埃文斯牧師的宇宙02

周期性發生的磁暴與太陽赤道部分的哪些區域有關呢?這是些什麽樣的區域呢?多少年來，一直沒有人能說清楚。這些“神秘”的區域被叫做M區，但誰也沒有在觀測中發現過M區。

在對冕洞的探討和研究過程中，天文學家們終於找到了根據而恍然大悟，40多年來踏破鐵鞋無覓處的M區，原來就是太陽赤道部分的冕洞，從它那裏使勁地往外“吹”的帶電物質粒子，就是好幾百年“視而不見”的太陽風。

冕洞、M區、太陽風，三者合一，不僅解釋了一直存在的一些疑難問題，也推動了科學家們去進一步探討由日冕和冕洞反映出來的新現象。

20世紀60年代以後，一係列的空間探測器為我們取得了大量的有關日冕和冕洞的第一手資料。尤其是“太空實驗室”的發射成功，在其從1973年到1979年運行期間，特別是三次載人飛行期間，主要的觀測對象就是太陽，總共拍攝了18萬多張珍貴的太陽照片，為我們深入認識太陽和日冕作出了貢獻。

“太空實驗室”飛行期間，正是太陽活動並不太劇烈的時期，太陽麵上的冕洞總麵積竟然達到太陽表麵總麵積的20％，其中小的也許隻占l％，而大的可達5％。太陽表麵的l％大體上是600多億平方千米，這些冕洞有多大呀!在太陽活動劇烈的時候，冕洞的麵積是否會更大更多呢?多到什麽程度呢?現在還說不太清楚。

有趣的是，太陽兩極處的冕洞麵積的總和可以說是相當穩定的，加在一起可達15％左右，也就是一個極處的冕洞麵積擴大時，另外一個極處的冕洞就縮小，反過來也一樣。為什麽兩極的冕洞麵積之和基本上保持不變呢?難以理解!

冕洞是太陽大氣中一種壽命較長和比較穩定的現象，一般可以存在相當於5個太陽自轉周期那麽長的時間，有的甚至達到10個周期。小冕洞的壽命比較短，也許隻存在二三十天，大致相當於1個太陽自轉周期。冕洞麵積的增長和減小速度比較平穩，而且大體相同，約每秒10000多平方千米。為什麽冕洞存在的時間那麽長，比黑子長得多?為什麽它麵積的增長速度和減小速度又大體相同呢?難以理解，也難以解釋清楚。

冕洞是太陽上的一種比較穩定的現象，這是科學家們長時間研究的結果。但是，空間觀測給科學家們的提示是：日冕的短時間的“瞬時”現象，不僅存在，而且很壯觀。從“太空實驗室”對太陽所做的精細觀測表明，日冕經常發生突如其來的、相當猛烈的拋射現象，大量物質一下子從冕洞排山倒海般地向四麵傾瀉，使附近的日冕部分發生明顯的改變。一次這樣的瞬時現象可以短到幾分種，長到一兩個小時。在此期間被拋出的物質少則數百億噸，多則上千億噸，物質被拋出的速度可以達到500千米/秒以上。這種瞬時現象是怎樣發生的?是由於什麽機製觸發而形成的呢?它與太陽的整體活動有什麽關係?等等，現在都還難以理解和解釋。

科學家們確實已經知道了不少關於冕洞的物質和情況，但也確實有許多現象還沒有得到滿意的解釋。除了上麵提到的冕洞的麵積、壽命、增大和減小速度以及瞬時現象等之外，這裏再列舉幾個方麵：

冕洞的分布：最近20多年來，觀測到的所有冕洞幾乎都跟同一個太陽半球上的極區冕洞聯係在一起，而且往往延伸到另一半球。換句話說，在太陽北半球出現的冕洞，從北極區開始向南穿越整個北半球，穿過赤道，一直延伸到南緯20。左右；南極區的冕洞則與南半球上的冕洞聯結在一起，並一直延伸到北緯20。左右。為什麽會是這樣的分布情況呢?還不清楚。

冕洞的旋轉：太陽大氣中的多數物質的旋轉情況是這樣的：所處的日麵緯度越高，繞太陽旋轉的速度越慢。這就是所謂的較差自轉，或較差旋轉效應。冕洞似乎不遵守這種效應，它以自己的方式隨著太陽自轉，相對於太陽來說，它的位置基本不動，近似於所謂的剛體旋轉。譬如同樣都是在日麵緯度40°處，冕洞的旋轉速度比黑子要快7％左右；比赤道區域的冕洞隻慢0．5％~1．0％，可說是相差無幾。為什麽冕洞不做較差自轉?還不太清楚。

