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日地物理是隐代活泼的钻研范畴
作者:admin      发布时间:2019-09-14

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  第八章   太  阳  太阳是太阳系的核心,其质量占太阳系总质量的 99.86%,太阳系其它都绕它 公转,太阳的强烈辐射能影响它们的演变。太阳是比来的典型恒星,能够细心不雅测研究太阳 的细节,有帮于认识遥远恒星;由浅入深,由现象到素质,鞭策不雅测手艺方式和理论的成长。 太阳对地球、对人类的影响至关主要,日地物理是现代活跃的研究范畴。 第 8.1 节 太阳的根基性质 一.太阳的大小 质量 光度和概况温度 太阳半径和太阳质量是两个主要的物理量。太阳半径 R =695700 km,是地球半径 ⊙ 的 109 倍,太阳概况积是地球的 12000 倍,太阳体积是地球的 130 万倍。有些不雅测摸索太阳 半径变化,但切确测定很坚苦。 太阳质量 M 30 ⊙ = (1.98855±0.00025 )×10 kg ,为地球质量的 33.3 万倍。太阳的平均 3 密度为 1.408 g/cm 。 太阳的视亮度为-26.74m m ,绝对星等为 4.83 。 太阳总辐照( Total solar irradiance--TSI)是太阳垂曲映照正在离它 1AU 处每平方米 面积上的总辐射流。自 19 世纪 80 年代以来,正在地面用太阳热量计等仪器丈量日射(即,太 2 阳照度),更正地球大气消光等影响,归算出大气外的值为 1368 W/m ,因精度不敷高而没 有发觉其较着变化,故称为太阳。近 40 年来,以太阳(总)辐照代替太阳,用人制 卫星照顾机能优良的辐射计测定太阳总辐照及其变化。太阳总辐照有短期的和持久的变化, 跟太阳勾当相关(图 8.1)。太阳(总)辐照平均值为 1366 W/m2 2 ,峰-谷变化范畴约 1.3 W/m 。 1980~2000 年平均每十年增 0.037 W/m2 ,尔后减小。虽然太阳总辐照变化很小,但正在极紫 外(200-300nm)从极大到极小变化约 1.5%、特别正在 X 射线波段太阳辐照却变化很大(达 10% 以至 10 倍或更大)。 图8.1太阳辐照的变化 太阳光度就是从整个太阳正在各波段的总辐射流(总功率),它是由太阳总辐照丈量成果推 算的。明显,太阳光度应等于太阳辐照乘半径 2 r=1AU 的球面总面积(4πr )。现正在采用的 太阳光度值为 26 L =3.828×10 W 。整个地球仅接管它的一小部门(等于地球的投影面积取半 ⊙ 径 1 天文单元的球面积之比) ,即 1.74×1017 W ,这是全世界总发电量的几十万倍! 由太阳光度可算出太阳概况的平均辐射强度H L /4πR 2 。取黑体辐射近似, ⊙ ⊙ ⊙ H = σT 4                                                          (8.1 )) ⊙ 可算出太阳概况的无效温度为 5772 K。    表 8.1  太阳的根基材料  质量  M ⊙       1.989 ×1030   kg  概况温度                  5772 K    半径  R        695700    km       概况(光球)沉力          274 m/s  ⊙ 3 平均密度ρ       1.408  g/cm   概况逃逸速度           617.7 km/s  ⊙ 26 3 光度  L         3.828 ×10  W  核心密度                 162.2 g/cm   ⊙ m 7 绝对星等              4.83   核心温度                 1.57 ×10  K  赤道自转(恒星)周期   24.47 d   太阳赤道倾角(对黄道)     7.25º  极区自转(恒星)周期   34.4  d                  (对银道)     67.23º  光谱型                 G2  Ⅴ  春秋                    ≈46 亿年    二.太阳的自转 17 世纪初,伽利略不雅测到黑子正在日面的每日变化,发觉了太阳自转。1853 年卡林 顿(R.C.Carrington)系统地不雅测黑子时,发觉日面分歧纬度的自转角速度分歧,即呈现太阳赤 道区自转快、高纬自转慢的‘较差自转’。太阳(相对于恒星)每天的较差自转角速度ω跟 日面纬度φ关系可写为  ω= A + B sin2 φ+C sin4 φ                                  (8.2 )   系数 A 、B 和 C 的值跟日面标记相关,现正在采用的平均值为:A= 14.713±0.0491 º /d ,B= ‐2.396  ±0.188 º /d ,C= ‐1.787±0.253 º /d 。  太阳赤道自转(恒星)周期为 24.47 d,因为地球绕太阳做轨道活动,不雅测到的是太阳 自转汇合周期26.24 d 。应留意,天文文献上不是典型地用太阳赤道的自转周期;而常用卡 林顿(R. C. Carrington )的自转周期‐‐汇合周期 27.2753 d(或恒星周期 25.38 d ),大致相当于 太阳纬度 26 º(相当于黑子及周期性太阳勾当)的自转,从 1853 年 11 月 9 日起头卡林顿自 转编号,以便逃踪后来的黑子群或再现的喷发。      图8.2  太阳的较差自转    太阳内部也是较差自转的,自转角速度随半径和纬度变化,且分歧于概况(图 8.2)。 太阳赤道对黄道倾角为 7.25°,太阳北极的赤径和赤纬别离为 286.13°和 63.87°。 粗略地说,太阳是一个较不变的恒星,其质量、半径、光度等物理量正在较持久间内很少 变化,或者说,太阳凡是是较的,太阳虽然不竭地发出各类辐射等过程,但它仍连结动 态均衡。