太阳黑子

出处：按学科分类—自然科学总论 北京出版社《现代科技综述大辞典上》第493页（2150字）

是经常出没于太阳表面的一些暗黑斑点，一种基本的太阳活动现象。

人类对黑子的观测已有长达几千年的历史。古代人仅凭肉眼观测，因而只能看到黑子的一些肤浅的表面现象。

直到望远镜的诞生，特别是太阳光谱仪和磁象仪的发展，人们才开始对黑子的内在本质进行系统的研究。

黑子大小不一，形态各异。比较大的黑子通常由较暗的核(本影)和围绕它的较亮的边框(半影)组成，形状似一个浅碟。此外，黑子中还存在各种精细结构，如本影中有本影点和本影闪耀，半影中有半影纤维等等。当黑子位于日面边缘时，远离边缘的半影宽度比靠近边缘的半影宽度要窄得多，这就是Wilson于1769年发现的Wilson效应。

黑子是磁场高度集结的区域。

本影中的磁场强度通常达到0．1～0．4T。在本影中心，磁场方向基本是径向的，但到了半影边缘，磁场方向有可能平行于太阳表面。黑子磁场是Hale于1908年根据光谱线的塞曼分裂观测发现的。

黑子光球层的温度明显较非扰区域低，本影光球温度通常要低1000K，半影则介于本影和非扰区域之间。

这是人们看到黑子比较暗黑的直接原因。近来对黑子非局部热动平衡模型的研究表明，在色球层温度并不一定低于非扰区域，有时甚至还略高一点。这反映在某些色球谱线(如电离钙的共振线)在黑子区域反而增强了。

1909年Evershed从谱线的多普勒位移和不对称性推测黑子区域存在较明显的物质流动。

后来的观测也证实了，黑子在下层有物质流出，而在上层则流入。由于沿深度方向物质密度的梯度极大，因而物质流动的净结果是向外的。

这个现象即为着名的Evershed效应，关于它的成因目前还存在争论。

黑子在大多数情况下是成群出现的。每个黑子群由几个至几十个黑子组成。一般说来，黑子群中有两个主要黑子。按太阳自转方向，出现在西面的黑子称为前导黑子，而在东面的黑子则称为后随黑子。前导黑子和后随黑子的磁场一般具有相反的极性。

鉴于黑子群的复杂性，现已提出了几种黑子群的分类方法，较为常见的有磁分类法和苏黎世分类法。

黑子具有既复杂又有规律的周期变化。

1848年，Wolf提出了黑子相对数的概念，利用数百年的黑子数观测资料，证明了黑子数的年平均值随时间有一变化周期，大小约为11a。每个周期中，黑子数极大的年份称为太阳活动峰年或极大年。从1755年开始的第一个变化周期为第一太阳活动周，依次往后对各个活动周计数。

黑子在日面上的分布具有一定的规律性。首先，黑子在日面东半部和西半部的分布具有不对称性，这表现在日面东半部的黑子比西半部多。其次，黑子的日面纬度分布有一周期性。

每个周期开始时，黑子一般出现于纬度±30°附近；而在黑子数极大年份，黑子则较多出现在纬度约为±15°处；当这一周期结束时，黑子靠近赤道并逐渐消失，进而开始新的周期。黑子日面纬度的这种变化规律称为Sporer定律，平均变化周期也是11a。

黑子的磁场极性也呈现出有趣的分布和变化特性。在同一太阳活动周中，北半球前导黑子的极性几乎相同，而南半球前导黑子的极性正好相反。

在紧随着的下一个活动周中，前导黑子和后随黑子的极性分布则全部反过来。也就是说，黑子的磁场极性具有大小约为22a的变化周期。

这就是Hale-Nicholson定律。

为阐明黑子是通过何种途径达到冷暗状态的，学者们提出了种种理论。

1941年Biermann提出了一种理论，指出黑子中强磁场的存在可以阻止光球深处的能量通过对流向上传输，从而使黑子区域变冷。这个机制的困难之一是必须合理解释黑子中的致冷和谱斑中的加热之间的区别。

因为谱斑也是磁场集结区域之一，只不过磁场强度较黑子区域稍低。1974年Parker提出另一种理论，认为黑子区域存在较强的磁流体力学波，波动将能量往外传输并使黑子得到冷却。

这个机制同样存在一些困难，例如这些非辐射能究竟转移至何处，目前在观测中尚无发现任何迹象。除此以外，还有许多不同的理论，均有待于进一步探索。

。【参考文献】：

1 Bray R J,Loughhead R E. Sunspo. Great Britain: Pitman, 1964,1～303

2 Priest E R. Solar Magneto -Hydrodynamics. Dordrecht :D. Reidesl, 1982. 280～324

3 Zirin H. Astrophysics of the Sun. Cambridge: Cambridge University, 1988. 303 ～ 333

(南京大学丁明德博士撰；方成审)