冕洞與磁場的關係：冕洞總是出現在太陽麵上大而隻有單極(正極或負極)的磁區域中，它因此而被區分為正極型和負極型兩種。可是，並不是每個大的單極磁區中都會產生冕洞。就磁場強度來說，冕洞中的磁場是不均勻的；冕洞與無冕洞區的磁場並沒有明顯的差別，而且比太陽活動區要弱。可以認為，冕洞的產生和存在與磁場強度的大小，沒有太大的關係，至少不是起主導作用的關係。

那麽，冕洞究竟是怎麽形成的呢?冕洞出現的頻率有什麽規律嗎?冕洞的邊界是如何逐步變化的?如果說，冕洞的發生和形成是由於太陽上的某種特殊過程的結果，那麽這個特殊過程又是什麽呢?

冕洞及其所在的日冕，為科學家提供了許多令人驚奇而難以理解的現象，而對這些現象的本質的認識，我們還處在茫然無知或者說剛開始的階段。

耀斑之謎

太**理學是天體物理學中最重要和最出色的部分之一，而對於人們“精耕細作”過的太陽來說，耀斑又是太**理學家最感興趣的課題。為什麽如此呢?因為太陽上最激烈的活動現象是耀斑，對地球影響最大的日麵現象也是耀斑，當代太**理學中最大的難題還是耀斑。

太陽是一個高溫氣體球，由於太**質的透明性不佳，用光學望遠鏡或射電望遠鏡隻能直接看到它的外層——太陽大氣。在太陽大氣的色球與日冕之間，有時會出現亮度突增的現象，即某塊區域突然變得比周圍明亮；與此同時，射電波、紫外線、x射線的流量也突然增加，有時還會發射高能γ射線和高能帶電粒子。這種太陽局部地方的輻射突然增加現象，就是太陽耀斑。隨著對太陽研究的不斷發展，以及對太陽耀斑理解的逐步深入，天文學家提出了“品種”繁多的耀斑概念。例如，把發射可見光增強輻射，並可用單色光觀測到的耀斑區稱為光學耀斑；與光學耀斑相類似，用X光觀測到的耀斑區稱為X光耀斑；會發出完整的連續光譜，在白光照片上也能看見的稱為白光耀斑；發射高能質子流、產生太陽質子事件的耀斑為質子耀斑；另外還有能被地麵觀測宇宙線的設備記錄到宙射線粒子的宇宙線耀斑，等等。

耀斑最突出的特征是來勢凶猛，能量大，在短短的一二十分鍾內，一個大的耀斑可以釋放10萬億億甚至100萬億億焦耳的巨額能量，相當於10~100萬次強火山爆發的能量之和。如此大的氣魄，使地球上的自然現象望塵莫及。

天文學家把增亮麵積超過3億平方千米的稱為“耀斑”，不到3億平方千米的稱為“亞耀斑”。耀斑分為四級，分別以1、2、3、4表示，在級別後麵加上f、n、b，分別表示該耀斑亮度為弱、普通、強。所以最大最亮的耀斑是4b，最小最暗的是1f。

▲耀斑的破壞行為

太陽是地球能量的源泉，如果太陽打個“噴嚏”，地球都會“感冒”。那麽，稱為太陽上“驚天動地的爆炸”的耀斑，毫無疑問地會對地球造成強烈的影響。

耀斑發射出強烈的短波輻射；嚴重地幹擾了地球低電離層，使短波無線電波在穿過它時遭到強烈吸收，致使短波通訊中斷。耀斑發射的帶電粒子流與地球高層大氣作用，產生極光,並引起磁暴。耀斑的高能粒子會對在太空遨遊的宇航員構成致命的威脅。近些年來，科學家還把地球演變、地震、火山爆發、氣候變化，甚至心髒病的發生率、交通事故的出現率與耀斑爆發聯係起來。為了避免和減輕耀斑造成的危害，許多科學工作者正孜孜不倦地從事耀斑預報的研究。但像地震預報一樣，這是一個十分艱深的課題，由於我們對耀斑產生的規律和機翻知之不多，充其量隻能預測在日麵哪些區域可能出現耀斑，至於什麽時候出現就很難預料了。最近，北京天文台的一些天文學家在觀測中發現，在耀斑爆發出現前數小時，日麵磁場圖上呈現紅移現象，這種耀斑前兆紅移現象，反映出物質向下沉降的傾向。學者們認為，對這種現象的深入研究及獲得更多的觀測結果，有可能為太陽耀斑預報提供一種新的有力手段。