现实上,太阳也是一颗变星,只是其总的光度变化相对而言是较小的,而正在它的一 些局部区域却常发生规模分歧、有时很猛烈扰动变化,称为太阳勾当,表示为显著的黑子、 耀斑等多种勾当现象。  第 8.2 节 太阳的不雅测 因为太阳是有视面的强辐射,太阳不雅测有一些特殊要乞降问题,因此研制一些公用 的太阳不雅测仪器,获得更多更好的主要不雅测材料。  一. 光学不雅测 1. 太阳千里镜      为了不雅测太阳的细节,需要千里镜呈出大而脚够亮的太阳像。因而,物镜的口径较大, 而焦距应越长越好;但焦距太长,利用未便利,并且设置装备摆设大型光谱仪等终端设备很坚苦。为 处理这些坚苦,1904 年海耳(G.E.Hale )起首设想出太阳千里镜,它由定天镜系统、成像系 统、终端系统三部门构成。定天镜系统常用两个平面镜,其感化是把太阳光束投射到固定方 向。成像系统用长焦距的反射物镜,呈大的太阳像到终端设备(例如,光谱仪的入射狭缝) 上。若定天镜副镜出来的光束标的目的是程度的,称为程度式太阳千里镜,例如紫金山天文台和 云南天文台的程度式太阳千里镜;若其标的目的是铅曲的,称为塔式太阳千里镜或‘太阳塔’, 例如,美国威尔逊山的第一个太阳塔。地球大气的对流扰动根基上是铅曲标的目的的,太阳塔中 光束遭到的较小而可获得更好的太阳像。水体附近的大气宇优良,美国正在大熊湖中 成立太阳不雅测台。       图8.3左,程度式太阳千里镜的光;左,太阳塔的光  太阳千里镜的终端设备有几种,此中次要的是大型光栅光谱仪。光谱仪再加上其它设备 能够进行多项不雅测,例如,正在镜焦面的选定波长光谱线处加出射狭缝,让入射狭缝扫描 太阳像,而出射狭缝后同步摄下该波长的太阳单色像;按照中谱线的“塞曼效应”, 加偏振安拆而成为丈量的‘磁象仪’。   2. 光谱不雅测  太阳光谱的不雅测研究开创了光谱工做的先河,从太阳可见光光谱扩展到全数电磁辐射 谱。根基是持续光谱上有良多接收线 年,蓝利(gley)起头研究太阳持续光谱的能量-波长分布。1922 年,艾 博特(C.G.Abbott)得出以绝对单元(erg/cm 2 ·s)暗示的太阳光谱能量分布曲线,成为沿 用的主要材料。后出处穆耳德斯(G.F.W.Mulders)等做了弥补。太阳持续光谱的能量分布 近于无效温度 5777 K 的绝对黑体能量分布。 分析从γ射线到射电的各波段太阳电磁辐射丈量成果,图 8.4 给出太阳电磁辐射能谱。 明显,太阳电磁辐射能量的绝大部门集中正在可见光波段且变化很小;其它波段的辐射能量所 占比率不大,但却随太阳勾当而有很大变化,特别是远紫外、X 射线和γ射线辐射的光子能 量大而对际空间及地球等的有主要影响。     图8.4太阳电磁辐射能谱 2.太阳的接收光谱 1814 年,夫琅和费(J.Fraunhofer)不雅测到太阳光谱上有 576 条暗谱线,并用拉丁字母给较 强的谱线定名,这些谱线被称做夫琅和费线,一部门符号沿用至今。后来连续颁发更好的太 阳谱线材料,如穆尔(C.E.Moore )等从 2935 埃到 8770 埃共 24000 条谱线的波长、元素证 认等材料。    表 8.2  太阳光谱上一些主要的夫琅和费线  符号   波长(纳米)  来历  符号  波长(纳米)  来历  符号   波长(纳米)  来历  A        759.3       O2 *    E     527.0; 526.9    Fe Ⅰ  f (H γ)   434.05       H Ⅰ  a        718.3         H2O*    b1     518.36       Mg Ⅰ    G     430.8        Fe Ⅰ  B        686.7       O2 *    b2     517.27       Mg Ⅰ    g     422.67      Ca Ⅰ  C(H α)   656.28        H Ⅰ    b3      516.9       Fe Ⅰ    h (H δ)  410.17       H Ⅰ  D1      589.59        Na Ⅰ    b4      516.73      Mg Ⅰ     H      396.85     Ca Ⅱ  D2      589.0         Na Ⅰ  F (H β)   486.13       H Ⅰ     K      393.37     Ca Ⅱ  *地球大气接收线。      其余都是太阳光球谱线 太阳的元素品貌      根据太阳光谱(图8. 5 )材料,能够通过理论研究能够获得太阳(大气)的元素品貌。太 阳的元素品貌是它所含各类元素的原子相对数目标比率,取硅原子数目为 106 。太阳的元素 品貌现实上代表了典型的元素品貌,而地球及某些的元素品貌跟太阳分歧。氢是太 阳和中最丰硕的元素,其次是氦、氧、碳、氮、镁、硅,其余元素的品貌小得多。    6 表8.3 太阳的元素品貌(N Si =10 ) 1 H 2.79×1010 22 Ti 2400 44 Ru 1.86 66 Dy 0.3942 2 He 2.72×109 23 V 293 45 Rh 0.344 67 Ho 0.0889 3 Li 57.1 24 Cr 1.35×104 46 Pd 1.39 68 Er 0.2508 4 Be 0.73 25Mn 9550 47 Ag 0.486 69 Tm 0.0378 5 B 21.2 26 Fe 9.00×105 48 Cd 1.61 70 Yb 0.2479 6 C 1.01×107 27 Co 2250 49 In 0.184 71 Lu 0.0376 7 N 3.13×106 28 Ni 4.93×104 50 Sn 3.82 72 Hf 0.154 8 O 2.38×107 29 Cu 522 51 Sb 0.309 73 Ta 0.0207 9 F 843 30 Zn 1260 52 Te 4.81 