太陽黑子

太陽黑子形成原因

           至於太陽黑子的活動性根源是什麼？到目前為止，還沒有一個非常完善的理論可以來完美的解釋黑子的形成，但是已經可以發現有一個大而較簡化的模式來略加解釋，並而從中引導出舊理論，及之後新理論的建立。
一般認為太陽黑子和其他活動性都起因於熱對流和各部份自轉速度不同。 可以設想在太陽上原來存在南北兩個磁極,在對流層裡面行成的經向磁場。太陽物質的不同部位以不同轉速運動(這稱為差動旋轉),赤道附近自轉較快靠近及區轉得較慢。於是“凍結”在太陽物質裡的磁力線就會逐步被拉長並環繞太陽,帶有緯向成分。經多次纏繞之後緯向成分愈來愈強。磁場強度與磁力線的密度成正比,在多次纏繞之後太陽物質裡的磁場基本變成緯向而且強度大為增加。磁力線之間互相有斥力,磁場加強時斥力愈來愈強。既然磁場“凍結”在太陽物質裡面,磁力線的斥力就給太陽物質加上一種膨脹壓力,通常稱為磁壓。在太陽內部對流層內,由於不均勻性,各處的氣體壓力並不完全相同,如果某處磁壓超過氣壓,這一團物質就會膨脹,結果會像水裡的氣泡一樣受到上浮力的作用向表面升起,最後連磁力線帶物質都冒出太陽表面。在磁力線集中穿過對流層頂部進入光球的地方就會形成黑子。在磁力線集中和穿入的部位形成的黑子分別為N極性和S極性。且赤道兩側的磁力線走向正好相反,所以在南半球和北半球形成的黑子對的極性也相反。

由左到右可見磁力線纏繞的情形，及南北半球黑子的極性相反。

                                                                                                                                                                                                               

黑子的形成週期

◎ 太陽黑子週期約為11年：

           §  如果拿過去世界各地所觀測黑子的平均數目，對年份做圖，可以看出太陽黑子週期性的 變化。每一個黑子週期常可達13.3年，短則只有7.3年，平均10.8年。而現在最常被引用的太陽黑子週期為11年。

在一個太陽活動週期裡，黑子出現的位置會變化。率先在新週期出現的黑子位置往往在緯度約30度至35度之間，然後隨黑子數增加，出現的位置向低緯度區發展。待到大部份黑子都出現在10度至20度緯度區時，黑子數就開始減少，最後黑子都出現在靠近太陽赤道附近，數量也減到最低。這時下週期的黑子就在高緯度區出現，而它們的極性卻和即將結束的週期相反。黑子的緯度分布隨時間的變化畫在一張圖上有點像蝴蝶的翅膀，被稱為「蝴蝶圖 」。

 Maunder蝴蝶圖

    ◎ Maunder蝴蝶圖是Maunder在1904年第一次建構此類型的圖而得名。

    ◎ Maunder蝴蝶圖是以年份為橫軸，以黑子出現的緯度為縱軸所畫出來的太陽黑子分布圖

    ◎ Maunder蝴蝶圖週期的成因：黑子首先在高緯度磁力線易纏繞扭曲的地方形成，然後低緯區的磁力線較慢扭曲成結，所以低緯區的黑子較晚形成。週期開始時黑子主要出現在南北緯        35°，週期結束時約在南北緯5°。

  

黑子的磁場週期

磁場週期：22年

         §  就一群黑子而言，先出現的黑子叫「前導黑子」，後出現的叫「後隨黑子」。

         §  成對的黑子磁場極性相反，磁力線從一個黑子穿出，進入另一個黑子。如果前導黑子是S極，後隨黑子就會是N極；前導黑子是N極，後隨黑子就是S極；且南、北半球黑子的磁性不同，北半球的前導黑子是N極，後隨黑子是S極時，南半球的前導黑子就是S極，後隨黑子是N極。同一週期裡的情況不變，在下一週期情況則相反。

         §  當磁場因差動旋轉而扭曲嚴重而破滅後，會重新組合，但此重新排列的方式使磁場極性顛倒，在新的週期磁場南北極性互換。所以若考慮磁場極性互換，則真正的完整週期應該是22年。

                                                                                                                                                                                                                