太陽耀斑的研究具有重大的意義，其重要性不但在於日地關係的認識方麵，也因為它的研究同天體物理學中其他領域的研究有著密切的關係。太陽耀斑現象隻是自然界中廣泛發生的耀斑現象中的一個特殊情形。通過對太陽耀斑的研究，可以了解許多其他有關的恒星和星係。同太陽耀斑有關的物理機理也可能用來解釋其他天體物理現象，如耀星、射電星係、類星射電源、X射線星和γ射線爆發等。這些都增加了太陽耀斑問題的重要性和天文學家對其研究的興趣。

▲耀斑的形成

耀斑的巨大能量來自磁場，這可以說已成定論。簡單的計算表明，一個強度為100多高斯、體積為100億億億立方厘米的磁場區域，一旦土崩瓦解，它釋放的磁能供給一次大耀斑爆發綽綽有餘。因此，尋找耀斑的基本能源並不是特別困難的事。困難的問題在於這些能量轉變成何種形式才能產生耀斑。也就是說，磁場這個魔術師是怎樣像變戲法一樣把耀斑這個怪物弄出來的?是什麽原因使儲存在磁場中的能量一下子突然釋放出來?另外，許多種性質相差懸殊的輻射怎麽會一起進發出來?為什麽低溫的可見光輻射與高溫的x射線一道出現?這些都是天文學家一直未能解決的耀斑中的關鍵問題。

在本質上，關於耀斑起源的所有理論都認為，活動區中的強磁場起著重要的作用。因為耀斑的發生、位置和形狀明顯地表明它們同磁場的關係密切。分歧在於能量儲存的兩個主要問題：其一，耀斑能量是否是在耀斑過程中或在此之前由下麵進入大氣層的?若在此之前，則時間多長?是幾十分鍾、幾小時還是幾天?其二，如果耀斑能量事先就儲存在大氣中，那麽磁場的作用是主動的還是被動的?主動作用指磁能本身就是主要的耀斑能源；被動作用指磁場好像是容器、捕捉機、催化劑或引導途徑。

認為磁能是耀斑能源的理由是：沒有觀測表明，在耀斑發生前能量以其他形式儲存著；除磁能外，沒有其他形式的能量足夠大到可作為耀斑的能源。雖然耀斑發生前後磁場變化不大，但這可能是因為所測出的是光球磁場，而耀斑卻發生在色球和日冕中，特別是由於所預期的磁場變化接近於磁像儀的觀測極限。認為磁場隻起被動作用的論據是：沒有觀測證明在耀斑前後磁場有顯著變化。反對磁場起主要作用的有些人仍承認能量儲存在日冕中，但不是磁能。也有些人認為能量全不儲存在太陽大氣中，並假設在耀斑過程中能量來自光球之下。

天文學家提出的耀斑模型有數十種之多，但根據當前已有的觀測資料，尚難以肯定哪種觀點符合實際。不過大多數人傾向於認為，在耀斑發生前能量就儲存在活動區中，而且耀斑的能源就是磁場本身。

從20世紀50年代開始，許多太**理學家致力於耀斑與磁場相互關係的研究。一般認為，磁場必須具備較複雜的磁場結構，磁場結構越複雜，越容易產生耀斑。經常發生耀斑的部位在磁場中性線(即磁場強度為零的地方)兩側，偶爾也在中性線上。美國大熊湖天文台台長齊林是這樣解釋耀斑發生過程的：磁場沿磁力線下來，與色球層氣體相碰撞，使中性線兩側磁力線的足跟部位發光，成為人們所見到的耀斑。總之，耀斑本身是磁場不穩定的結果。正是由於磁場這種非平衡狀態，導致了耀斑的爆發，以達到磁場新的平衡，耀斑的爆發過程同時也是大量能量釋放的過程。較大的耀斑爆發不但由於氫原子熱運動，溫度可達幾千萬度甚至上億度，並且有很強的x射線、紫外光線以及高能質子放出。這些強烈的輻射光線增加了氫原子的壓力，使氫原子、離子及其他微粒以超過1000千米／秒的速度拋出，成為太陽的微粒輻射。

▲地麵研究

近年來，國內外天文學家在研究太陽活動區磁流體力學和太陽耀斑方麵做了大量工作。從1957年國際地球物理年至今，已經曆了四次太陽活動峰年，各國天文學家都非常重視峰年期的太陽觀測，力求捕捉完整的耀斑資料進行形態分析和理論研究，進而了解耀斑的本質。第21周的1979～1982年太陽活動峰年期間，國內外都加強了這方麵的工作，成立了“太陽活動峰年”國際組織，實行區域性聯合觀測，頻繁地進行國際間交流，碩果累累。

