太阳黑子与恒星黑子

重庆市万州区玻璃厂 王淼

早在公元前，古代希腊和我国就记载了有关太阳黑子的情况。其他恒星也有类似太阳黑子的活动。

恒星，特别是太阳的黑子大爆炸对人类的活动有巨大的影响。发生在太阳黑子群上空或附近的高温大爆炸现象称作“耀斑”。耀斑喷射出的高能带电粒子以接近光的速度运动，只需8 分钟就可到达地球，对电子设备产生干扰，引起短波通讯中断。耀斑发出的强烈紫外线和X 射线将破坏地球大气中的电离层，减弱远距离无线电通讯的信号。在人类进入宇宙时代的今天，耀斑发射出的大量带电粒子将严重危及人造卫星和宇宙飞船内仪器及宇航员的生命。

太阳黑子

太阳黑子并不真是黑的，它的温度约4500K，但比周围环境（6000K）要低得多，所以看上去像一些深暗色的斑点。人们从17世纪起就开始系统地对其进行观测，直到1843 年才发现它的周期性，大约11年为一个周期。

黑子大多数是成群出现的，一个黑子群有完整的演化过程。最早出现的是一两个孤单的“小孔”，几天后迅速成长。一群黑子中一般有两个主要的黑子，它们一先一后，逐渐增大，周围出现许多小黑子，于是一个庞大的黑子群就出现了。然后黑子群逐渐衰老。太阳黑子活动区的寿命通常是几个月。

太阳黑子大部分分布在日面上南北纬度5°～25°之间，赤道和高纬度区很少有黑子出现。

上世纪初，天文学家详细地研究了太阳黑子的光谱，发现它的一些光谱线分裂成两条或三条。物理学上将这种磁场分裂光谱的现象称为“塞曼效应”。它是荷兰物理学家彼得·塞曼（1865 年～l943年）于1896年发现的。人们可以根据谱线的分裂量求出磁场强度。由此，观察者发现黑子有很强的磁场，强度可高达3000高斯～4000高斯，比地球磁场强数千倍。有人认为，正是它们导致了太阳黑子暗淡的外观。

磁场强度与黑子的面积关系极为密切。磁场越强，黑子面积越大；磁场越弱，黑子面积越小。然而，究竟是磁场的变化引起黑子的产生，还是黑子的出现引起磁场的变化，目前尚无定论。

关于太阳黑子的成因，美国天文学家巴布科克提出的理论，备受人们重视。他认为，太阳具有普遍的磁场，位于光球层下面不深的地方。太阳赤道附近线速度较大，“冻结”在那个区域的磁力线就紧紧地缠绕起来。由北极出发伸向南极的磁力线绕太阳转了许多圈，愈近赤道，绕的圈子愈多。那里的磁场不稳定，磁力线一旦冒出日面就构成黑子。

恒星黑子

通过对恒星磁场活动的研究可以知道，恒星黑子也像太阳黑子那样有一定的活动周期。观测结果表明，一半以上的恒星显示了若干年一个周期的变化规律。人们还发现，许多恒星的光谱线仅仅几天或几个星期内就发生变化。光谱线随恒星旋转的变化告诉我们，黑子活动区域并不是均匀地分散在恒星表面。同样，一个恒星总亮度的规则变化表明它有大的暗的黑子。恒星旋转越快，它的大黑子越明显。

暗斑最多的恒星多为双星系统，它们是两个相互环绕转动的恒星。双星系统最不寻常的特性是它们的亮度有规律地按旋转周期变化，这种亮度的变化有时占两颗恒星总亮度的30%～40%，通常则在10%～20%之间。对这种现象的一个解释是亚巨星有巨大的、冷的暗斑。当恒星上的暗斑覆盖了正对着我们的那个半球，恒星变暗。这些巨大的暗斑是否类似于太阳黑子还不很清楚。最大的太阳黑子群占据的面积不到太阳表面的千分之一，而恒星黑子比太阳黑子大几百倍。理论上分析，双星系统的亚巨星的对流区层比太阳深得多，但密度小。

恒星黑子的发现向人们提出了许多问题。恒星光的变化真的是由几个巨大的暗斑引起的？或者是像太阳黑子那样碰巧聚集在恒星的一面引起的？它们是否像太阳黑子那样仅位于赤道两侧的带形区域内？在恒星活动周期中活动带是否还沿纬度方向移动？

直接得到恒星表面这些活动的图像是不可能的，它们仅作为无法分辨的光点出现在天文望远镜里。但是，在过去的几年里，天文学家发展了各种观测恒星表面活动区域的技术。美国加利福尼亚州的雷克天文台，现在已运用“多普勒成像”技术，经过光谱线详细分析得到了恒星的图像。同时，人们一直在发展另一项绘制恒星斑点图像的技术，这种技术是观测暗斑在出没人们的视线时其亮度和颜色的变化。

人们从恒星上收到的总亮度取决于黑子的尺寸。恒星黑子的表面温度比恒星表面其余地方要低，它们发射的红色光谱比蓝色光谱强得多。把只允许蓝光或绿光通过的滤色镜的观察结果，与只允许红光或近红外区光线通过的滤色镜的观察结果比较，可以发现黑斑和它周围环境之间的差别很大。随着恒星的旋转，黑子反复出现在观测范围内，蓝光强度的变化显得比红光大。如果测量恒星绿光、红光和红外区各波长亮度变化之间的差别，就可以发现黑子和其余表面之间温度的对比。根据这个测量和恒星亮度的变化，就能标出恒星可见面被黑子覆盖了多少。

如果随着恒星的旋转重复这个过程，就能绘制恒星黑子的图像。这种方法被称为“色彩制图法”。

虽然多普勒成像和色彩制图能提供一幅清楚的恒星黑子分布地图，但实际上事情并非那样简单。如果有一个标准模型使人们了解到恒星黑子的位置，就能很容易地计算光谱线变化和由于恒星旋转引起的颜色变化。遗憾的是，由数据重建恒星的图像并不是一件容易的事。这个问题与医学上X 射线层析成像碰到的问题很类似。这两种情况的主要问题是获得数据不全并包含背景干扰，因而能作出许多不同的与观测数据相适合的图像。

对这类问题一般是用最大熵方法来解决，这是一个靠计算机来完成的方法。这项技术可由数据得到最简单的图像，并对数据中的噪声进行可靠的估计。

使用多普勒成像技术花费是巨大的。为了收集足够强度的光需要长时间使用大型望远镜，望远镜必须有2.5 米反射镜，而世界上这样的望远镜极少；同时，还要在10 天内拍摄至少十几张高分辨率光谱照片，这样才能得到有关黑子细节的信息。

色彩制图的优点是它利用了从恒星上接收到的大部分光——不是一条光谱线，而是宽阔的彩色“波段”。它只需使用40 厘米口径的望远镜；不需要复杂的高分辨率的摄谱仪，只要有装着滤色镜的光电测光仪就行了。

用这些方法得到的图像解答了我们的许多问题，但同时也给我们提出了更多的问题。要想更深入地了解恒星黑子，人们还必须进行长期的观察和研究。