74 W 0.133 10 Ne 3.44×106 31 Ga 37.8 53 I 0.90 75 Re 0.0517 11 Na 5.74×104 32 Ge 119 54 Xe 4.7 76 Os 0.675 12 Mg 1.074×105 33 As 6.56 55 Cs 0.372 77 Ir 0.661 13 Al 8.94×104 34 Se 62.1 56 Ba 4.49 78 Pt 1.34 14 Si 1.00×106 35 Br 11.8 57 La 0.4460 79 Au 0.187 15 P 1.04×104 36 Kr 45 58 Ce 1.136 80 Hg 0.34 16 S 5.15×105 37 Rb 7.09 59 Pr 0.1669 81 Tl 0.184 17 Cl 5240 38 Sr 23.5 60 Nd 0.8279 82 Pb 3.15 18 Ar 1.01×105 39 Y 4.64 62 Sm 0.2582 83 Bi 0.144 19 K 3770 40 Zr 11.4 63 Eu 0.0973 90 Th 0.0335 20 Ca 6.11×104 41 Nb 0.698 64 Gd 0.3300 92 U 0.090 21 Sc 34.2 42 Mo 2.55 65 Tb 0.0603 3. .单色光不雅测  太阳光谱的一些接收线(氢的 Hα ,钙的 H 、K 线等)现实上叠加有色球的辐射,线心 辐射次要来自色球高层,而偏离线心的来自色球较低层,因而,拍摄谱线分歧波长的太阳单 色像系列,能够建立色球勾当(如,耀斑)模子。  3.1 单色光仪  早正在 1892 年,海耳起首利用的单色光仪拍摄色球,其道理如下:让摄谱仪入射狭缝处 的太阳像细条顺次进入光谱仪,正在光谱仪的镜焦面获得其光谱,用出射狭缝分出等候测  波长的单色像,让太阳像和底片同步挪动,便可拍摄到太阳单色像。 3.2 色球千里镜 1933 年,法国的李奥(F.B.Lyot)发现偏振滤光器,它由一系列双折射晶体(水晶, 冰洲石)和偏振片交替组合,因为光的偏振和,它能够透过波长范畴很窄(0.025 nm) 的单色光。把这种滤光器拆正在特制光学千里镜内而成为色球千里镜。 4. 丈量     太阳勾当现象跟有亲近关系,因此太阳丈量很主要。大大都丈量方式根据 的是塞曼效应。1896 年塞曼(P.Zeeman)发觉,处于中的原子发射谱线为一系列 偏振的干线,这种现象称为塞曼效应。发射线常显示‘正塞曼效应’:当正在视线方 向(纵向)时,不雅测到谱线的两条σ干线,波长大的为左旋圆偏振,波长短的为左 旋圆偏振;当垂线标的目的(横向),不雅测到线偏振的干线,两头的π干线跟 无的波长不异、平行于标的目的线偏振,其两侧的二条σ干线正在垂曲于标的目的偏振(图 8.7 的 a、b)。若无时谱线波长为λ ,σ干线的波长为λ ±Δλ  ,  0 0 H Δλ ‐5    2 = 4.67 ×10 g H  λ                                        (8.3)  H O 式中,H 是以高斯为单元的强度,g 是朗德因子,波长以 cm 为单元。  现实不雅测的是光谱接收线,它们呈现‘逆塞曼效应’。正在纵向中,两条σ干线的圆 偏振取发射线环境相反;正在横向中,π干线垂曲于标的目的线偏振,其两侧的二条σ支 线的都是部门偏振的(图 8.6 的 c、d )。      图8.6正塞曼效应和逆塞曼效应   1908 年海耳起首间接丈量黑子谱线塞曼效应ΔλH 来求其,当前其它天文台也 连续开展黑子丈量。其方式是正在太阳光谱仪的入射狭缝前加偏振阐发器( 由 1/4 波片和偏 振片栅构成,偏振片栅的邻接两条的偏振标的目的交替地垂曲,并跟 1/4 波片的晶轴成 45 °角)。 纵向所致的左、左旋(干线 波片就变为跟偏振片轴平行或垂曲的线偏振光, 别离通过邻接的偏振片。再颠末光谱仪后,正在镜焦面上成出邻接交替地的摆布σ支 (谱) 线 Δλ   ,从而得出强度。现实上,因为塞曼不大,例如常用的磁敏 H 感谱线 埃,当强度 H 为 1000 高斯时, 2 Δλ =0.0952 埃,只要高分辩的光谱仪才 H 能够测出。      图8.7上:黑子的谱线塞曼效应(左为左之部门的光谱箭头指的谱线) 下:日面像(左)和磁象议获得的图   当强度较小时,因为现实谱线有必然轮廓,塞曼效应的干线就夹杂正在一路而不 能侧出距离。1953 年,巴布科克(H.D.Babcock)巧妙地发了然磁象仪,能够丈量 0.1 高 斯的纵向,其工做道理如下:正在光谱仪的入射狭缝前的偏振阐发器由(取代 1/4 波片的) 光电晶体和一个偏振片构成;KDP 型的光电晶体正在外加电场调制下交替地成为±1/4 波片, 轮番地让左旋和左旋的(塞曼效应干线)光进入光谱仪。正在光谱仪所成谱线轮廓两翼安 置两个出射狭缝,它们后面是光电倍增管,因此轮番接管对应两干线的光。光电倍增管 出来的电流变幅反比于强度。让入射狭缝顺次扫描太阳像,就可获得日面的纵向分 布图。正在出射狭缝前放视向速度弥补板以弥补视向速度惹起的谱线多普勒位移。磁象仪也可 兼备速度场丈量。   现代太阳磁象仪又有良多改良。例如,美国基特峰(Kitt Peak)天文台用CCD 的 512 通 道光电磁象仪,我国天文台水库坐以窄带滤光器替代光谱仪的千里镜。  二.射电不雅测      1942 年英国防空雷达发觉波长 4~6 m 的强烈电波干扰,研究确定它来自太阳的射电。 后来,太阳射电的不雅测研究很快成长起来。特别近年先后成立一些空间分辩率、时间分辩率 和频谱分辩率更高、能力更大的射电千里镜仪器设备(例如,法国 Nancay 射电日象仪,美 国Owens Valley 太阳阵和 Clark Lake 射电日象仪,我国的高时间分辩率射电千里镜等),正在 太阳射电源的(空间、时间和频谱)布局、偏振、、标准、活动等特征上取得丰硕的资 料。地面不雅测波段从 2 mm 到 40 m,高空和地外不雅测又扩展到千米波段。  