我國天文學家在此期間記錄了不少有價值的耀斑爆發。1981年5月13日、16日，紫金山天文台接連觀測拍攝到兩起奇異的三級雙帶耀斑。這種耀斑的研究價值很高；它通常伴隨著一般耀斑所沒有的高能質子事件，強x射線暴以及強烈的射電暴。也就是說，它比一般耀斑的能量更大，更容易觀測到它對地球物理影響的特征。北京天文台還記錄了5月16日特大耀斑伴隨的很強的射電爆發快速變化，揭示了極為豐富的精細結構和爆發的間接性。

雲南天文台在第2l周峰年期間發現了20例十分罕見的“無黑子耀斑”。一般來說，耀斑總是出現在以黑子為主體的活動區中，僅有個別耀斑“離群索居”，出現在無黑子區域。雲南天文台天文學家的研究表明，盡管無黑子耀斑與一般耀斑大相徑庭，但它們都從局部磁場獲取能量，因此在物理性質上是一致的。

100多年來，全世界數以百計的天文台總共隻記錄到40多個白光耀斑，而其中拍攝到光譜的僅3個。1981年9月5日，紫金山天文台拍攝了一個白光耀斑的整套光譜，填補了我國白光耀斑觀測的空白。過去認為白光耀斑是最大最亮的耀斑，而這次觀測到的白光耀斑卻不大，因此給天文學家提出了一個新的問題：小耀斑怎麽會發射出連續光譜?

自1985年起，我國有關專家學者就著手為第22周太陽峰年期的科學觀測和研究積極作準備。1988年起，開始進行太**理和地球物理方麵的聯測，到90年代初，已取得了一批珍貴的資料。從現在的趨勢看，第22周峰年的活動水平超過第21周幾乎已成定局。峰年來得又早又強烈，使各國太陽和日地物理學家緊張得有點手忙腳亂了。

▲空間研究

地麵觀測受到諸多限製，耀斑的紫外線和X射線等重要輻射都被地球大氣屏蔽了。空間探測為耀斑研究開辟了新的窗口。1973年5月美國成功地發射了“太空實驗室”，它是一個載人的空間觀測站。在9個月的觀測中，它的望遠鏡、宇航員以及在休斯敦地麵總部的太**理學家所進行的研究，是迄今對任何天體所作過的研究中組織得最好，配合得最默契的。對1973年6月15日耀斑，從它出現前到閃光和爆發階段，以至冷卻結束，“太空實驗室”都做了係統的觀測。分析結果表明，耀斑的爆發源是位於日冕中的微小核心，由它發射的高能粒子流沿環形軌道向下運動，一直衝擊到太陽表麵，耀斑的可見光輻射就是在這個運動過程中產生的，是一種副產品。另外拍攝的耀斑光譜表明，不同譜線增強、達到極大和減弱的時間參差呈現，很有順序。這些觀測事實為美國天文學家斯塔拉克的磁力線再聯接產生耀斑的理論，提供了很好的證據。

1980年2月14日，美國發射了一顆主要用於研究太陽耀斑的“太陽峰年使命”衛星。作為太陽峰年國際聯測的一部分，地麵射電望遠鏡配合它，提供了比較連續的太陽記時觀測記錄。在地麵科學家的指導下，“太陽峰年使命”衛星對1980年4月30日的日麵邊緣耀斑拍攝了完整的紫外線和X射線光譜，以及硬X射線單色像。對1980年6月7日耀斑記錄到一條能量非常高的γ譜線。

日本於1981年2月21日發射了一顆“火鳥”衛星，它載有上乘的觀測儀器，並能不斷地旋轉，可以拍出X光太陽像以及不同波長的光譜。在入軌後的一年零5個月中，共觀測到675個耀斑，其中31個有很強的X射線，最強的一個耀斑出現在1982年6月6日，強度為12級，是有史以來記錄到的最強的一次。此外，“火鳥”還觀測到許多γ射線的耀斑。

為了深入研究耀斑，第22周太陽峰年期間，一些國家還準備發射一些衛星。日本、美國和蘇聯聯合研製的峰年探測衛星“Solar-A”在1991年下半年發射，俄羅斯準備的Coronas-I和Coronas-F兩顆衛星，也分別在1991年和1992年發射。

科學技術的發展，使耀斑的觀測和理論日臻完善，但遠不能說對耀斑有了完美的認識。世界著名天文學家帕克形象地說過：目前人們所看到的耀斑隻是“巨人的一雙腳”。為了窺其全貌，天文學家正在不懈地努力著。從曆史角度來看，最終揭開耀斑謎底也許不會是太遙遠的事情。

