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1、塞曼效应测天体磁场塞曼效应(Zeeman effect),在原子、分子物理学和化学中的光谱分析里是指 原子的光谱线在外磁场中出现分裂的现象。塞曼效应是1896年由荷兰物理学家 塞曼发现的.他发现，原子光谱线在外磁场发生了分裂。随后洛仑兹在理论上解 释了谱线分裂成3条的原因。这种现象称为“塞曼效应”。进一步的研究发现，很多原子的光谱在磁场中的分裂情况非常复杂，称为反常塞曼效 应。完整解释塞曼效应需要用到量子力学，电子的轨道磁矩和自旋磁矩耦合成总磁矩，并 且空间取向是量子化的，磁场作用下的附加能量不同，引起能级分裂。在外磁场中，总自旋 为零的原子表现出正常塞曼效应，总自旋不为零的原子表现出反常塞曼
2、效应。塞曼效应是继 1845年法拉第效应和1875年克尔效应之后发现的第三个磁场对光有影响的实例。塞曼效 应证实了原子磁矩的空间量子化，为研究原子结构提供了重要途径，被认为是19世纪末 20世纪初物理学最重要的发现之一。利用塞曼效应可以测量电子的荷质比。在天体物理中， 塞曼效应可以用来测量天体的磁场。应用正常塞曼效应测量谱线分裂的频率间隔可以测出电子的荷质比。由此计算得到的荷 质比数值与约瑟夫汤姆生在阴极射线偏转实验中测得的电子荷质比数量级是相同的，二者 互相印证，进一步证实了电子的存在。塞曼效应也可以用来测量天体的磁场。1908年美国 天文学家海尔等人在威尔逊山天文台利用塞曼效应，首次测量到
3、了太阳黑子的磁场。对太阳圆面的各种特征现象进行磁场测量，太阳黑子是磁场最强的区域。以黑子为主要 标志的太阳活动区也必然受黑子强磁场的制约而变化。太阳黑子实际上就是聚集着大量磁通 量的区域。太阳黑子为我们研究太阳结构和太阳活动规律带来很多信息，为我们研究等离子 导电流体提供大尺度的实验基地，以下是共旋起电”假说认为的太阳黑子磁场形成机理。由于太阳带正电的离子层和带负电的电子层同向旋转形成在太阳上存在二种极性相反 的偶极磁场。等离子体,在高温、高压、强引力、强电磁力作用下将受到安培力，洛伦兹力 等力的作用。太阳物质进行着了强烈的而有序的运动，安培力的作用。根据高斯定理，可计算出太阳球面内的电场强度
4、为零，但是日幔对流 层中的等离子体在太阳自转时，正电荷的离子与负电荷的电子一起绕日轴顺时针旋转，运动 着的正电荷和负电荷好比通过方向相反的电流，这些电流所产生的磁场对等离子体本身会产 生安培力的作用。洛伦兹力的作用。太阳球面内的电场强度虽然为零，但太阳磁场对太阳球面内的运动 带电粒子有着洛伦兹力的作用。带电量q，以速度v运动的带电粒子，在磁场B中受磁场 的作用力Fm为：风； Fm就叫洛伦兹力。很明显洛伦兹力Fm与带电粒子的 运动速度日和磁场吾都是垂直，这就导致了带电粒子在磁力作用下的运动和粒子在其他力 场中的运动有一些明显的不同。由于太阳上存在着二种极性相反的偶极磁场是与时俱在的。 这二种极性相反的偶极磁场，在太阳磁赤道上均表现为磁场的径向分量为零，在太阳南北半 球上各自极性是相反的。从共旋理论可以得出计算黑子磁场的公式：B =叩.寸 p （a*、2+ b2 - aa2 ）。式中w黑子柱旋转角速，p 为真空中的介电 常数，G为万有引力常量，K为开氏温度，p对流层即日幔的电荷密度，b为黑子半影半径，a为黑子柱长度。
