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埃文斯牧师的宇宙02（第3页）

黑子是太阳活动的基本标志之一，黑子活动的强弱，或者说黑子的多少，是以一般所说的“相对数”来表示的。通过长期观测，19世纪40年代，德国药剂师施瓦布发现太阳黑子数目表现出一种周期性的变化，变化周期大约是10～11年。后来斯玻勒又进一步发现黑子在日面上随时间变化的纬度分布具有一定的规律性。一般说来，一个周期的黑子刚出现时，都在日面纬度30°附近。在黑子较多的时候，则在纬度15°左右。周期结束时，黑子多半在低纬度地区出现和消失。上一个周期的黑子还没最后消失，下一个周期的黑子又在纬度30°附近出现了。另外，几乎所有的黑子都出现在纬度8°~45°之间，极少有超过这个范围的。如果以黑子群的日面纬度平均值做纵坐标，时间为横坐标，绘出的黑子群日面纬度分布图，就像一群排列整齐的蝴蝶。

另外，人们还发现在黑子存在期间，它的磁场强度是随时间变化的。黑子刚出现时，磁场强度迅速上升到极大值，然后稳定一段时间，随着黑子的瓦解和消失，磁场强度呈线性衰减。黑子群中成对的那两个大黑子具有相反的极性。一个活动周期中，如果太阳北半球上黑子对中的前导黑子的极性是“北”，那么后随黑子就是“南”，太阳南半球正与此相反。而到了下一个活动周期，两半球黑子对的极性将颠倒过来，在下一个活动周期中再颠倒回去。根据黑子磁场的极性变化，海耳等人在1919年指出，太阳黑子和太阳活动的真正周期是22年。如何解释上面这些现象和规律，天文学家建立了不少黑子模型，1961年，巴布科克提出的模型受到人们的普遍重视。

巴布科克认为，冻结在太阳等离子中的磁场，只存在于太阳表面下较浅的层次中，磁力线被太阳自转所带动。由于较差自转（太阳不同纬度处的自转周期不同。赤道转得最快，越往两极越慢），使原来位于子午面上的磁力线缠绕起来。太阳内部和表面自转速率不同也会使磁场强度增大，光球下面的对流运动会使加强了的磁通量管扭结成绳子的形状，从而增大了磁力线密度。小尺度湍流使磁绳中出现扭结，致使小区域中的场强变得更大。当场强增大时，磁浮力也增大，磁场上浮涌出表面，形成双极黑子。黑子首先出现于纬度±30°附近的区域，是因为该处磁场的切变率最大。由于太阳内部自转得比表面快些，低纬处的场强增大而高纬处的场强下降，所以发生黑子的区域就移向赤道。这个模型既可说明蝴蝶图、黑子极性的分布、前导黑子的纬度比后随黑子的稍低等事实，又能解释22年周期中极性的反转现象。

一些天文学家认为，这个模型对于解释太阳磁场的所有较新的观测过于简单了，需要加以改进和发展。但另一些人则认为这个模型是不恰当的，太阳的磁场系统并不局限于表面的薄层中，而穿透得比太阳的对流层还深些。到底实际情形怎样，需要由不断的观测来判断。

▲日震学研究

为了提炼和修改太阳黑子的形成和演化的理论模式，太**理学家必须更多地了解太阳内部的结构和行为。太阳内部究竟是什么样子，我们既看不见，也摸不着。后来人们发现通过对太阳大气振动的研究，可以推测出太阳内部的情况。这就好像研究地震波能够推测出地层深处的秘密一样。

20世纪60年代，美国天文学家莱顿等人，利用物理学上的多普勒效应，发现太阳大气的上下振动很有规律，其振动的周期是296±3秒，这就是著名的太阳“5分钟振**”现象。进一步的观测还表明，气体物质上下起伏的总幅度达数十千米，而在水平方向上，大致在0．1～50万千米范围内的气体物质都联成一片，同起同落。并且在任何时刻，日面上都有2／3左右的区域在做这种振**。