太陽黑子之謎

太陽的表麵並不是無瑕的，有時也會出現或多或少的黑斑，這就是太陽黑子。

我國對黑子的觀測可以說是源遠流長。各國學者公認的世界上最早的太陽黑子記錄，詳細地記載在我國古書《漢書·五行誌》裏：“漢成帝河平元年三月乙未，日出黃，有黑氣大如錢，居日中央。”據專家考證，乙未應為己未。這指的是公元前28年5月10日的一次大黑子。這條記錄不僅說明了黑子出現的日期，還描述了黑子的大小、形狀和位置。

其實，我國還有更早的黑子記錄，公元前140年前後成書的《淮南子·精神訓》中有“日中有蹲鳥”的記載，蹲鳥就是黑子，再往前推，甚至可以上溯到3000多年前的殷代，殷墟出土的甲骨文中就不乏太陽黑子的記錄。近些年來，我國天文工作者從公元前781年到公元1918年約2700年的曆史典籍中，查出數百條有關黑子的記載，它們是極其寶貴的科學遺產。現代太**理學創始人、美國著名天文學家海耳曾高度讚揚說：“中國古人測天的精細和勤勉，十分驚人。遠在歐洲人之前約2200年，就有黑子觀測，曆史記載絡繹不絕，而且記錄得比較詳細和確實，毫無疑問是可以通過考證而得到確認的。”

歐洲人觀測太陽黑子開始於意大利天文學家伽利略。1610年，伽利略用望遠鏡在霧靄中觀察太陽，並看到了太陽黑子。與他同時使用望遠鏡觀測太陽黑子的還有德國的賽納爾、荷蘭的法布裏修斯和英國的哈裏奧特。

從肉眼直接觀測到使用望遠鏡觀測，標誌著人類對太陽黑子現象的研究逐漸走向科學階段。伽利略之後，人們對太陽黑子的研究如雨後春筍，蓬勃開展，不但揭示出太陽活動奇妙的規律，而且就太陽活動對人類環境和人類自身的影響，有了越來越多的了解。特別是進入20世紀以來，天文學家對黑子磁場、黑子光譜、黑子物理狀態做了大量研究，建立了完整的黑子形成和演化理論。盡管如此，像黑子為什麽是黑的?黑子是怎樣形成的?這樣一些最基本的問題還沒有最終搞清楚。近年來的觀測更是發現了一係列嶄新的現象，它們向太**理學家提出反詰使傳統觀念受到猛烈衝擊，太陽黑子這個古老問題因此更加引人入勝。

▲黑子其實並不黑

黑子看上去的確是黑的，但它實際上並不黑，隻是在耀眼的光球襯托下才顯得暗淡無光。其實一個大黑子比滿月發出的光要多得多，即使太陽整個圓麵都布滿了黑子，太陽依舊光彩照人，就像它離地平線不高時的情景一樣。一般來說，黑子的中心最黑，稱為本影，周圍淡的部分稱為半影，本影的半徑約為半影的2／5。一個典型黑子本影的平均溫度約410K(683．15℃)，比周圍的光球低1700K(1973．15℃)左右。為什麽黑子的溫度較低呢?這個問題困擾了人們很長時間。

20世紀初，海耳首先對黑子磁場進行測量，發現黑子的磁場很強，並且磁場強度與黑子表麵積有關。小黑子的磁場強度約1000高斯，而大黑子可達3000~4000高斯，甚至更高。有人把黑子叫做日麵上的“磁性島嶼”，由此人們很容易想到，黑子的黑與強磁場之間可能有某種聯係。

1941年，比爾曼提出，黑子的變暗是由於強磁場抑製光球深處熱量通過對流向上傳輸的作用造成的。這個解釋很直觀。後來柯林對此模型又進行了一些修正，認為黑子中還有一些對流，但比背景中的熱量傳遞小得多。觀測也證實了黑子中有較弱的對流。

這個理論得到了天文界的普遍承認，然而隨著觀測和研究的深入，比爾曼理論的破綻開始暴露出來了。按照他的說法，在黑子下麵，對流被磁場抑製了，那麽對流所輸送的能量到哪裏去了?

