行星際磁場

衞星觀測結果證實，行星際磁場成雙地分成若干區域，一般分為四個區域。分析表明，這些區域是重要的太陽活動區密集的區域。磁場分佈的精細結構的循環，能夠維持若干個甚至幾十個自轉周以上。

行星際磁場的大尺度結構，如早年帕克所指出的那樣，是一種旋臂狀的結構。

太陽風徑向向外運動，在日冕附近略有加速，但在通過大部分日地空間以至整個行星際空間過程中，近似地保持常速。

另一方面磁力線起源於太陽本體，並隨太陽本體一起轉動，其外端為太陽風等離子體所帶出。

這就構成熟知的旋臂結構，在太陽赤道面上有典型的阿基米德旋臂形式。

在同一個區域中磁場極性相同，而在相鄰的區域中磁場極性相反，從而形成扇形結構。當它處在最有規則的時候，就會造成等離子體流、太陽宇宙線和地磁暴的循環圖像。

當然，就小尺度而言，局部不規則性是存在的，這種不規則性正是太陽活動對行星際空間所產生的擾動的反映。隨着太陽的自轉，這種扇形結構在若干個太陽自轉周內常常保持相當穩定。有時很快就發生變化，有時在短時間內只出現兩個扇形。

內斯和威爾科克斯最早提出，這種有規則的扇形磁場結構，是太陽有規則的光球背景場的反映。

通過太陽光球磁場的測量得知，在卡林頓座標系統中光球背景場的極性和強度的分佈有很強的規則性。就大尺度結構而論,極性相反的背景場主要集中在彼此分離180°的區域上。

內斯和威爾科克斯則把這種圖像和行星際空間的扇形結構聯繫起來，衞星觀測已證實這種相關性。因此普遍認為：光球背景場的極性和尺度同行星際磁場是一致的，扇形結構的磁場極性完全由光球場徑向分量的大尺度平均值所決定。

行星際磁場及其結構起源於太陽光球的大尺度背景場。太陽活動區對行星際磁場有重大影響。幾乎所有與活動區相關的耀斑都發生在行星際磁場的扇形結構有新的變化之前。很明顯，與耀斑相關的行星際激波在改變大尺度行星際磁場結構方面起重要作用。