太阳5分钟振**的发现引起了全世界天文学家的瞩目。相继的大量观测结果表明，太阳像一颗巨大的心脏，正在一缩一张地运动。70年代中，人们开始寻找低频率的太阳振动。1976年，苏联天文学家发现了太阳的160分钟振**。许多科学家认为，太阳内部产生振**的因素可能有三种，即气体压力、重力和磁力。相应的波动则为驻声波、重力波和阿尔文波。有趣的是，这三种波动有时可以两两结合起来，成为磁声波、声重力波和磁重力波。甚至可以三者统统混合起来，形成所谓的“磁声重力波”。所有这些波动叠合在一起，就会产生太阳表面振**的一幅幅错综复杂的图像。

太阳振**是近年来太**理学中最为重大的发现之一，为天文学家开拓出一条通往太阳迷宫深处的新途径。尽管日震学尚处于不成熟阶段，但这一新的学科已经导致了一些重要的发现，成为当代太**理学的前沿之一。

前不久，披露太阳内部奥秘的振波图样显示，尽管太阳外层的自转在赤道比在极区快，然而太阳内部的自转却是均匀的，这样就产生了一种剪切力，仿佛剪刀的两个刀刃相互移过一样。有人猜测这种效应会影响磁场，驱动太阳周期。但一些人对此持不同的意见。这一问题的正确答案还要靠日震学的进一步发展。

天文学家期待着日震学能够裁决这样一个新思想：黑子和耀斑可能是由对流所驱动的热物质的圆柱形的流动所引起的。相邻的圆柱，以相反的方向在40万千米深的太阳对流区内旋转，逐渐向赤道移动。一个设想是，像老式洗衣机中的旋轴一样，圆柱挤压磁场，在这一过程中有效地产生黑子。

为连续进行日震学观测，美国自然科学基金会计划拨款给全球振**网研究所，把环绕世界的6个日震站联系起来。这样一来，就可以整日不间断地进行日震观测了，全面的工作已从1993年开始。另外，美国宇航局和欧洲空间局在20世纪90年代太阳活动峰年期间发射的人造卫星，也进行了太阳振**的测量和研究。

太阳在不断收缩吗

1976年，美国青年天文学家埃迪提出，平均11年的周期并非是太阳活动的基本规律，从而引起至今还没有停息的激烈争论。一波未平，一波又起。1979年，他再次发表爆炸性意见：太阳在不断地收缩，每百年角直径（所谓角直径，即天文学上用来描述天体大小的长度单位，这是因为用长度单位去描述遥远的星体没有什么太大意义，所以我们通常描述天体的大小的时候都是以地球上看到的大小来描述，即角度。例如，以周天为360度，月亮的大小大约0．5度，或者说30角分、1800角秒。）缩小2．25角秒。

太阳圆面的角直径平均是1919．26角秒，照此说来，每百年太阳只缩小直径的1／850，可说是很不显眼的一点。折合成米来计算的话，也就是每天太阳直径缩小约4．5米。对于直径约139．2万千米的太阳来说，确实是微乎其微。

不过，这也不容忽视。日积月累的结果，问题就大了。如果照此下去，10万年后会怎么样呢?岂不是太阳会缩小到“消失”不见吗?这样的爆炸性意见自然会引起许多人的极大关注。

埃迪的说法也不是凭空而来的，他主要参考了英国格林尼治天文台的观测资料。根据该天文台1836—1953年共117年的太阳观测记录，他发现太阳的角直径并非固定不变，而是在不断地减小，并得出了每百年减小2．25角秒的结论。此外，他另有证据：

（1）美国海军天文台从1846年以来100多年问的观测资料，同样表明太阳在收缩；

（2）1567年4月9日曾发生过一次日环食，这是有历史记载可查的。可是，现在有人计算得出那本该是一次日全食。这是怎么回事呢?埃迪对此做了解释：1567年时的太阳要比现在的大一些，用现在太阳的大小来看，在那时应发生日全食，而实际是日环食，就是这个道理。