為此，美國天文學家帕克提出了一個嶄新的論點。在磁場引起低溫這一點上他和比爾曼是一致的。但他認為，磁場並沒有抑製，而是大大促進了能量的傳輸。黑子的強磁場把絕大部分熱量變換為磁流體波，磁流體波沿磁場傳播，並帶走了一部分能量，從而使黑子內部溫度變低，同時也解釋了沒有多餘能量積累的問題。新理論比舊理論更加合理，但它還不是終極理論。

▲黑子方隊

太陽黑子大多喜歡成群結隊。複雜的黑子群由幾十個黑子組成，而大多數黑子群是由兩個主要黑子組成，沿著太陽自轉方向，位於西邊的黑子叫做“前導黑子”，位於東邊的黑子叫做“後隨黑子”，大黑子周圍還有許多小黑子。極性相同的一群黑子稱為單級群，極性相反的一群黑子稱為雙極群。黑子群中極性分布不規則的稱為複雜群。

翻開天文書的“太陽”那一章，可以看到如下對太陽黑子周期的最簡單描述：太陽麵上的黑子有時多，有時少，呈現出有規律的周期性變化，平均周期約11．1年。作為最基本的情況，這當然是沒有問題的。

可是，你可知道，黑子數從一次極大到下一次極大的時間間隔，最短的隻有7．3年(1829~1837年)，而最長的曾達到17．1年(1788~1805年)，跟平均周期各相差約50％，偏差可以說是相當大的。其實，關於黑子周期的問題，還遠不止如此。

黑子是太陽活動的基本標誌之一，黑子活動的強弱，或者說黑子的多少，是以一般所說的“相對數”來表示的。通過長期觀測，19世紀40年代，德國藥劑師施瓦布發現太陽黑子數目表現出一種周期性的變化，變化周期大約是10～11年。後來斯玻勒又進一步發現黑子在日麵上隨時間變化的緯度分布具有一定的規律性。一般說來，一個周期的黑子剛出現時，都在日麵緯度30°附近。在黑子較多的時候，則在緯度15°左右。周期結束時，黑子多半在低緯度地區出現和消失。上一個周期的黑子還沒最後消失，下一個周期的黑子又在緯度30°附近出現了。另外，幾乎所有的黑子都出現在緯度8°~45°之間，極少有超過這個範圍的。如果以黑子群的日麵緯度平均值做縱坐標，時間為橫坐標，繪出的黑子群日麵緯度分布圖，就像一群排列整齊的蝴蝶。

另外，人們還發現在黑子存在期間，它的磁場強度是隨時間變化的。黑子剛出現時，磁場強度迅速上升到極大值，然後穩定一段時間，隨著黑子的瓦解和消失，磁場強度呈線性衰減。黑子群中成對的那兩個大黑子具有相反的極性。一個活動周期中，如果太陽北半球上黑子對中的前導黑子的極性是“北”，那麽後隨黑子就是“南”，太陽南半球正與此相反。而到了下一個活動周期，兩半球黑子對的極性將顛倒過來，在下一個活動周期中再顛倒回去。根據黑子磁場的極性變化，海耳等人在1919年指出，太陽黑子和太陽活動的真正周期是22年。如何解釋上麵這些現象和規律，天文學家建立了不少黑子模型，1961年，巴布科克提出的模型受到人們的普遍重視。

巴布科克認為，凍結在太陽等離子中的磁場，隻存在於太陽表麵下較淺的層次中，磁力線被太陽自轉所帶動。由於較差自轉(太陽不同緯度處的自轉周期不同。赤道轉得最快，越往兩極越慢)，使原來位於子午麵上的磁力線纏繞起來。太陽內部和表麵自轉速率不同也會使磁場強度增大，光球下麵的對流運動會使加強了的磁通量管扭結成繩子的形狀，從而增大了磁力線密度。小尺度湍流使磁繩中出現扭結，致使小區域中的場強變得更大。當場強增大時，磁浮力也增大，磁場上浮湧出表麵，形成雙極黑子。黑子首先出現於緯度±30°附近的區域，是因為該處磁場的切變率最大。由於太陽內部自轉得比表麵快些，低緯處的場強增大而高緯處的場強下降，所以發生黑子的區域就移向赤道。這個模型既可說明蝴蝶圖、黑子極性的分布、前導黑子的緯度比後隨黑子的稍低等事實，又能解釋22年周期中極性的反轉現象。

一些天文學家認為，這個模型對於解釋太陽磁場的所有較新的觀測過於簡單了，需要加以改進和發展。但另一些人則認為這個模型是不恰當的，太陽的磁場係統並不局限於表麵的薄層中，而穿透得比太陽的對流層還深些。到底實際情形怎樣，需要由不斷的觀測來判斷。