太阳射电角径随波长而添加,表白太阳射电来自太阳大气。分歧波段的太阳射电来自太 阳大气的分歧高度,例如,米波射电次要来自日冕,分米波射电次要来自色球‐日冕过渡区, 厘米波次要来自低色球层,毫米波次要来自光球。  太阳射电根基上可分为三种分歧性质的成分:太阳射电、太阳缓变射电、太阳射电 迸发,它们别离来自于太阳大气、某些局部源和太阳耀斑等瞬变扰动。太阳射电的三种 成分有分歧的频谱(图 8.8 )。      图8.8太阳射电三种成分的频谱(a)流量密度频谱(b)亮温度频谱 太阳射电也有随太阳勾当的 11 年等的变化,特别正在波长 3 cm~60 cm 波段迟缓变化更 显著,正在波长 5~8 cm 的变幅最大。不雅测表白,厘米波的迟缓变化次要跟黑子面积相关,尤 其是波长 10.7 cm 跟黑子面积有很好的相关性,是太阳勾当的很好目标(图 8.9 );而分米 波的迟缓变化次要跟谱斑面积相关。       图8.9波长10.7cm太阳射电流量的变化 太阳射电迸发是变化猛烈而短促的,射电流量正在短时间内加强百分之几到几十万倍以 上,特征时间从 1 秒到数天,常伴有频谱变化,从毫米波到千米波都不雅测到猛烈变化,按照 迸发的波段及其频谱特征,太阳射电迸发分为良多类型,它们是太阳局部强烈扰动(如耀斑 等)发生的射电辐射。      图8.10各类太阳射电迸发的动态频谱   三.空间探测  为了降服地球大气接收对不雅测波段的,20 世纪中叶以来用火箭、高空气球、人制 卫星和航天器进行太阳的远紫外、X 射线、γ射线、红外波段不雅测及粒子探测。  1959‐1968 年,美国宇航局(NASA)发射 Pioneers5, 6, 7, 8,9 探测器环抱太阳,丈量太阳 风和太阳。上世纪 70 年代,两艘 Helios 飞船和 the Skylab Apollo Telescope Mount 获得 太阳风和日冕的主要新材料;80 年代,发射 the Solar Maximum Mission 飞船,不雅测太阳耀 斑发射的 γ射线、X 射线和紫外辐射及太阳光度。1991 年发射日本 Yohkoh 卫星,不雅测耀斑。 1995 年 12 月,欧洲空间局取BASA 合做发射主要的 SOHO(Solar and Heliospheric Observatory) 飞船,持久多波段拍摄太阳。2010 年发射 SDO(Solar Dynamics Observatory)。它们都是从黄 道面附近不雅测太阳。1990 年,发射 Ulysses probe 研究太阳极区。2006 年 10 月,发射日地 关系不雅测台 STEREO(Solar Terrestrial Relations Observatory) ,两艘同样的飞船正在地球前、后, 能够拍摄太阳的立体像。 图8.11SOHO飞船  第 8.3 节 太阳的内部布局 我们看到的太阳概况称为光球层或简称光球,一般把光球以下做为太阳内部,而从光球 层往外做为太阳大气(图 8.12)。 太阳内部不克不及间接不雅测到,但能够从相关的不雅测材料出发,借帮理论来计较太阳内部结 构模子,即求出质量、压力、温度等随半径的变化关系。研究成果表白,太阳内部可分为三 层:核反映区、辐射区、对流区 。 图8.12太阳的布局模子 一.核反映区   从太阳核心到约 0.20~0.25 R⊙ 是核反映区,却集中 1/2 M ⊙,次要成分是氢。因为太阳 3 7 11 物质的自引力压缩,此区的密度达 151 g/cm ,核心温度 1.57×10 K ,压力2.33 ×10 bar 。 长久供给太阳辐射的能源是什么?从 19 世纪始先后提出过化学能、引力势能的热 能、放射元素能等,但都不脚以注释长久维持问题。20 世纪 20 年代,爱丁顿提出 正在太阳核心区高温前提下正在发生‘氢燃烧’—氢聚变为氦的热核反映,发生庞大的能量。1937 年魏茨泽克,特别是 1938 年贝特开创性地提出氢聚变为氦的热核反映理论,才根基处理太 阳、从而恒星的能源问题。后来才正在地球上实现了这种核反映并制成‘氢弹’。为此,贝特荣 获 1967 年诺贝尔物理学。 氢燃烧的总结果是 4 个氢原子核(质子)合成 1 个氦原子核:41 4 H → He + (能量) 。正在反 应中, 质量耗损为:(4 氢原子-1 氦原子)质量差m=(6.693×10-24 -6.645×10-24)g=0.048×10-24g 。 按照爱因斯坦质量-能量关系出能量 E = mc2 = 0.000043 erg (8.4) 太阳核心区 0.1 M⊙的氢燃烧就能量E=1.28×1044J ,这可供给太阳辐射(光度 L ⊙)时间 t = E/L ⊙=1.28×1044J/3.854×1026W≈100 亿年 (8.5) 燃烧有两种反映链:质子-质子(p-p)反映链和碳-氮-氧(CNO)反映链(图 8.13 )。两种反 应链的总成果都是 4 个氢核(1 4 H, 即质子p)聚合成 1 个氦核( He)并放出 2 个正电子和 2 个中微 子以及几个 γ光子。正在太阳焦点区的高温前提下,以质子-质子反映链产能为从,碳-氮-氧反 应链产能仅约占 0.8% 。 图8.13氢聚变为氦的两种热核反映。 (a)p-p反映链.4个质子连系为1个氦核,放出能量、 (b)CNO反映链.12C为催化剂,总的成果也是4个质子连系为1个氦核,放出能量.  二.辐射区 辐射区范畴约从 0.25 R ⊙到 0.7 R ⊙,密度和温度都很快向外减小。核反映区发生的能量 经此区以辐射转移体例向输,从核反映区出来的是高能 γ 射线光子,经辐射区物质接连 地接收并再辐射出较低能量的光子,自内向外顺次变为 X 射线、远紫外、紫外、可见光光 子,最初次要以可见光光子及其它形式辐射出来。 辐射区往上颠末渡层(the tachocline )到对流区,从辐射区平均自改变为对流区较差自 转,猜测太阳发生于过渡层。 三.对流区或对流层 范畴约从 0.7 R ⊙到光球层底部,密度和温度进一步向外减小,次要以对流体例向输 能量,同时,此区的湍动还发生低频声波向输能量。 