中国科学院云南天文台抚仙湖太阳观测与研究基地研究人员，利用一米新真空太阳望远镜（NVST）以及太阳动力学观测站(SDO)的观测数据，探讨了活动区浮现过程的物理本质。相关研究成果于近期发表在《天文学与天体物理》（Astronomy and Astrophysics）上，该项研究工作主要由王金成助理研究员及其合作者闫晓理研究员等人合作完成。

太阳活动区主要由强磁场组成，蕴含了巨大的磁场能量，也是太阳耀斑、日冕物质抛射、暗条爆发的主要发生区域。总所周知，这些活动区中的磁场基本都是从光球底部浮现出来的，新浮现的磁场携带着各种光球底部的信息。对于它的研究，不仅仅有助于理解活动区形成和磁场起源，而且对太阳爆发活动同样具有非常重要的意义。

有数值模拟研究表明，由于太阳内部密度分层的影响，只有强扭缠的磁通量管才能浮现到太阳表面，而弱磁场的磁通量管难于浮现出来。但有研究者则持不同看法。针对这个争议，王金成及其合作者研究一个发生在2018年8月24日至25日的反Hale极性规律的活动区的浮现过程。他们通过计算这个浮现活动区的各种演化参数和磁场参数，发现活动区的极性分离主要在经度方向、平均无力因子α一直为正。更为重要的，他们通过两种不同的办法，得到浮现活动区在浮现过程中具有很弱的扭缠性，据此认为扭缠性弱的磁通量管同样也可以从光球底部浮现出来，从而形成所观测到的活动区。

该项研究获得了国家自然科学基金面上和青年项目、中国科学院西部之光人才项目、中国科学院太阳活动重点实验室、云南省应用基础研究计划项目以及科技部重大项目的支持。

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图展示了在活动区浮现过程中，其活动区内部磁扭缠数的大小变化。