物理過程跟各層大氣中的磁場都是緊密相關(guān)的，因此日冕磁場測量的困難極大地制約了這些課題的研究進展。在缺乏日冕磁場測量的現(xiàn)實條件下，我們通常只能在一些假設下，通過模型來重構(gòu)日冕磁場三維結(jié)構(gòu)（圖9）。但這些假設對于日冕中的有些區(qū)域并不成立，并且不同模型重構(gòu)出的磁場經(jīng)常有很大差異。因此，我們終歸還是要迎難而上，攻克日冕磁場測量這一世紀難題。

圖9 根據(jù)模型計算得到的太陽三維磁場結(jié)構(gòu)[9]。不同顏色的線代表磁力線，中間為光球磁場在視線方向上的分量分布圖，紅色和藍色代表不同極性。

當歷史的車輪駛進2020年，日冕磁場測量終于取得了階段性的進展。年初，美國學者利用歐文斯谷太陽射電陣（Expanded Owens Valley Solar Array）的觀測，獲取了太陽耀斑過程中日冕磁場的二維分布及其演化[7]。

八月，中國學者領導的一個國際團隊基于日冕多通道偏振儀（CoMP）的觀測數(shù)據(jù)，發(fā)展了一個基于磁流體波動觀測和密度診斷的新方法，首次測得日冕磁場的全局性分布[8,9]（圖10）。

年底，由美國、中國和瑞典學者組成的團隊基于日本日出衛(wèi)星（Hinode）的極紫外光譜觀測數(shù)據(jù)，利用磁誘導躍遷這一物理原理，獲得了日面上活動區(qū)日冕磁場的二維分布[10]。

利用后兩種方法，通過建造下一代的大口徑日冕儀和極紫外光譜儀，我們有望實現(xiàn)對日冕磁場的常規(guī)測量。同時，結(jié)合DKIST、MUSER等已建成望遠鏡的獨特觀測，日冕磁場測量這一世紀難題有望在未來10-20年得到初步解決。

而太陽磁場的真容究竟為何，我們又何時才能揭開太陽這一距我們最近的恒星的“磁性面紗”，讓我們拭目以待。

圖10 CoMP觀測的日冕磁場（垂直于視線方向的分量）強度（左）和方向（右）分布圖疊加在SDO衛(wèi)星拍攝的日冕圖像上[8,9]。

參考文獻：

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[10] Hinode/EIS measurements of active region magnetic fields, E. Landi, R. Hutton, T. Brage, W. Li, 2020, ApJ, 904, 87.

作者簡介
田暉: 北京大學地球與空間科學學院教授，兼中國科學院太陽活動重點實驗室(國家天文臺)主任。曾在武漢大學、北京大學、德國馬普學會太陽系研究所、美國國家大氣研究中心、哈佛-史密松天體物理中心學習或工作。2018年獲國家杰出青年科學基金。主要從事太陽物理研究，涉及太陽過渡區(qū)動力學、低層大氣活動與日冕加熱、日冕磁場測量、空間極紫外探測等課題。
張枚: 中國科學院國家天文臺研究員，國家天文臺懷柔太陽觀測基地首席科學家、副主任，美國國家大氣研究中心客座教授，中國科學院大學兼職教授。2011年獲國家杰出青年科學基金。任學術(shù)期刊Research in Astronomy and Astrophysics等的編委。主要從事太陽物理研究，涉及太陽爆發(fā)理論、太陽發(fā)電機理論、太陽矢量磁場觀測等課題。

英國《太陽報》報道，菲律賓一位網(wǎng)頁設計師為了向自己的職業(yè)致敬，給自己的兒子取名為“Hypertext Mark-up Language（超文本標記語言）”。這位叫做Mac Pascual的父親表示，給新生兒取個獨一無二的名字是他們家族的傳統(tǒng)。他對自己的工作充滿熱情，決定給自己的寶寶取名為HTML。據(jù)媒體報道，這個寶寶出生在當?shù)氐牟祭册t(yī)療集團合作醫(yī)院，體重2.25公斤。

6月10日，HTML的姑姑Salie Rayo Pascual拍下了這個可愛侄子的照片，并把照片發(fā)布到了Facebook上，標題是“HTML，歡迎來到這個世界”。這篇帖子很快引起了網(wǎng)友們的關(guān)注，大家紛紛評論并轉(zhuǎn)發(fā)了這個帖子。不過，還是有一些社交媒體用戶對這個奇特的名字進行了一番嘲笑，并嘲諷般地建議他給未來的孩子用一些其他的編碼縮寫來當名字，比如“Results-based management system”、“JavaScript”，或者是“Cascading Style Sheets（CSS）”。還有人對寶寶的名字表示了擔憂評論道：“將來，他可能會成為被欺負和被嘲笑的對象。”

HTML的爸爸解釋說，他自己的名字“Mac”就是“Macaroni'85”的縮寫，而他姐姐的名字是“Spaghetti'88（意大利面）”的縮寫。他的姐姐有兩個孩子，分別叫“Cheese Pimiento（辣椒奶酪）”和“Parmesan Cheese（帕爾瑪奶酪）”，所以他們的小名分別是“Chippy”和“Peewee”。HTML和其他名字不同尋常的嬰兒一樣，從出生起就成為了人們討論的話題。特斯拉的首席執(zhí)行官Elon Musk和Claire Boucher（Grimes）就給自己的兒子取名為“X ? A-12 Musk”，因而上了新聞頭條。今年早些時候，模特兼女演員Emily Ratajkowski 通過社交媒體宣布，她將給自己剛出生的寶寶取名為“Sylvester Apollo Bear”。（中國青年網(wǎng)編譯報道）

來源：中國青年網(wǎng)

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