四.揭开太阳中微子之谜 氢燃烧的两种核反映都放出中微子。中微子不带电。一般认为中微子雷同于光子,没有 静质量且以光速活动;但也有尝试暗示中微子有细小质量,大概其质量仅为电子的万分之一, 那么其活动就小于光速。  中微子不跟通俗物质发生彼此感化,能够从太阳内部穿越出来,因而,设法捕捉来自太 阳核心区的中微子就能够获得太阳内部的一些消息,查验核反映理论;另一方面,中微子又 很难探测,以至地球都是对中微子通明的。然而,太阳的核反映可发生大量中微子,每秒多 38 10 2 达 10 个,达到地球的流量约 10 中微子/cm ·s 。30 多年前,美国建制了太阳中微子探 测器,正在地下 1.5 km 的大容器内放 600 吨 C 37 37 2Cl4 液体,中微子取 Cl 反映( Cl 法)生成易 探测的放射氩(37Ar) ,成果探测到的中微子流量仅是‘尺度模子’预告的 1/3,这就是正在科学界 惊动的‘中微子案’。后来,有两个小组用71 71 Ga 法,即中微子取它反映生成放射的 Ge, 成果获得的中微子计数率大些,但仍小于预言值。提出几种模子来试图处理太阳中微子之谜, 都碰到这种或那种坚苦。  曲到近年用沉水的中微子探测器取得新的成果,2001 年 7 月颁布发表,太阳中微子之谜揭 开了:从太阳焦点到地球的旅途中,有些太阳中微子变‘味’(变种)了。这是现代粒子物 理学尺度模子没有考虑的。本来,中微子有三种或三‘味’:电子中微子  ,μ子中微子, τ子中微子,中微子能够变‘味’,静止质量不是零,而照顾细小质量(约电子质量的1/180000 或 2.8 eV ),但还不切当晓得三种中微子各自的精确质量。太阳内部核反映发生的是电子中 微子。大多探测器对μ子中微子和τ子中微子不(过去未意料它们存正在)。有些物理学 家猜测中微子可能正在三味之间‘振荡’,则可探测到的电子中微子就少了。  为查验这种猜测,成立新型探测器。的 Sadbury  中微子不雅测坐(SNO )无效地探 测另两种中微子,并跟电子中微子区分出来。不雅测坐的‘心净’是 12m 的 acrylic 塑胶球, 含 1000 吨‘沉水’。每天约 10 个太阳中微子感化于沉水,由细微闪光记实下来。两年中记 录 1100 多中微子,脚以得出 99%可托的结论,申明太阳内部核反映理论得出的中微子数目 是对的,有些中微子正在到地球的上变‘味’了。这个结论是正在跟日本的更大一般水尝试的 探测率(1998 年颁布发表线的μ子中微子变‘味’)比力而得出的。这两个对分歧‘味’ 中微子有分歧敏度尝试连系起来,清晰表白“”的中微子只是正在达到地球前变为不易探 测的形式罢了。SNO 的下一步打算是更完全的查验中微子的‘味’变化。  五.太阳震动 地球有地动,阐发地动材料能够获得地球内部布局的消息。那么,太阳上能否有日震? 虽然没有实正的日震(sunquakes),可是太阳确有对流区动荡发生的各类频次的振荡-声波(p 波)和概况沉力波(f 波)。1960 年,莱顿(R.Leighton)做了光球的高精度多普勒位移不雅 测,发觉太阳概况不竭地上下崎岖活动,其振荡周期约 300 s,振幅约 1 km/s,故称为 5 分钟振荡。70 年代中期,希尔(H.Hill)发觉周期 20 分钟到 1 小时的较慢振荡,塞沃尼 (A.B.Severny)等发觉周期 160 分钟振荡(或称为太阳脉动)。后来又不雅测到很多振荡模式, 它们的周期约 3~12 分钟。这一太阳物理学新范畴称为太阳震动学 (solar seismology),有 人也称之为日震。 图8.14太阳内部和概况的p模式声震动图案,留意波的声速近核心增大形成波长增大。 图8.15太阳震动的低分辩谱 1970 年,尤里奇(R.Ulrich)指出,从太阳内部向上活动的声波达到概况就反射归去,由 于内部密度和压力增大而使波弯折,又转回概况,从而声波正在概况取深部之间回荡,有可能 加强和共振,图 8.14 是太阳内部声波共振模式的一种计较机模仿。图 8.15 是太阳震动的低 分辩谱,最显著的是 5分钟震动。 第 8.4 节 太阳大气-光球 色球 过渡层 日冕  太阳大气是指能够间接不雅测的太阳概况以上条理,一般按温度随高度的变化环境来划分 为光球(层)、色球(层)、过渡层和日冕等条理(图 8.16 )。  图8.16太阳大气温度随高度的变化  一.光球层 太阳的可见概况称为光球层或简称光球,厚几十到几百 km,它是太阳大气的底层,也 是太阳大气密度最大的和温度最低的条理。光球对太阳内部的辐射是欠亨明的,我们不雅测到 的太阳可见光辐射次要来自光球,因此呈现为太阳圆面(本日面或日轮)。上述太阳半径就是 指光球而言的。 图8.17临边暗淡现象(上)及其注释(下)  太阳圆面的亮度(更切当说,辐射强度)从核心到边缘逐步削弱,特别边缘部门削弱更严 沉,称为临边暗淡现象(图 8.17 上) 。其缘由何正在?粗略地说,这是由于从圆面边缘辐射 来自温度较低的光球层上部,而圆面两头的辐射来自温度较高的光球层下部,如图 8.17 所 示。跟圆面核心成θ角的辐射强度 I(θ)取核心的辐射强度 I(0)之比的近似为 I(θ)/I(0)≈ 1 – u -v + u cosθ+ v cos2θ (8.6) 此中, u 为跟波长相关的。例如,对于波长 0.40μm, u = 0.91, v =-0.05;波长0.50 μm, u = 0.97, v =-0.22;波长 0.60μm,u = 0.88, v =-0.23。 临边暗淡现象次要呈现于可见光及近紫外、红外波段。而正在波长短于 160 nm 的远紫外 和 X 射线波段以及射电波段,则不是临边暗淡,而是呈现临边增亮现象,这是由于远紫外、 X 射线和射电辐射更无效地从光球以上的大气发射出来。 正在地球大气宇好的时侯,高分辩的太阳像上能够看到良多米粒状的较亮小斑,称为 米粒 (图 8.18),其角径为 0.25″~3.5″或大小为 180~2540 km。太阳概况的米粒总数 约 500 万个,米粒的总面积约占概况总面积的一半。