天体磁场的测量
对于天体物理研究来说，磁场的重要性并不亚于光度、距离与速度，说它在相当程度上塑造了整个宇宙的形态也不为过。很多观测现象都暗示了磁场的存在，如星云的纤维状结构、某些活动星系核喷流中的磁流体不稳定性特征等，但人们对天体磁场具体特性的了解却相对较少。除了太阳系天体可以让探测器飞到附近直接测量，其他磁场都必须通过间接手段来探测，最重要的就是天体辐射透露出的线索。
磁场在辐射中透露出的线索主要的有两点，一是塞曼效应，二是偏振特性。由于在实际操作中，塞曼效应的应用往往也离不开偏振特性的分析，先说第二种好了。
天体辐射可以分为偏振光与非偏振光两部分。偏振是光波振动取向的描述，简单说来如果振动方向保持不变或者按一定规律变化，就可以称为偏振光。很多起偏机制都与磁场有关，如磁场加速电子产生的同步加速辐射或者曲率辐射；散射也是一种起偏机制，偏振与入射光的特性、散射体的性质以及支配散射体分布的磁场有关，因此，分析辐射的偏振度可以给出磁场分布的信息，比如早在1949年，William Hiltner与John S. Hall观测到星光的偏振后，就意识到这可能暗示了星际磁场的存在，因为以热成分为主的恒星辐射整体来看本不应具有偏振特性，传播过程中散射星光的尘埃本身在磁场作用下有了垂直于磁力线的特定取向，才让接收到的辐射变成了偏振光。
偏振可以用4个Stokes参量来描述，包括描述强度的I、描述线偏振度的Q和U，还有描述圆偏振度的V，它们的定义应该不难查到，本人就偷懒不写了。这4个参量可以给出所有的偏振相关信息。测量偏振的主要仪器，于光学波段来说基本是用偏振片，将某一振动方向的光波过滤，通过变换偏振片的方向可以得出天体辐射的偏振特性。射电波段则是有直接测量辐射的电场分量而非强度的偏振计，工作原理留待后文描述。在高能波段，偏振测量另有手段，比如利用光子散射，这一点可以参考旧文。实际应用中，往往还会根据观测目标不同，对仪器进行专门的改造，比如利物浦望远镜装备、专门针对伽玛射线暴等瞬变源偏振测量的RINGO。
RINGO结构示意，瞬变的天体辐射通过每秒旋转500周的偏振片，得到一个随时间变化的信号。然后时间信号通过旋转的棱镜投射在望远镜焦面上，转化成环形图象。只需测量环形图象的明暗变化，再结合偏振片的取向，就可以给出辐射的偏振信息。（图片提供：The Liverpool Telescope）
塞曼效应的基本依据是，在磁场中原子谱线会发生分裂。这一现象究其本因，是原子中电子的轨道存在磁矩，而且磁矩取向量子化。在磁场的作用下，能级会发生分裂。反映在光谱上，就是一条谱线分裂成几条。不仅发射线可以出现分裂现象，吸收线也会分裂，后者称为逆塞曼效应。由塞曼效应测量的磁场实际是磁场在视线方向上的投影。
太阳黑子（左图）与对应分裂后的光谱（右图）。左图中的黑线表示光谱仪狭缝的位置。（图片提供：NOAO）
如果直观地说，就是当磁矩与磁场平行时，能量稍有增加；反平行则减少。对应在辐射谱上就是谱线的分裂。当然，具体计算要借助量子力学原理，还是有些复杂的。
塞曼效应又分为两类，正常与反常。在弱场情况下，正常塞曼效应是一条谱线分裂成3条，且线距正比于磁场强度（因此也就可以通过线距测量求出对应场强），额外的两条子线具有椭圆偏振特性。但如果电子的总自旋不为0，就是反常塞曼效应了，谱线分裂的条数不再是3。另外在强磁场情况下，电子自旋轨道耦合被破坏，线距也不再随场强线性增加，帕邢-巴克效应取而代之。
磁象仪获得的太阳磁图，按照习惯，一般以黑色表示磁南极，白色表示磁北极。（图片提供：Stanford SOLAR Center）
早在1908年，海尔等人就已利用塞曼效应来测量太阳黑子的磁场了。当代太阳磁象仪的基本工作原理也是塞曼效应，借助的是塞曼效应的偏振特性。
对于辐射本身带有偏振特性的天体，大可使用偏振计或偏振片直接观测，得出偏振度和方向后根据辐射机制求出对应的磁场，如下图这个例子：
蟹状星云的偏振照片，拍摄时先使用滤光片滤去发射线，留下连续的同步辐射成分，然后拍摄4张偏振片角度彼此相差45度的照片并叠加。4个角度的照片分别以正片、红、绿、蓝色表示，通过测量不同偏振方向上的光强分布，结合辐射理论，就可以揭示出超新星遗迹内的磁场走向。在射电波段，类似的工作做得更多。（图片提供：Anglo-Australian Observatory）
对大尺度星系级的磁场还有一种测量方法，是利用名为法拉第旋转的效应，银河系磁场的最终确定就是它的功劳。当辐射穿过带有磁场的星际介质时，介质中的自由电子会导致两个圆偏振辐射分量的折射率出现差异，这样离开介质后辐射的线偏振方向会发生旋转，旋转的角度与波长2次方成正比，比例系数则与磁场强度正相关。因此只要对一批脉冲星等本征具有偏振的天体进行法拉第旋转测量，就可以得到大尺度的磁场结构。类似的手段对一些邻近河外星系同样可行。另一种测量银河磁场的途径是观测某些射电谱线（如中性氢21厘米线）的塞曼分裂特性。
对临近星系的磁场测量表明，星系磁场基本呈旋涡结构（无论星系本身的形态如何），典型强度在几个微高斯量级上，与磁场形成的发电机理论预言吻合：
观测到的星系磁场走向（左，图片提供：MPIfR Bonn）与模拟对比（右，图片来源：Plasma Universe）。
除了辐射测量，还有一种获知天体磁场的方法是与理论结合，拟合观测参数，操作方法就需要具体问题具体分析了，比如利用脉冲星自转减慢速率以及自转频率来推算出磁场，还有通过拟合伽玛暴的光变曲线来获得磁场能量均分因子进而是磁场大小等等，这比根据辐射推测磁场更加间接。
参考资料：
[1] Polarization in astronomy
[2] Galactic magnetic fields
[3] Magnetism—Molder of the Universe
[4] An Introduction to Radio Astronomy by Bernard F. Burke and Francis Graham-Smith
[5]《射电天文方法》
[6] The 150-Foot Solar Tower
Magnetograph Information
