重慶市萬州區(qū)玻璃廠 王淼

早在公元前，古代希臘和我國就記載了有關(guān)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(fā)生在太陽黑子群上空或附近的高溫大爆炸現(xiàn)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(dá)地球，對電子設(shè)備產(chǎn)生干擾，引起短波通訊中斷。耀斑發(fā)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(yuǎn)距離無線電通訊的信號。在人類進(jìn)入宇宙時代的今天，耀斑發(fā)射出的大量帶電粒子將嚴(yán)重危及人造衛(wèi)星和宇宙飛船內(nèi)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(huán)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(jì)起就開始系統(tǒng)地對其進(jìn)行觀測，直到1843 年才發(fā)現(xiàn)它的周期性，大約11年為一個周期。

黑子大多數(shù)是成群出現(xiàn)的，一個黑子群有完整的演化過程。最早出現(xiàn)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(xiàn)許多小黑子，于是一個龐大的黑子群就出現(xiàn)了。然后黑子群逐漸衰老。太陽黑子活動區(qū)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(qū)很少有黑子出現(xiàn)。

上世紀(jì)初，天文學(xué)家詳細(xì)地研究了太陽黑子的光譜，發(fā)現(xiàn)它的一些光譜線分裂成兩條或三條。物理學(xué)上將這種磁場分裂光譜的現(xiàn)象稱為“塞曼效應(yīng)”。它是荷蘭物理學(xué)家彼得·塞曼（1865 年～l943年）于1896年發(fā)現(xiàn)的。人們可以根據(jù)譜線的分裂量求出磁場強度。由此，觀察者發(fā)現(xiàn)黑子有很強的磁場，強度可高達(dá)3000高斯～4000高斯，比地球磁場強數(shù)千倍。有人認(rèn)為，正是它們導(dǎo)致了太陽黑子暗淡的外觀。

磁場強度與黑子的面積關(guān)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(chǎn)生，還是黑子的出現(xiàn)引起磁場的變化，目前尚無定論。

關(guān)于太陽黑子的成因，美國天文學(xué)家巴布科克提出的理論，備受人們重視。他認(rèn)為，太陽具有普遍的磁場，位于光球?qū)酉旅娌簧畹牡胤?。太陽赤道附近線速度較大，“凍結(jié)”在那個區(qū)域的磁力線就緊緊地纏繞起來。由北極出發(fā)伸向南極的磁力線繞太陽轉(zhuǎn)了許多圈，愈近赤道，繞的圈子愈多。那里的磁場不穩(wěn)定，磁力線一旦冒出日面就構(gòu)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(jié)果表明，一半以上的恒星顯示了若干年一個周期的變化規(guī)律。人們還發(fā)現(xiàn)，許多恒星的光譜線僅僅幾天或幾個星期內(nèi)就發(fā)生變化。光譜線隨恒星旋轉(zhuǎn)的變化告訴我們，黑子活動區(qū)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(guī)則變化表明它有大的暗的黑子。恒星旋轉(zhuǎn)越快，它的大黑子越明顯。

暗斑最多的恒星多為雙星系統(tǒng)，它們是兩個相互環(huán)繞轉(zhuǎn)動的恒星。雙星系統(tǒng)最不尋常的特性是它們的亮度有規(guī)律地按旋轉(zhuǎn)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(xiàn)象的一個解釋是亞巨星有巨大的、冷的暗斑。當(dāng)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(jù)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(tǒng)的亞巨星的對流區(qū)層比太陽深得多，但密度小。

恒星黑子的發(fā)現(xiàn)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(cè)的帶形區(qū)域內(nèi)？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(xiàn)在天文望遠(yuǎn)鏡里。但是，在過去的幾年里，天文學(xué)家發(fā)展了各種觀測恒星表面活動區(qū)域的技術(shù)。美國加利福尼亞州的雷克天文臺，現(xiàn)在已運用“多普勒成像”技術(shù)，經(jīng)過光譜線詳細(xì)分析得到了恒星的圖像。同時，人們一直在發(fā)展另一項繪制恒星斑點圖像的技術(shù)，這種技術(shù)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(fā)射的紅色光譜比藍(lán)色光譜強得多。把只允許藍(lán)光或綠光通過的濾色鏡的觀察結(jié)果，與只允許紅光或近紅外區(qū)光線通過的濾色鏡的觀察結(jié)果比較，可以發(fā)現(xiàn)黑斑和它周圍環(huán)境之間的差別很大。隨著恒星的旋轉(zhuǎn)，黑子反復(fù)出現(xiàn)在觀測范圍內(nèi)，藍(lán)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(qū)各波長亮度變化之間的差別，就可以發(fā)現(xiàn)黑子和其余表面之間溫度的對比。根據(jù)這個測量和恒星亮度的變化，就能標(biāo)出恒星可見面被黑子覆蓋了多少。

如果隨著恒星的旋轉(zhuǎn)重復(fù)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(biāo)準(zhǔn)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(zhuǎn)引起的顏色變化。遺憾的是，由數(shù)據(jù)重建恒星的圖像并不是一件容易的事。這個問題與醫(yī)學(xué)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(shù)據(jù)不全并包含背景干擾，因而能作出許多不同的與觀測數(shù)據(jù)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(shù)可由數(shù)據(jù)得到最簡單的圖像，并對數(shù)據(jù)中的噪聲進(jìn)行可靠的估計。

使用多普勒成像技術(shù)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(yuǎn)鏡，望遠(yuǎn)鏡必須有2.5 米反射鏡，而世界上這樣的望遠(yuǎn)鏡極少；同時，還要在10 天內(nèi)拍攝至少十幾張高分辨率光譜照片，這樣才能得到有關(guān)黑子細(xì)節(jié)的信息。

色彩制圖的優(yōu)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(yuǎn)鏡；不需要復(fù)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(jìn)行長期的觀察和研究。