米粒一般比其四周亮 30%,温度高 300K。    图8.18上,太阳光球的米粒;下,米粒和超米粒及巨胞的对流图示  米粒是一种对流现象,光球层处于较高温度的对流层,热的对流元胞上升,将多余 热量辐射掉后,变冷的气体就分隔而沿米粒边缘向下返流归去。米粒的寿命约十分钟,米粒 的核心向上流速约 1 km/s,而其边缘向速约 0.25 km/s;米粒不竭地破裂和再生,构成 大小 3″~5″的米粒簇,寿命可长达 46 分钟。 哈特(A.B.Hart)于 1954 年起首发觉光球层存正在着大标准(25000~85000 km)的程度运 动,持续几小时,速度约 0.5 km/s。1960 年莱顿的不雅测研究完全必定这种程度活动的寄义 和实正在范畴。后来,更多的不雅测研究成立了超米粒的大对流图象。正在可见的太阳半球上约有 2500 个超米粒元胞,其曲径为 20000~54000 km,平均寿命约 20 小时,元胞内的程度速度 为 0.3~0.5 km/s,元胞核心的上升速度和鸿沟的下降速度的上限为 0.1 km/s。米粒和超米粒 都是对流活动正在日面的表示,它们之间有些雷同,但也有不同。除了标准分歧之外,米粒形 成的无效深度约 400 km、即属于光球层的浅对流,而超米粒构成的无效深度约 7200 km、即 属于对流层的深对流;米粒呈较亮的斑,而超米粒没有较着的亮度表示,次要赶快度场不雅测 发觉的。超米粒对太阳勾当区的构成和成长也有主要影响,正在勾当区中的超米粒有更大标准、 更长命命和更较着轮廓。但米粒标准小,其影响也不会很大。席蒙(C.W.Simon)等认为,可能 存正在标准 200000~300000km 的巨胞(giant cell)或巨米粒,几乎延长到整个对流层。正在活 动区附近不雅测到庞大的布局可能是巨胞的表示。 二.色球层 光球之上到高度约 2000 km 是色球层,按温度随高度升高环境再细分色球为低、中、高 三层。色球的可见光辐射仅为光球辐射的几千分之一,因此日常平凡看不到色球。正在日全食 的食既和生光霎时,月球盖住了敞亮的光球(日轮),才显见它玫瑰红色的色球层(图 8.21 )。   图8.19日全食的色球(上)和及其闪光谱(下)  色球层是稀少通明的气体,持续光谱辐射很弱,次要发出发射线辐射,氢的谱线、尤 其 Hα很强,因此使色球呈红色。1868 年日全食时,洛基尔(N.Locker)正在闪现出来的色球 光谱(闪光谱)中发觉波长 587.562 nm 的未知元素谱线 年后才正在地球上找到这 种元素,这就是氦(有太阳的元素之意)。自海耳用单色光方式,特别是李奥(B.F.Lyot) 研制出单色(偏振)滤光器和色球千里镜后,就能够经常不雅测色球了。   图8.20色球的Hα单色像 图8.21针状物(左)和日浪(左) 色球层是很不服均的,有亮暗斑构成的收集布局、针状物(日芒)、冲浪、暗条和日 珥、耀斑等特征和勾当现象。 收集布局的统计性质跟超米粒胞类似,收集元的平均大小为 30000~35000 km,平均寿 命为 19~21 小时。收集有亮日芒、暗日芒、小纤维等细布局,纵向较强(可达 100~ 500 高斯),、超米粒和色球收集布局有亲近关系。 正在高分辩的色球像上,色球外缘有良多‘火焰’特征,称为针状物或日芒,它们是从 色球收集射向日冕的细长喷流,始于色球中层、向上延长可达 10000多 km,宽度约 800 km,寿命为 5~10 分钟,向上活动速度 20~25 km/s。针状物的数目随高度添加而削减,估 计色球中层约有 25 万个。 冲浪 (又称为日浪)现实是外形呈笔曲的或稍弯尖峰的一种物质抛射现象。冲浪迸发 区的大小为几百到 5000 km,抛射速度可达 50~200 km/s, 最大高度达 10000~20000 km, 先加快度上升, 达最高点后又加快前往,寿命多为 10~30分钟,其抛射常正在约 1小时间隔 正在原地反复。冲浪内有小纤维束的细布局,各纤维之间相距几角秒,但一路活动和发亮。 冲浪有反复呈现的趋向,但规模逐步减小  。  三.色球-日冕过渡层 从色球层顶部到日冕底部之间为过渡层,它是色球层和日冕之间质量和能量流动的分 界层,温度从几万 K 徒升至百万 K。色球层、特别是色球‐日冕过渡区的温度随高度增高, 其加热缘由是什么?这是很主要的、也是没有完全处理的问题。  目前比力遍及接管的色球加热理论认为是波能耗散导致加热,由于它有一些不雅测根据, 例如,光球米粒有湍动,可以或许发生声波,传输到色球层变为激波并耗散而成为热源。  色球‐日冕过渡区的加热可能跟高温日冕向下的热传导和物质流相关,更可能是磁流波 耗散、电流耗散或湮灭所惹起的磁加热。  四.日冕 它是太阳大气最外层,延展到几倍太阳半径以至更远,日冕物质极其稀少,但温度却 达百万 K,次要由质子、高次电离的离子和电子构成,很通明。日冕的可见光辐射仅约 光球的百万分之一,因而,日常平凡看不到日冕,仅正在日全食时才能看到。正在日全食时, 月球遮住太阳光球的强烈辐射,正在日轮四周显显露广延的白色微弱,这就是日冕。 图8.22日全食时的日冕  1931 年,李奥正在千里镜光地方加小圆锥镜,它如月球似地遮住日轮像而人制日食, 研制成日冕仪,拆正在高山上,正在优良气候能够进行内日冕的经常不雅测。航天时代以来,又 操纵衍射道理设想了新型日冕仪,放正在航天器上更无效地不雅测日冕。 正在太阳勾当极大期间,日冕呈圆形;正在勾当极小期间,日冕近椭圆型,赤道区比两极 区更延展。一般说,日冕亮度随日心距添加而减小,延展到 5 R 以上,现实没有明白。 ⊙ 正在日全食拍摄的白光日冕照片上,能够看到日冕有相当复杂的形态布局。日冕像上很夺目 的亮束延展布局称为冕流,有的下部呈盔状,底部常有较暗的冕于日珥之上。冕流可 持续几个太阳自转周。日冕射线是较细长的亮束。正在太阳勾当极小期间,射线特别显著且 数目多。有些呈羽毛状从极区散开,故称为极羽,其分布雷同于长条形磁极附近的磁力线R )以上,寿命约 15 小 ⊙ 时。冕环是亮的环状布局(图 8.23),典型大小约 1000×10000 km,几天到两礼拜就变化。 