埃迪主要依靠的那些格林尼治观测资料可信吗?这是许多人首先提到的。

1836年前后那个时代，位于伦敦东南方向的格林尼治天文台，离城市比较远，空气清新，透明度很好。此后的一个世纪里，伦敦城以越来越快的速度扩大，人口增加，烟雾增多，严重影响观测，原来看起来明亮的太阳及其清晰的轮廓，也变得暗淡和模糊了。在这种情况下，觉得太阳似乎比过去小了些，这是完全可能的。顺便说一下，正是由于扩大了许多的伦敦城对天文观测的影响太大了，实在无法再容忍下去，建立已有200多年的格林尼治天文台，不得不于1948年搬迁到更南的苏塞克斯郡的赫斯特蒙苏城堡去，而仍旧沿用格林尼治天文台的名称。

再说，曾经对太阳做过精细观测的天文台远非三两个，负有盛名的德国哥廷根天文台就是其中之一。它于1756～1760年就用当时第一流的望远镜做过观测，这些宝贵资料一直很好地保存着。待到太阳是否在缩小的争论正热火朝天的时候，哥廷根天文台的工作人员再次用资料进行细致的归算，得到的结果是太阳角直径为1920．32角秒，误差估计最多不会超过上下各13角秒。也就是说，200多年来太阳的大小基本上没有变化。退一步说，这至少要比埃迪所说的100多年间的太阳小了2．25角秒的数值要小得多。

观测内行星凌日可以精确地推算出太阳的角直径。金星凌日和水星凌日按理都可以加以利用，但金星凌日的机会不多，上两次分别在1874年和1882年，而下两次将在2004年和2012年发生。水星凌日的机会较多，平均每世纪发生13次，从1677年的那次算起，到20世纪80年代末，总共发生过42次水星凌日，天文学家掌握着大量的观测资料。

水星凌日时，从地球上看起来，它就像个很小的黑点子在太阳面上缓慢地移动着，从太阳的一处边缘进入日面到从另一边退出日面，往往得花好几个小时。根据300多年的水星凌日精确记录，主要是它接触和离开日面的精确时刻，天文学家发现太阳的大小没有什么显著变化，要说有小小变化的话，那并非太阳的收缩，而是太阳角直径似乎增大了那么一点点。

不管怎么说，埃迪的论点并没有说服人，而其他人提出的反对理由强而有力，针锋相对。历史资料是如此，当代的资料也是如此，就在埃迪于1979年提出他的观点之后两年，即1981年7月，英国科学家帕克斯利用一次日全食的机会，进行了相关的观测，经过计算，他得出的太阳角直径为1919．16角秒，比现在采用的数值小0．10角秒左右，而比200多年前的数值大0．10角秒左右。这样的测量误差完全在允许范围之内。结论应该是：在最近两个多世纪中，太阳的大小基本没有改变，至少没有像埃迪所说的改变得那么多。

利用日食来验证太阳角直径的大小，是个聪明和简单易行的办法。日食时，月球影子投在地面上时形成一条窄而长的影子带，如果这是一次日全食，影子带被称做全食带，在全食带的人看到的是壮丽的日全食奇观；如果是一次日环食，就叫环食带。

全食带也好，环食带也好，如果能够把食带两个边的位置测得很准，准到误差不大于229米，由此反推出来的太阳角直径也将是非常准确的。实践表明，误差不大于229米的要求是比较容易办到的，测出的太阳角直径误差就不大于0．12角秒。

几位科学家主要利用了20世纪70年代的两次日全食观测资料，这两次日全食分别发生在1976年10月23日和1979年2月27日。他们还参考了1715年5月3日日全食的历史记载，因为这次日全食的全食带刚好从英国人口密度很大的地区穿过，曾引起广泛的兴趣。许多目视观察者的叙述成为确定全食带边缘的可靠依据，而这些叙述和观测资料又经过著名天文学家哈雷的整理和分析。一句话，历史记载是可信的、可靠的。