无力场(force-free field)是指电流方向与磁场平行，或者不存在电流，因而电磁力为零的磁场，又称无作用力磁场。对携带强磁场的稀薄气体，要维持这种磁场，只有在其气体压力远小于磁压力，而电磁体积力又处处为零的情况下才有可能。磁场为无力场的充分必要条件是▽×B=α(r，t)B，其中B为磁场强度，α为无力因子，通常是空间位置r和时间t的函数。

人们知道，磁场广泛地控制着太阳大气的结构和动力学过程。尤其是，在太阳活动中，磁场的作用就更为明显。具体地讲，对于太阳射电磁回旋辐射的研究，磁场是一个基本且重要的关键物理参数，例如它在微波爆发的回旋同步加速辐射的发射机制中就扮演了一个决定性的角色。

最可靠的太阳磁场测量，是来自光球层的Fraunhofer线的Zeeman分裂的光学观测。可是，迄今为止，还没有像测量光球磁场一样的直接方法，来测量高层大气中的磁场。

对于磁场的估算，除了光学和紫外观测而外，射电观测就是最有效的途径。为了要推导出关于磁场的信息，几乎利用了所有种类的太阳射电辐射的有关特性，例如，可以通过微波爆发的频谱和偏振来进行分析。

Dulk和McLean对活动区上空日冕中磁场强度的观测证据进行了评论，并且根据当时(70年代)最新的实际观测资料，依照等离子体理论，确定出哪些资料更为可靠，从而对以前的一些磁场强度的估计作了修正，他们发现从各个不同的途径所得到的结果大体上是一致的，依据并概括了所有这些资料，而拟合出活动区日冕磁场强度的经验公式：

式中R为日心距离，该公式对整个观测资料都相当精确，不会超过两倍，而且，它是个单参数函数，用起来极为方便。

通常用来从理论上外推到太阳高层大气(例如日冕)中的磁场的模型，就是所谓“无作用力磁场”(简称无力场)。由磁流体力学可知，只要电流方向与磁场方向平行，Lorentz力就为零，因此，产生无力场的条件是

换句话说，满足条件

的磁场就是无力场。对于渗透进磁场的等离子体，只有当其磁力远大于其它力时，才有可能维持这种无力场。标量称为无力因子，它一般为空间和时间的函数，它是磁力线扭转的一种量度，并正比于在磁场方向上流动的电流。

如果无力因子为常数，那么这时的无力场就被称为稳定无力场，它表征此时的系统是处于最小磁能状态。在太阳大气等离子体(色球和日冕)中，由于密度非常小，因而气体压力和重力比磁压力小得多，所以其磁场可以被看作无力场位形。这样，只要所讨论的局部磁化等离子体不是处于活动性非常强的活动区中，我们总可以用这种常无力场作为瞬时的真实的磁场结构的近似，而来进行外推。

如果无力因子，那么

这表明磁场的旋度为零，因而磁场是一个无旋场，或者有势场。通常，我们称其旋度为零的磁场为无电流场，或者势场，显然，无电流场是无力场的一种特殊情况()，此时的磁场能量当然是处于最低状态，而且磁力线没有扭转。势场的位形比较简单，它表征了一般无力场的某种平均特性。

对于低于的内冕区域以及其中的活动区精细结构，完全可以用这种势场来近似表达真实的磁场位形。尤其是，对小尺度日冕磁结构，其计算结果和观测资料相当一致。因此，只要活动区不是处于急剧上升或下降的阶段，我们就可以用势场模型来外推内冕区域(这里也正是微波爆发起源的地方)中的磁场。

利用势场位形，是很容易外推而得到色球和内冕中的磁场的。我们知道，在给定的初始边界条件下，由矢量场的旋度和散度，便可唯一地求出这个矢量场。由势场的充要条件(1)可知，磁场B定是某标量的梯度，即

另外，因为磁场为无源场，故其散度为零，即

因此，B既是势场，又是无源场，那么它必定是个调和场，而调和场的势函数()满足Laplace方程

即

这样，如果在一个基本表面上垂直分量的分布已知的话，那么就可以计算出磁场B了。例如，有人就曾假设该基本表面为一平面，而计算过太阳上某些区域中的磁场；也有人以整个太阳光球层作为该基本表面进行过太阳大气中的磁场计算；这样，就分别得到了描述太阳大气磁场分布的精细结构以及总体结构。

尽管上述势场外推法比较方便，但是它毕竟是第一近似，进一步，应该采用但的稳定无力场(又称线性无力场)；以及更进一步，乃至应该采用，而为变量的一般无力场(又称非线性无力场)。为了获得较高程度的近似，这些计算将会变得更加复杂，而且要求附加的信息(或者假设)，来确定无力因子的分布，估计其数值。