▲日震學研究

為了提煉和修改太陽黑子的形成和演化的理論模式，太**理學家必須更多地了解太陽內部的結構和行為。太陽內部究竟是什麽樣子，我們既看不見，也摸不著。後來人們發現通過對太陽大氣振動的研究，可以推測出太陽內部的情況。這就好像研究地震波能夠推測出地層深處的秘密一樣。

20世紀60年代，美國天文學家萊頓等人，利用物理學上的多普勒效應，發現太陽大氣的上下振動很有規律，其振動的周期是296±3秒，這就是著名的太陽“5分鍾振**”現象。進一步的觀測還表明，氣體物質上下起伏的總幅度達數十千米，而在水平方向上，大致在0．1～50萬千米範圍內的氣體物質都聯成一片，同起同落。並且在任何時刻，日麵上都有2／3左右的區域在做這種振**。

太陽5分鍾振**的發現引起了全世界天文學家的矚目。相繼的大量觀測結果表明，太陽像一顆巨大的心髒，正在一縮一張地運動。70年代中，人們開始尋找低頻率的太陽振動。1976年，蘇聯天文學家發現了太陽的160分鍾振**。許多科學家認為，太陽內部產生振**的因素可能有三種，即氣體壓力、重力和磁力。相應的波動則為駐聲波、重力波和阿爾文波。有趣的是，這三種波動有時可以兩兩結合起來，成為磁聲波、聲重力波和磁重力波。甚至可以三者統統混合起來，形成所謂的“磁聲重力波”。所有這些波動疊合在一起，就會產生太陽表麵振**的一幅幅錯綜複雜的圖像。

太陽振**是近年來太**理學中最為重大的發現之一，為天文學家開拓出一條通往太陽迷宮深處的新途徑。盡管日震學尚處於不成熟階段，但這一新的學科已經導致了一些重要的發現，成為當代太**理學的前沿之一。

前不久，披露太陽內部奧秘的振波圖樣顯示，盡管太陽外層的自轉在赤道比在極區快，然而太陽內部的自轉卻是均勻的，這樣就產生了一種剪切力，仿佛剪刀的兩個刀刃相互移過一樣。有人猜測這種效應會影響磁場，驅動太陽周期。但一些人對此持不同的意見。這一問題的正確答案還要靠日震學的進一步發展。

天文學家期待著日震學能夠裁決這樣一個新思想：黑子和耀斑可能是由對流所驅動的熱物質的圓柱形的流動所引起的。相鄰的圓柱，以相反的方向在40萬千米深的太陽對流區內旋轉，逐漸向赤道移動。一個設想是，像老式洗衣機中的旋軸一樣，圓柱擠壓磁場，在這一過程中有效地產生黑子。

為連續進行日震學觀測，美國自然科學基金會計劃撥款給全球振**網研究所，把環繞世界的6個日震站聯係起來。這樣一來，就可以整日不間斷地進行日震觀測了，全麵的工作已從1993年開始。另外，美國宇航局和歐洲空間局在20世紀90年代太陽活動峰年期間發射的人造衛星，也進行了太陽振**的測量和研究。

太陽在不斷收縮嗎

1976年，美國青年天文學家埃迪提出，平均11年的周期並非是太陽活動的基本規律，從而引起至今還沒有停息的激烈爭論。一波未平，一波又起。1979年，他再次發表爆炸性意見：太陽在不斷地收縮，每百年角直徑(所謂角直徑，即天文學上用來描述天體大小的長度單位，這是因為用長度單位去描述遙遠的星體沒有什麽太大意義，所以我們通常描述天體的大小的時候都是以地球上看到的大小來描述，即角度。例如，以周天為360度，月亮的大小大約0．5度，或者說30角分、1800角秒。)縮小2．25角秒。

太陽圓麵的角直徑平均是1919．26角秒，照此說來，每百年太陽隻縮小直徑的1／850，可說是很不顯眼的一點。折合成米來計算的話，也就是每天太陽直徑縮小約4．5米。對於直徑約139．2萬千米的太陽來說，確實是微乎其微。

不過，這也不容忽視。日積月累的結果，問題就大了。如果照此下去，10萬年後會怎麽樣呢?豈不是太陽會縮小到“消失”不見嗎?這樣的爆炸性意見自然會引起許多人的極大關注。

埃迪的說法也不是憑空而來的，他主要參考了英國格林尼治天文台的觀測資料。根據該天文台1836—1953年共117年的太陽觀測記錄，他發現太陽的角直徑並非固定不變，而是在不斷地減小，並得出了每百年減小2．25角秒的結論。此外，他另有證據：

