什麼是太陽黑子??

什麼是太陽黑子??





圖片參考：http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/sun/images/sunspot.jpg


圖中最大的黑子約是地球的二倍大。黑子中心的部份稱為本影(umbra)，而本影周圍顏色較淺的區域為半影(penumbra)。
太陽黑子是在太陽的光球層上發生的一種太陽活動，是太陽活動中最基本，最明顯的活動現象。一般認為，太陽黑子實際上是太陽表面一種熾熱氣體的巨大漩渦，溫度大約為4500攝氏度。因為比太陽的光球層表面溫度要低，所以看上去像一些深暗色的斑點。太陽黑子很少單獨活動，常是成群出現。黑子的活動周期為11.2年，活耀時會對地球的磁場產生影響，嚴重時會對各類電子產品和電器造成損害。

黑子的特性
一個發展完全的黑子由較暗的核(本影)和周圍較亮的部分(半影)構成，中間凹陷大約500千米。黑子經常成對或成群出現，其中由兩個主要的黑子組成的居多。位於西面的叫做「前導黑子」，位於東面的叫做「後隨黑子」。一個小黑子大約有1000千米，而一個大黑子則可達20萬千米。
太陽黑子的形成與太陽磁場有密切的關係。但是他到底是如何形成的，天文學家對這個問題還沒有找到確切的答案。 　　 黑子越多可能說明太陽越老（近年發現紅矮星上黑子佔據表面的一半，詳見中國＜天文愛好者＞2005年第三期），可能也是所有恆星壽命的一般特徵，黑子可能是太陽的核廢料（如人類核反應爐的核廢料），約11年出現一次可能是黑子在太陽裡面和表面的上下翻動一次造成的（如元宵在鍋裡被煮得上下翻動），黑子溫度較低應該也是廢料的一個證明（如煤爐中的炭灰在一般情況下不能再產生高溫），黑子附近的周邊應該比太陽正常的地方溫度高一些（此消彼長的原因），黑子向低緯度運動是因為太陽密度小和自轉的原因，就像地球上的大陸版塊向低緯度運動一樣，有黑子的地方存在凹陷500千米可能是溫度低而不再膨脹的原因，另外，不是磁場影響了黑子而是黑子影響了磁場，這一點特別重要。

觀測歷史
世界上最早的太陽黑子的記錄是中國公元前140年前後成書的《淮南子》中記載的。《漢書·五行志》中對前28年出現的黑子記載則更為詳盡。
1840年代德國的一位業餘天文學家發現了太陽黑子10-11年的周期變化規律。通過長期的觀測，人們還發現太陽黑子在日面上的活動隨時間變化的緯度分佈也有規律性。一開始，幾乎所有的黑子都分佈在±30°的緯度內，太陽活動劇烈時，它往往出現在±15°處 ，並逐步向低緯度區移動 ，在±8°處消失。在上一個周期的黑子還沒有完全消失時，下一個周期的黑子又出現在±30°緯度附近。如果以黑子的緯度為縱坐標，以時間為橫坐標，繪出的黑子分佈圖很像蝴蝶，因而稱作蝴蝶圖或芒德圖。許多專家對蝴蝶圖的含義進行了研究，但是直到現在還沒有確定的結論。

太陽黑子的周期性
天文學家對黑子活動從1755年開始標號統計，規定太陽黑子的平均活動周期為11.2年。黑子最少的年份為一個周期的開始年，稱作「太陽活動極小年」，黑子最多的年份則稱做「太陽黑子活動極大年」。

太陽黑子是在太陽的光球層上發生的一種太陽活動，是太陽活動中最基本，最明顯的活動現象。一般認為，太陽黑子實際上是太陽表面一種熾熱氣體的巨大漩渦，溫度大約為4500攝氏度。因為比太陽的光球層表面溫度要低，所以看上去像一些深暗色的斑點。太陽黑子很少單獨活動，常是成群出現。黑子的活動周期為11.2年，活耀時會對地球的磁場產生影響，嚴重時會對各類電子產品和電器造成損害。


[編輯] 黑子的特性
一個發展完全的黑子由較暗的核(本影)和周圍較亮的部分(半影)構成，中間凹陷大約500千米。黑子經常成對或成群出現，其中由兩個主要的黑子組成的居多。位於西面的叫做「前導黑子」，位於東面的叫做「後隨黑子」。一個小黑子大約有1000千米，而一個大黑子則可達20萬千米。

太陽黑子的形成與太陽磁場有密切的關係。但是他到底是如何形成的，天文學家對這個問題還沒有找到確切的答案。 　　 黑子越多可能說明太陽越老（近年發現紅矮星上黑子佔據表面的一半，詳見中國＜天文愛好者＞2005年第三期），可能也是所有恆星壽命的一般特徵，黑子可能是太陽的核廢料（如人類核反應爐的核廢料），約11年出現一次可能是黑子在太陽裡面和表面的上下翻動一次造成的（如元宵在鍋裡被煮得上下翻動），黑子溫度較低應該也是廢料的一個證明（如煤爐中的炭灰在一般情況下不能再產生高溫），黑子附近的周邊應該比太陽正常的地方溫度高一些（此消彼長的原因），黑子向低緯度運動是因為太陽密度小和自轉的原因，就像地球上的大陸版塊向低緯度運動一樣，有黑子的地方存在凹陷500千米可能是溫度低而不再膨脹的原因，另外，不是磁場影響了黑子而是黑子影響了磁場，這一點特別重要。


[編輯] 觀測歷史
世界上最早的太陽黑子的記錄是中國公元前140年前後成書的《淮南子》中記載的。《漢書·五行志》中對前28年出現的黑子記載則更為詳盡。

1840年代德國的一位業餘天文學家發現了太陽黑子10-11年的周期變化規律。通過長期的觀測，人們還發現太陽黑子在日面上的活動隨時間變化的緯度分佈也有規律性。一開始，幾乎所有的黑子都分佈在±30°的緯度內，太陽活動劇烈時，它往往出現在±15°處 ，並逐步向低緯度區移動 ，在±8°處消失。在上一個周期的黑子還沒有完全消失時，下一個周期的黑子又出現在±30°緯度附近。如果以黑子的緯度為縱坐標，以時間為橫坐標，繪出的黑子分佈圖很像蝴蝶，因而稱作蝴蝶圖或芒德圖。許多專家對蝴蝶圖的含義進行了研究，但是直到現在還沒有確定的結論。


[編輯] 太陽黑子的周期性
天文學家對黑子活動從1755年開始標號統計，規定太陽黑子的平均活動周期為11.2年。黑子最少的年份為一個周期的開始年，稱作「太陽活動極小年」，黑子最多的年份則稱做「太陽黑子活動極大年」。

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。



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

太陽黑子是太陽光球表面上最明顯的現象，美國天文學家海爾 （George Zllery Hale, 1868-1938）於西元 1908 年發現太陽黑子和磁場有關。太陽黑子是太陽表面局部磁場較強的地方，溫度較低故較周圍黑暗。

電場和磁場對運動中的帶電質點如質子或電子的作用力，稱為勞侖茲力，根據勞侖茲力公式可知，離子的運動會受磁場拘束。太陽黑子多時，發生閃燄、噴發日珥的機會就多，但太陽黑子少時，仍然會有日珥產生。地球上極光出現的頻率，也受到太陽黑子數目變化的影響。