太阳传太阳的自转与磁场
2014年10月，太阳动力学天文台持续记录着一组巨大的黑子。一天又一天，这组暗斑随太阳转动，移过明亮的圆面，最后转到背面。研究人员把它所在的区域编号为12192。
黑子的位置可以帮助测量太阳自转。研究人员记录黑子在什么时间出现在什么位置，再计算它随太阳转过的角度。黑子本身会生长、分裂或消散，所以要了解太阳各处的转速，需要比较许多黑子的记录。
把不同纬度的记录放在一起，就能看出转速的差别：太阳赤道附近转得较快，离赤道越远，通常转得越慢。这里比较的是绕转轴转过同样角度所需的时间。太阳的物质能够流动，各处不必像坚硬球体那样保持相同的转速。这种不同纬度转速不同的现象，称为差异自转。
跟踪12192号区域时，卫星还在测量那里的磁场。磁场有强弱和方向，会对运动中的带电粒子施加力。肉眼看不见磁场，仪器却能从太阳发出的光中测出磁场的强弱和方向。
把阳光按波长展开，某些波长的位置会出现暗线，那里的光被太阳大气中的原子吸收了一部分。在磁场的作用下，一条谱线可能分裂成几条波长接近的谱线。磁场越强，这几条谱线通常分得越开。这称为塞曼效应。
太阳动力学天文台上的仪器选择铁原子留下的一条吸收线进行观测。它测量这条线附近几个波长的光有多强，也测量光的偏振。偏振描述光波怎样振动，例如是否主要沿某个方向振动。磁场既会改变谱线的形状，也会改变光的偏振。谱线分裂的程度帮助判断磁场有多强，光的偏振则能帮助判断磁场的朝向。研究人员把这两类测量结合起来，推算光球上磁场的强弱和方向。
同一片区域便有了两类记录：可见光图像显示哪里较亮、哪里较暗，磁场测量结果显示磁场哪里较强、指向哪个方向。把它们对照起来，可以看到黑子所在的地方有很强的磁场。研究人员还能对照连续测得的磁场分布与黑子的记录，看看磁场分布发生变化时，黑子的位置和形状怎样变化。
这样的磁场怎样产生，又为什么一直变化？太阳内部的等离子体含有能够自由运动的电子和离子，因此能够导电。导电物质在已有磁场中流动，可以产生电流；电流又会产生磁场，改变原有磁场的强弱和分布。物质流动与磁场不断相互作用，使太阳能够把一部分流动的能量转变为磁场的能量。这种依靠导电物质流动来产生和维持磁场的机制，称为太阳发电机。
差异自转参与了这个过程。如果一片磁场跨越不同纬度，较快和较慢的物质流动会持续改变它的分布，使磁场受到拉伸。太阳内部的对流也会搬运和改变磁场，自转还会影响这些流动的方向。与此同时，磁场对带电物质施加的力又会改变物质的运动。这些流动与磁场的相互作用，共同影响太阳磁场的演变。不过，太阳内部哪些区域主要维持着磁场，差异自转和对流各贡献多少，科学家仍在研究。
黑子为何显得暗
在12192活动区的可见光记录中，黑子比周围的光球暗得多。那里同样充满炽热的物质，也一直在发光，只是亮不过周围。
一个发育成熟的黑子，通常有较暗的中心，称为本影；外面围着一圈较亮、带有细丝状纹理的半影。小黑子未必都有完整的半影。在本影、半影和周围光球中，各取同样大小的一块区域来比较，本影发出的可见光通常最少，半影较多，周围光球最多。这些明暗差别与各处的温度和磁场结构有关。
光球下面，较热的物质上升，把能量带到接近表面的地方，这些能量再通过辐射向外传出。冷却后的物质下沉，较热的物质继续升上来。这样的对流不断补充表面散失的能量。黑子区域集中了很强的磁场，导电物质的运动受到磁场约束。原本输送热量的物质升降受到抑制，从下方送上来的能量便减少了。这片区域的物质仍通过辐射向外释放能量，补充的热量减少，物质便会冷却，温度降到低于周围光球的水平。