黑子的分類

 依照蘇黎世大學天文台的分類法，黑子共分為九類，各用一個大寫的英文字母為代表，依序為：

Ａ：單獨孤立的小黑子，少數會集結成群，沒有半影也沒有雙極性。

Ｂ：沒有半影，但具有雙極性的小黑子群。

Ｃ：有雙極性，且其中一極的主黑子有半影。

Ｄ：有雙極性，各極的主黑子均有半影，但其中一方的結構較簡單，且整群的寬度在太陽面的  東西方向上不超過10度。

Ｅ：大型有雙極性的黑子群，各極的主黑子均有半影，且黑子的結構較Ｄ型複雜，在主黑子間多數有小黑子存在，整群的寬度超過10度。

Ｆ：很大的雙極黑子，或比Ｅ型更為複雜的大黑子群，整群的寬度超過15度。

Ｇ：大型且具雙極性的黑子群，寬度超過10度，但在兩極的主黑子之間沒有小的黑子散佈。

Ｈ：無雙極性但主黑子有半影的黑子群，主黑子通常為圓形，且直徑大於2.5度，在周圍還有小黑子散佈著，有時也會出現複雜的結構。

Ｊ：無雙極性但主黑子有半影的黑子群，主黑子通常為圓形，但直徑小於2.5度，在周圍還有小黑子散佈著。

黑子的組成

黑子是由兩部份組成：本影〈umbra〉及半影〈penumbra〉。本影為黑子中心區暗黑的部分，面積約佔不到整個黑子的五分之一。本影周圍稍亮的區域叫半影， 面積比本影大的許多，而半影中間有許多細長的條紋。黑子多成不規則圓形，最小的直徑有一千六百公里，最大的則可到十六萬公里。黑子本影區常有閃耀的亮點，據認為是對流層向外傳播的波。本影區的都普勒效應還表明有物質外流，半影區的紋理也顯示物質由本影區向邊沿流動。黑子太陽南北兩半球都出現，存在的時間從幾天到數個月。多數黑子成群隨太陽自轉移過日面，每群黑子通常有前導黑子和後隨黑子之分，前者在自轉前方，存留時間較長，後者容易分裂並首先消失；前導黑子與後隨黑子極性相反，南北兩半球的黑子也是相反的極性。例如北半球的前導黑子為N極，後隨黑子為S極，此時，南半球之前導黑子便為S極，後隨黑子N極。

人們最早用肉眼觀察太陽黑子，1610年才開始用望遠鏡觀測。這次是用瑞典新研製的直徑近1米的世界第二大太陽望遠鏡觀測。結果顯示，耀斑持續了1小時之久，據專家分析，可能由於耀斑在磁場內持續的對流作用所致。半影寬度由以前150公里減少到現在的90公里。

　　儘管科學家還不能做出具體的解釋，但此次發現意義重大。紐約羅徹斯特大學(the University of Rochester in New York)太陽物理學家約翰-湯瑪斯(John Thomas)認為，觀測結果有助於構建有效的太陽黑子模型。模型所需要的太陽黑子磁場強度、傾角以及氣體流速度的資料，有望於2003年進一步確定。

                                                                                                                                                                                                                

太陽黑子的目視觀測

       黑子沃爾夫數的多少、面積的大小是表征太陽活動程度強弱的重要參量。觀測黑子就是為了得到這兩個參量。

       由于太陽角直徑較大，發出的光很強，因而使用口徑不大的望遠鏡（口徑5～10CM），附加一個投影屏，就可以進行太陽黑子的投影觀測。折射或反射望遠鏡都可以用于這種觀測。想要得到一個穩定的日象，以便能在十幾分鐘或半小時內觀測太陽黑子的細節，需要望遠鏡配有赤道式的跟蹤裝置。投影日象直徑一般為8～10CM為好。

觀測方法：觀測前，調好儀器的平衡，保証望遠鏡在任一位置上都有良好的平衡狀態。當日光較強時，物鏡前加一光攔，以減弱日光。投影板上放上直徑為10CM圓的圖紙，找到日象，調節焦距，使其大小與10CM圓相吻合。當黑子本、半影都較清楚或日面邊緣輪廓較清晰時，認為焦距已調好。根據黑子的視運動方向，使圖紙上的東西線與其平行。東西線的校准，在儀器不跟蹤的條件下進行，務必定准確，因為量黑子的日面經度和日面緯度時，它是基本參考線。東西線校准后，讓儀器跟蹤太陽，若沒有跟蹤裝置，觀測者用手調節螺旋使日象與投影圖上的圓相合。用鉛筆描繪出黑子的數目和形狀，盡可能保持與日象上的細節一致。描繪時先畫本影，后畫半影。先輕描，看位置准確，再加深本影。全部描繪完畢，檢查一下，看是否遺漏了小黑子。最后記下觀測完畢的時刻，天氣狀況，地球大氣的穩定度和清晰度。

