日斑是太陽表面上比周圍區域黑暗的暫時性斑點,是太陽現象中最為人熟知的之一。雖然主要可見於太陽的光球層,日斑卻通常影響整個太陽大氣層。這些斑點的形成是由於磁通集中抑制了對流,導致表面溫度降低。日斑通常成對出現在活躍區域,並根據約11年的太陽週期而變化。單個日斑或日斑群的壽命可以從幾天到幾個月不等,但最終都會消退。
日斑的直徑範圍可以從16公里(10英里)到160,000公里(100,000英里)不等,較大的日斑可在沒有望遠鏡的情況下從地球上看見。
日斑的運動速度可能是幾百米每秒,這顯示出強烈的磁活動。日斑伴隨著其他活躍區域的現象,如日冕環、突起和重連事件,大多數太陽耀斑和日冕物質拋射(CME)都源於這些可見日斑群的周圍的磁活躍區域。
最早有關日斑的記錄可追溯至公元前800年完成的中國《易經》。在其中描述了日面上觀察到的“斗”和“枚”,這兩個詞均指代小面的擋住。可見日斑的最早有意識的觀察出自364年,由天文學家甘德記錄。到公元前28年,中國天文學家開始在官方記錄中規律地記錄日斑觀測。古希臘學者泰奧弗拉斯特於公元前300年明確提到日斑。隨後,英國修道士約翰·沃斯特於1128年作出日斑的最早圖畫記錄。
1610年12月,英國天文學家托馬斯·哈里奧首次利用望遠鏡觀察到日斑,隨後的1611年3月,弗里西亞的天文學家約翰·和大衛·法布里休斯也進行了觀察和報告。
日斑的發現吸引了很多天文學家的注意,包括著名的約翰·海維留斯,他在17世紀的早期馬克達最小期內記錄了19組日斑。在19世紀初,威廉·赫歇爾是第一個假設日斑與地球溫度有關的科學家之一,並相信某些日斑特徵表示地球的加熱。
日斑有兩個主要結構:中心的陰影區和周圍的半影區。陰影區是日斑最黑暗的部分,也是磁場最強的地方,與太陽表面的垂直關係接近90度。而半影區則是一個相對明亮的區域,由筆直的結構形成,磁場角度大於陰影區。在日斑群中,可能有多個陰影區被單一的連續半影區所包圍。
日斑的表面溫度大約在3000到4500 K之間,而周圍的物質則約在5780 K,因此日斑在太陽表面上顯得格外明顯。
孤立的日斑即使在與周圍的光球層相比較時也會顯得比滿月更加明亮。在一些形成和衰減的日斑中,相對狹窄的亮材料區域也會出現,穿透或完全劃分陰影區,稱為光橋,這些光橋的磁場通常比相同高度的陰影區磁場更弱且更傾斜。
日斑的出現可以持續幾天到幾個月,但與之相關的活躍區域的壽命通常在幾週到幾個月。日斑在太陽表面上會隨著運動而擴展或收縮,直徑範圍從16公里到160,000公里不等。
雖然日斑的形成細節仍然是進行中的研究,但科學家普遍認為它們是太陽對流層中電磁通流管的可見表現,這些流管穿透了活躍區域的光球層。由於強烈的磁場阻礙了對流,這使得太陽內部的能量通量減少,隨之而來的是表面溫度的下降。
日斑的初期形態是一小片暗區,隨著時間的推移,它們的面積會增大並向彼此靠攏,形成更複雜的結構。
日斑的壽命通常在幾天到幾週之間。儘管有磁壓的驅動作用去移除磁場的集中,但日斑仍然能夠持續出現。透過對太陽的聲波進行觀測(局部日面震學),科學家們能夠開發出日斑下方的三維結構影像,發現每個日斑下方的強烈下沉流。
日斑的觀測依賴於地面及地球軌道上的太陽望遠鏡,這些望遠鏡使用過濾和投影技術進行直接觀測。因為直接看太陽會對人類視力造成永久性損傷,因此業餘天文愛好者一般會使用保護濾鏡或透過投影影像進行觀察。日斑的高度活動是業餘無線電社區的興奮源,因為它會帶來良好的電離層傳播條件,使無線電範圍大大增加。
雖然日斑和其他磁過程對太陽輻射的影響非常小,但日斑的存在依然對太陽大氣能量和動量的傳遞起著重要作用。
因此,日斑的研究不僅是天文學的問題,更是關乎高科技通信以及地球氣候變遷的重要課題。那麼,隨著我們對日斑認識的深入,會不會改變我們對太陽及其影響的看法呢?