黑子比周围冷一些，温度却仍然很高。黑子暗中心的温度通常有三四千摄氏度，周围光球则约为五千五百摄氏度。几千摄氏度的物质仍然发光，但在可见光中，较低的温度使它比周围暗得多。不同黑子的温度并不完全相同，同一黑子内部也有差别；这些数值说明的是黑子与周围光球的通常对比。
黑子内部仍有物质流动，强磁场改变了流动的方向，也限制了对流能输送的热量。本影与半影的磁场强弱、倾斜程度和物质流动都有差别，各处怎样传热也随之不同，形成了不同的温度和亮度。更清晰的影像能让科学家看见黑子内部细小的明暗结构，光谱测量则能辨认其中物质的运动。把这些记录放在一起，便能研究强磁场怎样影响流动，以及热量怎样传到黑子表面。
黑子常成对或成群出现，也与磁场有关。一片向上隆起、穿过光球的磁场结构，可以在一处朝外穿出，在另一处朝内穿入。研究者用磁极性区分这种朝外与朝内的方向，两处便具有相反的磁极性。强磁场在这些地方抑制对流，就可能形成彼此关联的黑子。因此，研究者会同时记录黑子的数量、分组和磁场分布，再把这些记录放在一起比较。实际活动区可以包含多处磁场穿入、穿出的地方，形成许多大小不同的黑子，远比整齐的一对复杂。
12192属于这样的活动区。所谓活动区，指太阳上磁场较强、结构较复杂的一片区域；可见光里的黑子是其中较容易辨认的部分。磁场还伸入上方的大气，因此这片区域的范围和变化并不止于光球上的暗斑。
太阳大气中的拱环与日珥
在黑子上方的大气中，可以看到另一种形态的太阳物质。空间望远镜在极紫外波段拍到的日冕环，从较低的大气拱起，再弯向另一处，形成发亮的弧线。环里的物质温度可以达到数百万摄氏度，发出的极紫外线和X射线能被相应的仪器记录下来。肉眼看不到极紫外线，发布的图像通常用人工配色显示这种辐射，帮助我们分辨结构。不同温度的物质，在不同波段发出的辐射强弱也不同。换一个观测波段，有些环会更清楚，有些环则会变暗，所以研究人员常常比较多个波段的图像，了解哪些位置有较热或较冷的物质。
这样高温的物质，为什么没有向四周均匀散开？日冕里有大量带电粒子，磁场会改变带电粒子的运动方向。在磁场较强、足以约束物质的区域，带电粒子较容易沿磁场方向运动，横穿磁场的运动则受到限制。发光物质受磁场约束，便可能形成弯曲的亮环。环中的物质能够流动，发亮的拱形也可以维持一段时间。
为了描述磁场，科学家画出磁力线，线在每个位置的方向表示那里磁场的方向。这些线是表示磁场的工具，并不是太阳大气中真实存在的细丝。望远镜接收到物质发出的光，图像中便显出亮环。研究人员把亮环的走向与磁场测量、模型计算相比较，判断太阳大气中的磁场可能怎样弯曲和连接。一道亮弧只显示部分发光物质，要了解更完整的磁场结构，还需要结合其他观测。
太阳大气中还有比周围日冕更冷、更密的物质悬在高处，称为日珥。2016年2月3日，太阳动力学天文台记录到一条伸长的日珥升起，随后逐渐散开。日珥中的物质沿磁场方向流动，后来变得稀薄，逐渐离开太阳表面。NASA发布的影像采用红色配色，实际记录的是肉眼看不见的极紫外辐射。
日珥也可能弯曲成拱形，但它与高温日冕环有明显区别。日珥中的物质温度远低于周围达到百万摄氏度的日冕，却仍是炽热的太阳物质。磁场能够提供向上的支撑，使这些较密的物质不立即在太阳引力作用下落回；沿磁场方向，物质仍然可以流动。有些日珥能维持数天甚至数周，外形看起来较稳定，内部却未必静止。
