中國科學院云南天文臺撫仙湖太陽觀測與研究基地研究人員，利用一米新真空太陽望遠鏡（NVST）以及太陽動力學觀測站(SDO)的觀測數據，探討了活動區浮現過程的物理本質。相關研究成果于近期發表在《天文學與天體物理》（Astronomy and Astrophysics）上，該項研究工作主要由王金成助理研究員及其合作者閆曉理研究員等人合作完成。
太陽活動區主要由強磁場組成，蘊含了巨大的磁場能量，也是太陽耀斑、日冕物質拋射、暗條爆發的主要發生區域。總所周知，這些活動區中的磁場基本都是從光球底部浮現出來的，新浮現的磁場攜帶著各種光球底部的信息。對于它的研究，不僅僅有助于理解活動區形成和磁場起源，而且對太陽爆發活動同樣具有非常重要的意義。
有數值模擬研究表明，由于太陽內部密度分層的影響，只有強扭纏的磁通量管才能浮現到太陽表面，而弱磁場的磁通量管難于浮現出來。但有研究者則持不同看法。針對這個爭議，王金成及其合作者研究一個發生在2018年8月24日至25日的反Hale極性規律的活動區的浮現過程。他們通過計算這個浮現活動區的各種演化參數和磁場參數，發現活動區的極性分離主要在經度方向、平均無力因子α一直為正。更為重要的，他們通過兩種不同的辦法，得到浮現活動區在浮現過程中具有很弱的扭纏性，據此認為扭纏性弱的磁通量管同樣也可以從光球底部浮現出來，從而形成所觀測到的活動區。
該項研究獲得了國家自然科學基金面上和青年項目、中國科學院西部之光人才項目、中國科學院太陽活動重點實驗室、云南省應用基礎研究計劃項目以及科技部重大項目的支持。
圖展示了在活動區浮現過程中，其活動區內部磁扭纏數的大小變化。
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