太陽黑子與恒星黑子

重慶市萬州區玻璃廠 王淼

早在公元前，古代希臘和我國就記載了有關太陽黑子的情況。其他恒星也有類似太陽黑子的活動。

恒星，特別是太陽的黑子大爆炸對人類的活動有巨大的影響。發生在太陽黑子群上空或附近的高溫大爆炸現象稱作“耀斑”。耀斑噴射出的高能帶電粒子以接近光的速度運動，只需8 分鐘就可到達地球，對電子設備產生干擾，引起短波通訊中斷。耀斑發出的強烈紫外線和X 射線將破壞地球大氣中的電離層，減弱遠距離無線電通訊的信號。在人類進入宇宙時代的今天，耀斑發射出的大量帶電粒子將嚴重危及人造衛星和宇宙飛船內儀器及宇航員的生命。

太陽黑子

太陽黑子并不真是黑的，它的溫度約4500K，但比周圍環境（6000K）要低得多，所以看上去像一些深暗色的斑點。人們從17世紀起就開始系統地對其進行觀測，直到1843 年才發現它的周期性，大約11年為一個周期。

黑子大多數是成群出現的，一個黑子群有完整的演化過程。最早出現的是一兩個孤單的“小孔”，幾天后迅速成長。一群黑子中一般有兩個主要的黑子，它們一先一后，逐漸增大，周圍出現許多小黑子，于是一個龐大的黑子群就出現了。然后黑子群逐漸衰老。太陽黑子活動區的壽命通常是幾個月。

太陽黑子大部分分布在日面上南北緯度5°～25°之間，赤道和高緯度區很少有黑子出現。

上世紀初，天文學家詳細地研究了太陽黑子的光譜，發現它的一些光譜線分裂成兩條或三條。物理學上將這種磁場分裂光譜的現象稱為“塞曼效應”。它是荷蘭物理學家彼得·塞曼（1865 年～l943年）于1896年發現的。人們可以根據譜線的分裂量求出磁場強度。由此，觀察者發現黑子有很強的磁場，強度可高達3000高斯～4000高斯，比地球磁場強數千倍。有人認為，正是它們導致了太陽黑子暗淡的外觀。

磁場強度與黑子的面積關系極為密切。磁場越強，黑子面積越大；磁場越弱，黑子面積越小。然而，究竟是磁場的變化引起黑子的產生，還是黑子的出現引起磁場的變化，目前尚無定論。

關于太陽黑子的成因，美國天文學家巴布科克提出的理論，備受人們重視。他認為，太陽具有普遍的磁場，位于光球層下面不深的地方。太陽赤道附近線速度較大，“凍結”在那個區域的磁力線就緊緊地纏繞起來。由北極出發伸向南極的磁力線繞太陽轉了許多圈，愈近赤道，繞的圈子愈多。那里的磁場不穩定，磁力線一旦冒出日面就構成黑子。

恒星黑子

通過對恒星磁場活動的研究可以知道，恒星黑子也像太陽黑子那樣有一定的活動周期。觀測結果表明，一半以上的恒星顯示了若干年一個周期的變化規律。人們還發現，許多恒星的光譜線僅僅幾天或幾個星期內就發生變化。光譜線隨恒星旋轉的變化告訴我們，黑子活動區域并不是均勻地分散在恒星表面。同樣，一個恒星總亮度的規則變化表明它有大的暗的黑子。恒星旋轉越快，它的大黑子越明顯。

暗斑最多的恒星多為雙星系統，它們是兩個相互環繞轉動的恒星。雙星系統最不尋常的特性是它們的亮度有規律地按旋轉周期變化，這種亮度的變化有時占兩顆恒星總亮度的30%～40%，通常則在10%～20%之間。對這種現象的一個解釋是亞巨星有巨大的、冷的暗斑。當恒星上的暗斑覆蓋了正對著我們的那個半球，恒星變暗。這些巨大的暗斑是否類似于太陽黑子還不很清楚。最大的太陽黑子群占據的面積不到太陽表面的千分之一，而恒星黑子比太陽黑子大幾百倍。理論上分析，雙星系統的亞巨星的對流區層比太陽深得多，但密度小。

恒星黑子的發現向人們提出了許多問題。恒星光的變化真的是由幾個巨大的暗斑引起的？或者是像太陽黑子那樣碰巧聚集在恒星的一面引起的？它們是否像太陽黑子那樣僅位于赤道兩側的帶形區域內？在恒星活動周期中活動帶是否還沿緯度方向移動？

直接得到恒星表面這些活動的圖像是不可能的，它們僅作為無法分辨的光點出現在天文望遠鏡里。但是，在過去的幾年里，天文學家發展了各種觀測恒星表面活動區域的技術。美國加利福尼亞州的雷克天文臺，現在已運用“多普勒成像”技術，經過光譜線詳細分析得到了恒星的圖像。同時，人們一直在發展另一項繪制恒星斑點圖像的技術，這種技術是觀測暗斑在出沒人們的視線時其亮度和顏色的變化。

人們從恒星上收到的總亮度取決于黑子的尺寸。恒星黑子的表面溫度比恒星表面其余地方要低，它們發射的紅色光譜比藍色光譜強得多。把只允許藍光或綠光通過的濾色鏡的觀察結果，與只允許紅光或近紅外區光線通過的濾色鏡的觀察結果比較，可以發現黑斑和它周圍環境之間的差別很大。隨著恒星的旋轉，黑子反復出現在觀測范圍內，藍光強度的變化顯得比紅光大。如果測量恒星綠光、紅光和紅外區各波長亮度變化之間的差別，就可以發現黑子和其余表面之間溫度的對比。根據這個測量和恒星亮度的變化，就能標出恒星可見面被黑子覆蓋了多少。

如果隨著恒星的旋轉重復這個過程，就能繪制恒星黑子的圖像。這種方法被稱為“色彩制圖法”。

雖然多普勒成像和色彩制圖能提供一幅清楚的恒星黑子分布地圖，但實際上事情并非那樣簡單。如果有一個標準模型使人們了解到恒星黑子的位置，就能很容易地計算光譜線變化和由于恒星旋轉引起的顏色變化。遺憾的是，由數據重建恒星的圖像并不是一件容易的事。這個問題與醫學上X 射線層析成像碰到的問題很類似。這兩種情況的主要問題是獲得數據不全并包含背景干擾，因而能作出許多不同的與觀測數據相適合的圖像。

對這類問題一般是用最大熵方法來解決，這是一個靠計算機來完成的方法。這項技術可由數據得到最簡單的圖像，并對數據中的噪聲進行可靠的估計。

使用多普勒成像技術花費是巨大的。為了收集足夠強度的光需要長時間使用大型望遠鏡，望遠鏡必須有2.5 米反射鏡，而世界上這樣的望遠鏡極少；同時，還要在10 天內拍攝至少十幾張高分辨率光譜照片，這樣才能得到有關黑子細節的信息。

色彩制圖的優點是它利用了從恒星上接收到的大部分光——不是一條光譜線，而是寬闊的彩色“波段”。它只需使用40 厘米口徑的望遠鏡；不需要復雜的高分辨率的攝譜儀，只要有裝著濾色鏡的光電測光儀就行了。

用這些方法得到的圖像解答了我們的許多問題，但同時也給我們提出了更多的問題。要想更深入地了解恒星黑子，人們還必須進行長期的觀察和研究。