图8.23日冕环  图8.24日冕的X射线像,上部有极区大冕洞  早正在 1957 年,瓦德迈尔(M.Waldmeier)就留意到日轮外的日冕有暗区。过去曾认为 太阳上可能存正在所谓 M区,那里发出的粒子流形成 27 天周期的地磁扰动,曲到 1974 年‘天 空尝试室’拍摄的 X 射线太阳像上,清晰地日轮上的暗区—冕洞才是这些粒子流的源 区(图 8.26),而不再用 M 区概念。冕洞是日冕的温度和密度较低区,也是单极、的 较弱区,因此答应高速太阳风粒子流出。冕洞大致可分为极区冕洞、延展冕洞和孤立 冕洞三种。单个冕洞占日面总面积的 1%~5%,而极区冕洞占 6%~10% ,冕洞正在太阳勾当极 小期比极大期更大,寿命也更长,有的以至跨越 10 个太阳自转周,而小冕洞寿命约 1 个太 阳自转周。冕洞的显著特征是刚性自转,一个从南到北逾越纬度范畴 90°的延展冕洞历经 几个太阳自转周也没有较着形态变化。正在 X 射线太阳(日冕)像上(特别正在勾当区纬度带)有 一些亮斑,大小约 20″~30″,常有 5″~10″的亮核,亮斑寿命为 2~48 小时,估量每 天可呈现约 2000 个亮斑。亮斑常呈现于较小的偶极磁区。 日冕的光学辐射包含三种成分(图 8.25):(1)K 冕,这是高温日冕的电子散射 的光球辐射,它是内冕和中冕的次要成分;(2)E 冕或L 冕,这是日冕离子的发射线辐射, 除了发射线单色辐射显著,它对白光的贡献很小;(3)F冕或内黄道光,这是尘埃散射的 光球辐射,对内-中冕贡献小,而对外冕有较大贡献。  图8.25日冕光学辐射的三种成分 正在日冕光谱上出格显著的有波长 530.3、637.4、670.2 nm 等发射线 年不雅测 到的这些谱线跟已知元素谱线对不上号,曾认为是太阳的一种新元素,但正在地球上却找不 到。曲到 1941 年,埃德伦(B.Edlen)才揭开冕线 nm 谱线K) 和物质稀少的前提下由 13 次电离铁(Fe ⅩⅣ)发生的‘禁线nm谱线分 布是 Fe Ⅹ和 Fe ⅩⅤ发生的‘禁线’。 日冕中次要能量损耗有:辐射耗能、向下的热传导耗能、向外的太阳风和向入色球 的物质流耗能,总损耗能量约为 300~1000 J/m2 ·s。明显,需要有某些能量输入机制以补 偿损耗来维持日冕高温,这就是日冕加热问题,它一曲是持久辩论而未很益处理的问题。 过去认为从光球下面来的声波或磁流波耗散加热日冕,但能量不脚。近来更注沉磁加热做 用,通过电流的欧姆耗散或湮灭能量可能占日冕加热的较大部门。  第 8.5 节 太阳风和日球 早正在 19 世纪中期,发觉地磁扰动跟太阳勾当亲近相关。20 世纪 30 年代,猜测太阳可 能发射微粒流形成地磁扰动;50 年代初,比尔曼(L.Bierman)提出太阳发射持续微粒流假 说来注释Ⅰ型彗尾背太阳向延长。1958 年,帕克(E.N.Parker)研究高温日冕膨缩的理论模 型,得出日冕气体持续外流而构成太阳风。1962 年海员 2 号飞船探测际简直存正在 超声磁化等离子体流—太阳风。从此太阳风的空间探测研究成为现代抢手范畴。 太阳风的次要成分是电子和质子,还有α粒子等一些沉离子。太阳风可分为慢的和快 6 的:正在近地空间,慢太阳风的速度为 300~500 km/s、温度 1.4~1.6×10 K,其成分婚配 于日冕;快太阳风的典型为 750 km/s,温度 8×105 K, ,成分几乎婚配于光球。对比快太阳 风,慢太阳风密两倍且变化多。 慢太阳风似乎源自太阳赤道带四周的‘流带’,由冕流打开封锁冕环磁流而发生,所 涉及的精确日冕布局和物质体例,至今仍有争议。正在太阳勾当极小期,慢太阳风发生 正在纬度达 30º~35º,近极大期延展到极区;正在极大期,极区也发射慢太阳风。 快太阳风来自冕洞—磁力线雷同烟囱口散开的区域,特别太阳磁极附近遍及存正在如许 的开。等离子源是太阳大气对流胞形成的小,它们束缚等离子输运到光球之上 2 万 km 的日冕‘烟囱’狭口,当磁力线沉联时冲出来。 太阳风动压 P 是太阳风速度 V、质子数密度n 和质量 m 2 的函数,P=m ×n ×V 。正在离 p p −9 2 太阳 1AU 处,太阳风动压达 1 –6 nPa (1 –6 ×10 N/m )以至更大,形成地球磁层和空间环 境的变化。 太阳风速度次要沿径向,也有小的方位分量(约 8 km/s)。太阳风粒子流耦合着, 磁力线 nT。太阳风的粒子数密度和强度大致 跟日心距的平方成反比,温度随远离太阳降低较慢。随远离太阳,粒子流速度开初添加很 快,逐步趋于渐近值。太阳风粒子流和有复杂的空间变化和时间变化,发生多种扰动 和磁流波及等离子表现象。 因为恒星际也存正在物质和或恒星际风,太阳风带电粒子流和不成能无限地延 展,而是被于一个庞大磁层—日球(heliosphere)内。  际便是太阳风,其磁力线连着光球,被太阳自转带动而环绕纠缠成阿基米德 螺线。较早的空间探测次要正在黄道面附近,发觉际有反极性的扇形布局,分歧极 性源于日冕的分歧磁区。现实的太阳勾当及更复杂,然而,者 11 号飞船越过木星 后探测黄道面外的太阳风,发觉日球平均布局却很简单,它由反极性的两个磁半球构成, 两种极性的磁力线可能别离连着南、北极性的冕洞。两个磁半球由一个中性片‐‐‐日球‘芭蕾 舞裙’或‘巴拿马帽’界面分隔(图 8.26 )。此界面随太阳自转,其黄道截面就是磁扇形 鸿沟。正在日球平均布局上叠加有源于日冕扰动的变化。           图8.26左-日球的反极性两磁半球中性片;左,两半球间的电流片(白)      图8.27日球的外区布局 日球外区布局大致雷同于磁层。日球取恒星际介质的交壤面称为“日球顶 (Heliopause)。正在日球层顶之内有终端激波,是太阳风的粒子从超音速(被星际介质)减 低到亚音速的区域。正在日球层顶之外,星际介质和日球层顶的交互感化正在太阳前进标的目的的前 方发生弓形激波。旅行者 1 号和2号飞船别离先后抵达了终端激波,并飞往日球层顶,探测 成果示图 8.30。由于星际介质和日球层顶边缘感化,正在弓形激波和日球层顶之间构成的炙 热氢气构成的“氢墙”。 