簡介
譜斑譜斑是太陽色球中的活動現象。該名詞本身帶有詩意，它出自法語單詞"beach."。太陽光球層上比周圍更明亮的斑狀組織。利用色球望遠鏡或太陽單色光觀對它觀測時，常常可以發現：在光球層的表面有的明亮有的深暗。這種明暗斑點是由於這裡的溫度高低不同而形成的，比較深暗的斑點叫做“太陽黑子”，比較明亮的斑點叫做“光斑”。光斑常在太陽表面的邊緣“表演”，卻很少在太陽表面的中心區露面。因為太陽表面中心區的輻射屬於光球層的較深氣層，而邊緣的光主要來源光球層較高部位，所以，光斑比太陽表面高些，可以算得上是光球層上的“高原”。
譜斑與光斑
譜斑光斑也是太陽上一種強烈風暴，天文學家把它戲稱為“高原風暴”。譜斑與光斑非常相似，譜斑的位置同光斑基本一致，在太陽白光像上有光斑處，在單色像上一定可以看到譜斑。但光斑只能在日面邊緣附近觀測到，而譜斑則在日面上大部分區域均可觀測到。譜斑與黑子有密切的聯繫，大部分譜斑附近有黑子群。譜斑的線度從幾千公里到幾十萬公里，其形狀、結構、亮度常在變化，壽命長的可持續幾個太陽自轉周，一般比黑子先出現而晚消失。黑子多時，譜斑也較多、較大和較亮。在黑子群出現的區域，總可看到又多、又大、又亮的譜斑。異常明亮的氫譜斑的出現，常常預示幾小時、最多一天后，該處將出現黑子。
譜斑的光譜
CaⅡ的H、K線是CaⅡ的兩條共振線。它們是太陽最強的譜線。在譜斑中，CaⅡ的H、K線中心附近出現反轉，即在吸收線中存在著發射，而在發射部分又有附加吸收。習慣上把線心附近的發射峰稱為K2，發射峰上由吸收造成的凹陷部分稱為K3，在發射峰兩旁很寬的吸收部分稱為K1，並用v、r下角字分別表示紫翼和紅翼。譜線中吸收係數由線翼向線心增加。根據太陽大氣中譜線的形成和致寬理論可知：線心吸收係數最大，其輻射對應於太陽大氣較高層次，而線翼處的輻射則對應於較低層次。因此，K1、K2、K3分別代表色球層不同高度的輻射。雖然它們的準確位置還未確定，但可以肯定，K1和K3是分別在色球下層和上層形成的。CaⅡ的H、K線形狀的特點，是與譜斑中物理參數（包括溫度、密度、壓力，特別是電子壓力等）隨高度的異常分布有關。譜斑區域的Hα輪廓：Hα3表示線心部分，Hα2距離線心約0.25埃，而Hα1為離線心約0.5埃的部分。它們同樣表示來自色球層不同高度的輻射。在大多數譜斑中,Hα、Hβ的線心強度比非擾區域大；但Hγ以外的其他巴耳末線，譜斑區與非擾區的輪廓差別就不明顯。在這些譜線的單色圖中，譜斑已不可見。一些較強的金屬譜線，例如鎂、鈉、鐵和電離鍶等的譜線，它們的輪廓變化也比CaⅡ的H、K線簡單。它們的線心一般都有附加發射。所以，用這幾條譜線的線心波長觀測時，都可看到亮譜斑，但不如鈣譜斑那么清晰；而線上翼處觀測時，則可看到暗譜斑。上述譜斑中不同譜線的輪廓變化特性是不同的，可以認為是由譜斑中特殊的物理條件和形成不同譜線的高度不同所造成的。
譜斑磁場
譜斑中磁場強度可達200高斯。譜斑與中等場強的磁場共生,鈣譜斑與20～200高斯的縱向磁場相關，鈣譜斑的外形與20～40高斯的等強度輪廓對應。鈣譜斑與氫譜斑的亮度與場強大致成正比。氫單色像中的暗纖維或鈣單色像中的亮纖維，取向都與磁力線方向相同。譜斑的精細結構“亮結”可能是磁流環與形成電離鈣譜線（或Hα譜線）的色球層的交點。
解析太陽風暴之迷
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