观察日珥时，背景也会改变它的样子。从太阳边缘看，日珥伸到圆面以外，背后是暗黑的太空。在适合观测日珥的波段，它发出的光便显得明亮。如果同类物质位于太阳圆面前方，背后换成明亮的太阳大气，在氢原子发出的一种红光中，就常常显出细长的暗带，称为暗条。较冷的物质吸收了来自后方的一部分光，自身发出的光又不足以补上，因而比周围背景暗。
日珥与暗条因此是同类结构在不同观察方向上的名称。随着太阳转动，原先位于圆面前方的结构可能转到边缘，背后的明亮太阳圆面换成暗黑的太空，它的外观也随之改变。
耀斑与日冕物质抛射
2012年7月19日，太阳边缘发生了一次爆发。太阳动力学天文台记录到辐射突然增强，随后有物质向外抛出。爆发过后，那里并没有立即恢复平静。在后来的一幅极紫外图像中，太阳圆面右侧伸出一组细亮的弧线，在黑暗背景上弯出几道相近的轮廓。这是经过人工配色的观测图，橙红色用来显示特定波段的辐射。连续记录中，发亮的物质沿弯曲路径回落，持续了许多个小时。
太阳表面的物质一直在运动，与这些物质相连的磁场也随之改变。磁场结构受到扭曲和挤压时，物质运动所做的功可以转成磁能，逐渐储存在活动区上方的磁场中。太阳表面的运动可以持续很久，积累的磁能却可能在短时间内释放，形成一次突然的爆发。
其中一个重要过程叫磁重联：在太阳大气的某些局部区域，磁场原有的连接关系改变，磁能随之转成物质的运动能量和热能，也能使一部分粒子获得很高的速度。示意图用磁力线连接方式的改变来表示这个过程。
磁场改变后，对周围等离子体施加的力也会改变，物质受到加速，局部区域迅速升温。高温物质发出更强的辐射；加速的粒子还会向其他区域传递能量，使那里发热、发光。这种磁能迅速释放、辐射突然增强的爆发，称为耀斑。
耀斑发生时，紫外线和X射线可能大幅增强，但可见光的增强未必同样明显。太阳光球本来就很明亮，因此在可见光图像中，耀斑未必显得突出。
7月19日，仪器测得这次耀斑的软X射线辐射在世界时5时58分达到峰值。软X射线是X射线中能量较低的一类，仪器记录了这个波段的辐射逐渐增强、达到峰值、再减弱的过程。一次耀斑即使释放了大量能量，周围磁场也可能继续把大部分物质限制在太阳附近；是否发生大规模外抛，还取决于磁场结构及其稳定性。
这一次确实有物质离开了太阳附近。太阳和日球层探测器SOHO上的日冕仪挡住明亮的太阳圆面，使周围较暗的日冕显现出来，记录到与耀斑相伴的日冕物质抛射。大量等离子体连同磁场一起向外运动，进入行星之间的空间。抛出的物质还会继续膨胀，影响的范围随之扩大。
耀斑和日冕物质抛射可以由同一次磁能释放引起，但两者不总是同时出现。即使耀斑很强烈，也未必有大量物质抛出；有些物质抛射则没有醒目的耀斑。观察时，需要分别确认辐射增强和物质外抛。
为了估计能量怎样分配，研究人员要测量不同波段的辐射强度随时间怎样变化，估算抛出物质的质量和速度，并测量高能粒子的数量与能量。把这些记录结合起来，才能分别估计辐射、物质整体运动和高能粒子带走了多少能量。最亮的一幅图像记录的是某个波段在某一时刻的辐射。