(1)美國海軍天文台從1846年以來100多年問的觀測資料，同樣表明太陽在收縮；

(2)1567年4月9日曾發生過一次日環食，這是有曆史記載可查的。可是，現在有人計算得出那本該是一次日全食。這是怎麽回事呢?埃迪對此做了解釋：1567年時的太陽要比現在的大一些，用現在太陽的大小來看，在那時應發生日全食，而實際是日環食，就是這個道理。

埃迪主要依靠的那些格林尼治觀測資料可信嗎?這是許多人首先提到的。

1836年前後那個時代，位於倫敦東南方向的格林尼治天文台，離城市比較遠，空氣清新，透明度很好。此後的一個世紀裏，倫敦城以越來越快的速度擴大，人口增加，煙霧增多，嚴重影響觀測，原來看起來明亮的太陽及其清晰的輪廓，也變得暗淡和模糊了。在這種情況下，覺得太陽似乎比過去小了些，這是完全可能的。順便說一下，正是由於擴大了許多的倫敦城對天文觀測的影響太大了，實在無法再容忍下去，建立已有200多年的格林尼治天文台，不得不於1948年搬遷到更南的蘇塞克斯郡的赫斯特蒙蘇城堡去，而仍舊沿用格林尼治天文台的名稱。

再說，曾經對太陽做過精細觀測的天文台遠非三兩個，負有盛名的德國哥廷根天文台就是其中之一。它於1756～1760年就用當時第一流的望遠鏡做過觀測，這些寶貴資料一直很好地保存著。待到太陽是否在縮小的爭論正熱火朝天的時候，哥廷根天文台的工作人員再次用資料進行細致的歸算，得到的結果是太陽角直徑為1920．32角秒，誤差估計最多不會超過上下各13角秒。也就是說，200多年來太陽的大小基本上沒有變化。退一步說，這至少要比埃迪所說的100多年間的太陽小了2．25角秒的數值要小得多。

觀測內行星淩日可以精確地推算出太陽的角直徑。金星淩日和水星淩日按理都可以加以利用，但金星淩日的機會不多，上兩次分別在1874年和1882年，而下兩次將在2004年和2012年發生。水星淩日的機會較多，平均每世紀發生13次，從1677年的那次算起，到20世紀80年代末，總共發生過42次水星淩日，天文學家掌握著大量的觀測資料。

水星淩日時，從地球上看起來，它就像個很小的黑點子在太陽麵上緩慢地移動著，從太陽的一處邊緣進入日麵到從另一邊退出日麵，往往得花好幾個小時。根據300多年的水星淩日精確記錄，主要是它接觸和離開日麵的精確時刻，天文學家發現太陽的大小沒有什麽顯著變化，要說有小小變化的話，那並非太陽的收縮，而是太陽角直徑似乎增大了那麽一點點。

不管怎麽說，埃迪的論點並沒有說服人，而其他人提出的反對理由強而有力，針鋒相對。曆史資料是如此，當代的資料也是如此，就在埃迪於1979年提出他的觀點之後兩年，即1981年7月，英國科學家帕克斯利用一次日全食的機會，進行了相關的觀測，經過計算，他得出的太陽角直徑為1919．16角秒，比現在采用的數值小0．10角秒左右，而比200多年前的數值大0．10角秒左右。這樣的測量誤差完全在允許範圍之內。結論應該是：在最近兩個多世紀中，太陽的大小基本沒有改變，至少沒有像埃迪所說的改變得那麽多。

利用日食來驗證太陽角直徑的大小，是個聰明和簡單易行的辦法。日食時，月球影子投在地麵上時形成一條窄而長的影子帶，如果這是一次日全食，影子帶被稱做全食帶，在全食帶的人看到的是壯麗的日全食奇觀；如果是一次日環食，就叫環食帶。

全食帶也好，環食帶也好，如果能夠把食帶兩個邊的位置測得很準，準到誤差不大於229米，由此反推出來的太陽角直徑也將是非常準確的。實踐表明，誤差不大於229米的要求是比較容易辦到的，測出的太陽角直徑誤差就不大於0．12角秒。

幾位科學家主要利用了20世紀70年代的兩次日全食觀測資料，這兩次日全食分別發生在1976年10月23日和1979年2月27日。他們還參考了1715年5月3日日全食的曆史記載，因為這次日全食的全食帶剛好從英國人口密度很大的地區穿過，曾引起廣泛的興趣。許多目視觀察者的敘述成為確定全食帶邊緣的可靠依據，而這些敘述和觀測資料又經過著名天文學家哈雷的整理和分析。一句話，曆史記載是可信的、可靠的。