太阳爆发的起源与结构 II：磁建模（特邀综述）

太阳大气中三维磁场的拓扑结构和动力学控制着各种太阳爆发现象和活动，如耀斑、日冕物质抛射和暗条/日珥。我们必须观测并对矢量磁场进行建模，以理解这些太阳活动的结构和物理机制。光球层的矢量磁场通常通过偏振光进行观测，并通过 Stokes 剖面反演推断得到。为了分析这些矢量磁场，我们首先需要消除横向分量的 180$^\circ$ 模糊度并校正投影效应。然后，经过适当的预处理后，矢量磁场可以作为无力场建模的边界条件。光球速度场也可以从矢量磁场的时间序列中推导出来。可以通过理论无力场模型、数值非线性无力场模型、磁流体静力学模型和磁流体动力学模型来推导和研究三维磁场。可以通过三维磁场模型或矢量磁场时间序列计算磁能。通过精确定位磁零点、秃斑和准分离面层的位置来分析磁拓扑。作为一个守恒良好的物理量，磁螺旋度可以通过多种方法计算，如有限体积法、离散磁通量管法和螺旋度通量积分法。该物理量可作为表征太阳活动区活动水平的一个有前景的参数。