7月19日爆发后的太阳边缘，另一部分物质仍留在弯曲的磁结构附近。耀斑期间，强烈的加热可以使太阳低层大气中的物质升温，进入上方的拱环。爆发过后，加热减弱，日冕中的热物质继续通过辐射等过程失去能量。当失去的能量超过得到的补充时，局部区域便会冷却。在这类快速冷却的区域，气体压力随之降低，周围物质沿磁场流入并聚集，使局部密度增大，形成较冷、较密的物质团。较冷、较密的物质在太阳引力作用下回落，磁场限制它们横穿磁场的运动，使回落沿着弯曲路径进行。极紫外观测因而显出一道道发亮的弧线，以及沿弧线下落的物质。
这种现象叫日冕雨，落下的是冷却后的太阳物质，不是水滴。这里的“冷”也是相对周围更热的日冕而言，回落物质仍可有数万度。它们发出的特定极紫外辐射，使仪器能够记录这场漫长的回落。在这片区域，日冕仪记录了向外扩展的抛射，极紫外影像则记录了太阳附近物质继续冷却和下落。
至于磁场为什么恰在某一刻失稳，重联怎样迅速发展，仍需要把磁场测量与连续观测、计算模型结合起来研究。
流向太空的太阳风
2020年8月2日，深空气候观测台DSCOVR测到一股高速粒子流到来，随后几天，测得的流速继续上升。NASA当时介绍这组测量时，还展示了7月31日太阳上的一处日冕洞。日冕洞是这类高速流的常见来源。
探测器无需等到太阳爆发，便能持续测到从太阳方向流来的物质。这股由质子、电子等带电粒子组成的气流，叫作太阳风。太阳风一直在流动，不过速度、密度和携带的磁场会改变。8月初那次测量中的速度上升，就是连续外流中的一次变化。
日冕洞是日冕中温度较低、物质较稀薄的区域。这些区域在某些极紫外波段发出的光较弱，因而在相应的太阳图像上显得暗。这里的“较低”是与周围日冕比较，物质仍然很热。日冕洞与光球上的黑子处在不同高度，变暗的原因也不同。
从日冕洞流出的物质，仍受太阳引力吸引。它们怎样离开太阳？日冕中的粒子热运动剧烈，产生很大的压力。日冕外的太空压力低得多，这种压力差促使物质向外膨胀。太阳引力向内拉，压力推动外流；在合适的加热与磁场条件下，物质可以持续加速，摆脱太阳的束缚。这种压力推动的是整股等离子体，形成了持续向外的太阳风。
磁场影响了外流的去向。前面那些弯回太阳的磁结构，能把许多物质限制在日冕内；日冕洞中有伸向遥远太空的磁场，物质便能沿着这些开放的磁结构外流。带电粒子的运动与磁场相互影响，向外流动的物质也会把磁场带向远处。
太阳风向外膨胀时会冷却。如果离开日冕后不再得到额外热量，物质的温度应随膨胀较快地下降。但对快速太阳风的测量显示，温度下降得比按这一条件算出的结果更慢，说明气流在远离太阳时仍有能量补充。
磁场和等离子体中的波动可以向外传递能量，并把一部分能量交给粒子，使物质受热、加速。探测器已测到这类波动，也找到了波向太阳风传能的证据。不过，不同区域里，波动、磁重联等过程各起多大作用，仍需要靠更多测量才能分清楚。
像2020年8月初到来的那种高速流，常与日冕洞有关。在地球轨道附近，典型快风的速度约为每秒七百千米，慢风约为每秒三四百千米，但真实测量中有许多过渡情况。慢风的来源也更复杂：有些物质原先被限制在闭合磁结构中，磁重联改变了连接关系，才使它们能够流出；有些慢风则来自日冕洞。靠近太阳的探测已发现，小型日冕洞也能送出慢风，研究人员需要结合速度、磁场和粒子成分，判断太阳风的来源。
这类持续外流，与上一节的大规模日冕物质抛射有所区别。抛射是一次爆发，把大量物质连同磁场送入已有的太阳风中。快速抛出的物质还可能推动前方的太阳风，形成向外传播、使物质突然受到强烈压缩的激波。一些粒子可以在耀斑中或激波附近获得很高的能量，形成太阳高能粒子事件。耀斑、物质抛射和高能粒子事件可以伴随发生，研究人员需要分别测量辐射、外抛物质和高能粒子。