第 8.6 节 太阳勾当-黑子 耀斑 日珥 日冕物质抛射 太阳有多种勾当现象。最容易不雅测的是日面上暗的黑子、日面边缘升腾的日珥,早正在公 元前我国就有太阳黑子和日珥的记录。各类太阳勾当现象呈现的区域和性质虽然分歧,但它 们之间或多或少有必然联系,常表示为群发性,显示太阳勾当强弱有某些遍及的‘韵律’周 期,最较着的是约 11 年和 22 年周期。太阳的某些区域经常呈现太阳勾当现象,因此称为太 阳勾当区,常有某些勾当核心呈现强烈勾当。几个勾当区集中而构成勾当复合体。浮利巴光 球下面的托入太阳大气,显露为勾当区。太阳勾当的白光表示是黑子和光斑,单色光表 现是谱班、收集、耀斑、冕洞和日珥。  一.太阳黑子和光斑 用千里镜呈太阳放大像正在投影屏上,常看到太阳像上有暗黑黑点,称为黑子;有时还看 到亮的斑块,称为光斑 (图 8.28)。 1.太阳黑子 我国古代用就看到了太阳概况的大黑子,有世界最早的黑子记录。例如,《汉书·五 行志》记录公元前 28 年“三月乙未,日出黄,有黑气(即黑子)大如钱,居日地方”。18 世纪中叶以来,开展了黑子的常规不雅测,现代太阳仪器能够不雅测黑子的精细布局、亮度分布、 光谱以及温度、速度、等特征。 图8.28太阳黑子和光斑 图8.29大黑子的形态布局  黑子的温度约为 3000~4500 K,低于其四周物质温度(约 5780 K),因此呈现为日面暗 斑。黑子的大小纷歧,从 16 km 到16 万km。大黑子有复杂布局,由地方很黑的本影和外面 较暗的半影形成(图 8.29)。半影含有良多亮条纹,其间夹有暗纤维,有些呈径向纤维结 构,有的呈旋涡布局。半影的平均亮度为光球的 75%,而亮纹和暗纹各为 95%和60% 。本影 还有本影(亮)点、亮桥、本影闪烁等勾当现象。 黑子从呈现到消逝,颠末一系列形态布局演变。黑子初现时是小黑点,逐渐成长为两 个大黑子, 西边的为前导黑子,东边的为后随黑子,两者的极性相反,其间又有一些 小黑子,它们构成一个黑子群。继之,后随黑子和前导黑子先后逐步消逝。 图8.30黑子群的演变  有的小黑子只存正在 3 小时,大都黑子的寿命小于 11 天,而大黑子的寿命长达几个月甚 至一年以上。统计得出,黑子群的寿命大致跟它的极大面积成反比。 每个黑子都有很强的单极,面积大的黑子有更强。少数黑子的达 4000 高 斯。黑子呈现之初和消逝之前,变化较大,而两头期变化不大。一个黑子内的磁 场强度以核心最大,随远离核心向外减小。、 图8.31黑子物质环流三维图 太阳取日球不雅测台(SOHO)的多普勒摄相像仪可测定黑子四周及其下面的声速,因此 获得气体的温度和活动,做出黑子内及其下面的物质环流三维图(图 8.31)。黑子是强磁 场区,束缚太阳的离子气体,阻断下面的对流向上加热概况,因而,黑子内的气体无机会 冷却而暗黑。黑子比如排沟渠,以 4000 km/h 抽取四周物质,导入太阳概况之下。当气体 冷却时,就变密而下沉。物质内流力是磁力线连结正在一路而扩展开。同时,下面继续对流, 但深处热气体不克不及上升而冷的(黑子)磁区,但从下面挤压黑子,向外侧扩展。 1843 年,施瓦贝(S.H.Schwabe)发觉黑子的消长约有十年的反复性。为统计研究黑子活 动纪律,1848 年沃尔夫(R.Wolf)正在起首提出黑子相对数 (简称黑子数或沃尔夫数), R = K (10g + f ) (8.7) 此中,g 为日面黑子群的数目,f 为个体黑子的总数,K 为换算因子。现正在分析世界各天文 台材料而得出每天的国际黑子相对数Ri。1849年始有黑子数持续的月均值和年均值。 沃尔夫操纵汗青上千里镜不雅测堆集的材料,发觉黑子相对数的年均值约有平均 11.1 年 的周期变化。图 8.32 给出黑子相对数月均值的变化,能够看出,黑子数有一系列极大年 (峰 年)和极小年(谷年),近似有平均 11 年的周期变化,但持续两个极大(或极小)的时间 间隔却有短于 9 年的,也有长于 13年的,并且各个极大值也分歧。 图8.32太阳黑子数月均值的变化 从物理意义上说,黑子面积数是更好的指数。黑子面积数分为两种:圆面积(视面积) 数 A 和半球面积数 C。圆面积数 A 是日面黑子的总面积以日面面积的百万分之一为单元的数 值。半球面积数 C 是日面黑子的总面积(加投影更正归算到日面核心)以太阳半球面积的 百万分之一为单元的数值。每天的黑子面积数跟黑子相对数没什么较着关系,但年均值大 致相关系; A = 167 R (8.8) 从 1874 年才有黑子面积数的持续材料。国外的 S(Solar-Geophysical Date)和我 国的(CS)太阳地球物理材料经常发布黑子相对数和面积数等材料(图 8.36)。 图8.33黑子面积月均值的变化,数字(白)是勾当周编号。  早正在 1858 年,卡林顿(R.C.Carrington)就发觉黑子的日面纬度分布变化很有纪律。斯 玻勒进一步确定了黑子的日面纬度分布纪律:黑子很少呈现正在赤道两旁纬度±8°的区域内 和纬度±45°以上区域;正在每个黑子周起头时,黑子一般呈现正在纬度±30°附近,数月后 黑子逐步增加,呈现的平均纬度随时间而减小,末期黑子数削减且正在纬度±8°,新的 黑子又正在纬度±30°呈现,如斯周而复此的黑子分布纪律称为斯玻勒定律。正在以黑子群的 纬度-时间分布形似一队蝴蝶,因此称为’蝴蝶图’(图 8.34)。  图8.34黑子的日面纬度分布‘蝴蝶图’ 为了便于记实黑子勾当的变化过程,国际上给每个勾当周(从极小年起算)编号, 以 1755 年起头的为第一(勾当)周,当前挨次编号,现正在处于第 24 周。每个勾当周都有相 似特点:上升期较短,较陡;而下降期较长,较平缓。一些学者用数学方式来阐发黑子数 均值的时间序列,试图找出其纪律的表达式,并进而推算预告将来的黑子数,但很难一一 精确。 黑子常成对呈现,并且前导和后随黑子的极性却相反,称为双极群。海耳起首发 现,正在统一黑子勾当周内,例如第 14 周,太阳北半球的前导黑子老是 S极、后随黑子老是 N 极;而南半球则相反,