光球的照相觀測

　　黑子目視觀測確定的黑子數較照相法准確。照相法確定的黑子面積較目視描圖所測定的面積為准確。因為光球表面上有臨邊昏暗、米粒組織、光斑、黑子，黑子又有精細結構，彼此之間溫度互有差異，所以要求在同一照片上，上述各現象都呈清晰狀態，是不容易作到的。

　　拍攝光球象，常用兩種辦法。一種辦法是直接拍攝物鏡焦面處的光球象﹔另一種辦法是拍照經物鏡、目鏡後的投影光球象。前者將普通的135照相機，取掉它的物鏡，配以接口，將它裝到天文望遠鏡的目鏡處，拍攝焦面光球象。後者要求制作一暗箱和裝底片盒處，例如拍直徑10cm的光球象。為減弱太陽光，在物鏡前應加光闌，光闌直徑以不超過物鏡口徑的十分之三為好。底片選擇靈敏度不高、感光乳膠顆粒細的底片為宜，例如制作幻燈片用的底片。拍照時，加中性濾光片或黃色濾光片，選擇好的露光時間，就可得到良好的光球照片。一般露光時間選在1/100秒至1/500秒之間。為使用光球象片，測量目標的坐標（日面經度、緯度），要求 照片上同時拍上東西線的標記。對第一種拍照法，可在底片盒前裝一十字絲，依據黑子移動的方向，校准東西﹔對第二種方法可選用有十字絲的目鏡。

    

太陽黑子的光電觀測

    　如果天文愛好者有光度計，可測量太陽黑子相對於鄰近光球的亮度對比，也可以測量黑子內部亮度的分布。

    　這裡我們介紹用硫化鎘光敏電阻制成的光度計。當來自黑子的光照射到硫化鎘（CdS）光敏電阻時，光子被具有激發電子和空穴特性的CdS半導體物質吸收，載流子數目增加，光敏電阻值發生變化，從而使電路中電流發生變化，測定電流的大小就可求得黑子的亮度。用望遠鏡在投影屏上得到一個直徑為8cm或10cm的光球象，屏中心需有可通光的孔，屏前安裝一個可調光闌，一般此光闌可有如下半徑的圓孔（以mm為單位）：0.5,0.75,1.0,1.5,2.0,2.5,3.0。任一圓孔都能用一個轉動裝置調到屏的中央。來自黑子的光通過圓孔光闌，屏中心孔，投射到光敏電阻元件上，從檢流計上記錄下的電流值數，就可得到黑子的相對亮度。進行實測時，首先記錄下檢流計的零點讀數，然后按光球-黑子-光球的順序測電流值。

觀測太陽的初步就是觀測太陽黑子，要能清楚地看見黑子，必須使用望遠鏡，太陽光經過望遠鏡聚焦後，就如同經過放大鏡一樣，陽光會聚合產生高熱，對眼睛傷害極大，所以不能用眼睛直接的從望遠鏡觀測，須使用投影法，就是在望遠鏡的目鏡後面加裝一塊投影板，讓太陽在投影板上成像，然後在投影板上放上太陽黑子的記錄紙；目前中央氣象局天文站的黑子紀錄是把太陽投影成直徑10公分大小的影像，再用2H的鉛筆，把黑子所在的位置描繪下來，描繪時需注意黑子的本影和半影，務必確實地描繪，不可忽略或遺漏微小的黑子。

紀錄做好後，再依黑子的分類圖依次分類成A、B、C……J等型態，再計算該次紀錄的群數和個數，以及黑子所在太陽面的經緯度、方位角和所占太陽面的面積大小等資料，這樣才能算是完整的太陽黑子觀測紀錄。

注意事項

太陽黑子數量以十一年為週期增減。今年適逢太陽黑子極大期，正是觀測的好時機。不過由於太陽相當的亮，一不小心就可能會造成無法挽回的傷害。

所以在觀測之前，請千萬注意：在沒有任何保護措施之下，請不要以任一種透鏡類、會聚光的東西（包括：望遠鏡、相機等等）對著太陽，當然更不要以肉眼透過這些設備直視太陽喔！

保護措施

觀測太陽黑子時，首先要裝上能將太陽光減弱的濾鏡。

為攝影用途設計的太陽濾鏡，能將太陽光減至原來的1/10,000以下。若無法取得專業的太陽濾鏡，也可以用一般攝影用的ND (Neutral Density)鏡代替，不過需要同時使用多塊組合，才能將太陽光減弱至安全的觀測範圍。

上圖為裝置在望遠鏡筒前方的太陽濾鏡，除了減弱可見光，還隔離了大部分的紫

外線及紅外線，確保觀測的安全。