2020年8月那股高速流经过DSCOVR时，仪器先后接触到不同部分的气流，记录下各部分的速度。要研究物质离开太阳后怎样加速，探测器还得在不同距离上测量，并结合磁场和粒子成分，辨认两处测到的是否来自同一股气流。离太阳较近的帕克太阳探测器，与更远处的太阳轨道飞行器，已经做过这样的联合测量。研究人员比较近处和远处测得的流速、温度以及波动携带的能量，再结合物质向外流动的计算，估计这股气流沿途受到了多少加热和加速，以及波动能提供多少能量。
太阳活动的周期与未解问题
2014年10月，12192活动区的大黑子随太阳自转移过可见的圆面。那一年，太阳上的黑子总体较多。六年前的2008年，情形很不一样：有些日子，观测者连一颗黑子也找不到。到了2019年，黑子又变得稀少。一次爆发可以在很短的时间内改变太阳大气，而黑子从少到多、再回到少，通常要经历许多年。
黑子会不断形成、长大和消散，只看某一天，很难看出多年间的变化。观测者把每天见到的黑子和黑子群按统一方法计数，再汇总成月平均值。连续比较许多个月的平均值，黑子在多年间怎样增多、减少，就逐渐清楚了。比利时皇家天文台保存和整理的长期记录表明，2008年末和2019年末分别处于相邻两轮活动的低谷，黑子较多的阶段在它们之间。科学家把黑子活动较少的阶段称为太阳活动极小期，较多的阶段称为极大期。
从一次极小期到下一次极小期，通常约十一年，称为一个太阳活动周期。记录里的每一轮都有自己的长短和强弱。有的高峰黑子很多，有的少得多，黑子数量在上升或下降途中也会反复起落。因而，十一年是长期观测得到的大致间隔，下一轮何时开始、会有多强，仍需要继续观测和判断。
黑子变多时，太阳圆面上通常也有更多活动区，耀斑和物质抛射发生得更频繁。活动减少时，许多暗斑和明亮的活动区逐渐退去，新的活动区也变少。但极小期的太阳仍在向外发光，仍有太阳风流出，偶尔也会发生强烈爆发。
把每组黑子出现的日期和纬度一同记下来，还会看到另一种有规律的变化。一个周期开始时，新黑子多出现在南北半球离赤道较远的中纬度地带。随着周期推进，新出现的黑子总体越来越靠近赤道。它们在南北两个半球各形成一条活动带，位置随时间逐渐变化。
科学家把日期从左到右排列，把太阳纬度从下到上标出，将许多年间黑子的位置画在同一张图上。南北两条活动带便呈现出成对的轮廓，像一轮轮展开的蝶翼，这就是黑子的“蝴蝶图”。单个黑子的寿命通常只有几天到几周。蝴蝶图把许多代黑子的出现位置汇集起来，显示新黑子在一个周期内总体越来越靠近赤道。
黑子背后的磁场也在改变。测量表明，太阳南北两极的大尺度磁场方向，通常在极大期附近先后反转：原先朝太阳外部的方向变为朝内，原先朝内的变为朝外。经过下一轮活动，磁极方向再次反转，才大致回到起初的方向。因此，若把磁场方向也算在内，一个完整循环约需二十二年。
多年记录已经呈现出这些规律，但为什么这一轮强、下一轮弱，太阳内部的流动与磁场怎样共同造成差别，尚未完全弄清。对于日冕加热和太阳风加速，科学家已经找到波动传能、磁能释放等过程，但在太阳的不同区域，这些过程分别能提供多少能量，还需要继续测量。
十一年左右的周期能帮助研究人员判断太阳活动何时较多。面对具体的活动区，他们还得连续追踪那里的磁场变化，估计爆发风险。即使有了这些观测，准确预测一次爆发发生的时间仍然很困难。
