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內容摘要：本文提出了太陽黑子的形成是由於高沸點金屬在太陽表面緩慢聚集的結果，與日珥一類太陽噴發形成在光球之外的拋射物質密切關聯。並非磁場凍結物質的功效。通過對太陽黑子新模型的建立，推演出了相應具有的太陽黑子運動規律和物理現象，很符合我們現有對太陽黑子的觀測結果。
關鍵字：太陽黑子 光斑 耀斑
1、引言
有關太陽黑子記載較早最為準確可能數中國的《漢書•五行志》，記載雲：“漢成帝河平元年三月乙末，日出黃，有黑氣，大如錢，居日中央”。據考證，此次太陽黑子事件發生在西元前28年5月10日。西元1610年12月，義大利科學家伽利略第一次使用自製的天文望遠鏡觀測到了太陽黑子的真實存在。
迄今為止，世界各國都有為數眾多的科學家展開對太陽黑子的觀察和研究。現今科學界對太陽黑子的認識相對以往積累了更多的科學資料。比較一致的看法是，太陽黑子之所以顯黑，是因為它們較光球冷。經測量，一般認為太陽黑子表面的溫度僅約4100K，比周圍光球冷1700K左右[1]。現代科學家們都相信，太陽黑子較冷是由於強磁場將物質凍結在磁力線上，抑制了物質對流形成的。有科學家認為，太陽黑子還是一種凹陷的磁流體。
太陽黑子大多呈現橢圓形。黑子大小不一，大的直徑可達幾十萬公里，最小黑子的直徑也有上千公里。太陽黑子時多時少，成群結隊出現，黑子多時，數目可達幾百個，黑子少時，甚至幾個月也找不到1個。太陽黑子多集中出現在太陽赤道±50~±400緯度之間，赤道附近極少。伴隨著太陽黑子由高緯度向低緯度演變，最後消失在低緯度區域，其變化趨勢已有蒙德（Maunder）蝴蝶圖表示[1]。
通常，黑子的壽命與其大小有關，黑子愈大，壽命愈長，大黑子可生存幾個月；個別壽命短的小黑子，只能生存幾天，甚至幾小時後即消失；大多太陽黑子都能生存十幾天。太陽黑子可圍繞太陽自轉軸運動，在光球邊緣消失後經歷一段時間又從光球邊緣另一端複現。太陽黑子存在活動週期，太陽黑子從最多的年份到下一次最多的年份，大約相隔11年[2]。
伴隨著太陽黑子在低緯度區域消失，黑子周圍會產生複雜的耀斑和強烈的輻射，甚至是爆發。太陽黑子出現的數量多少通常是衡量太陽活動成都高低的一個重要指標。
雖然人類對太陽黑子的認識較早，即便我們今天知道了很多有關太陽黑子事件，但是，對於太陽黑子的成因仍然有諸多不解。為什麼太陽黑子是黑的？他們為什麼會產生？又為什麼會消失？為什麼會從高緯度向低緯度演變？伴隨黑子消失為什麼會有耀斑出現？……這些未得破解的迷霧至今籠罩在科學殿堂之上。
通過多年對太陽黑子的研究，本文提出了太陽黑子的形成是由於高沸點金屬在太陽表面緩慢聚集的結果，並非磁場凍結物質的功效。太陽黑子的所有表徵實際上應該是高沸點金屬集合體漂浮於太陽光球外層所表現出的物理現象。
2、太陽黑子的形成
我們知道有很多種金屬，它們具有較高的沸點。在太陽表面，太陽黑子的溫度大約是4100K，按照這個溫度點來選擇物質，我們發現鎢、錸、鉬、鉭、鉿、鋨、鈮、鋯、銥等金屬的沸點都遠較太陽黑子溫度高；一些已知的化合物如碳化鉿（HfC）熔點高達4163K，鉿合金（Ta4HfC5）是已知熔點最高的物質約4488K（4215℃），碳化鈮、碳化鎢、碳化鉭熔點都很高。 這就是說，這些高沸點物質在太陽光球（大約6000K）以外容易冷卻而形成為液態的遊浮點。
所不同的是，太陽光球外層高沸點物質還存在嚴重的放射性，其所形成漂浮性液態游滴的成分十分複雜，它們不僅存在諸如碳化鉿、碳化鈮、碳化鎢、碳化鉭一類的高溫化學結合物，而且更是多種液態金屬的複雜混合物。這些高溫液相混雜物中，不僅含有B、C、N、O、Al、Si、S等輕質放射性元素，而且含有大量Ti、V、Fe、Co、Ni、Cr、Cu等較輕金屬放射性元素，尤其大量存在Zr、Nb、Mo、Ru和Hf、Ta、W、Re、Ir等高沸點金屬放射性元素。黑子的數量多少不僅取決於太陽內部核反應的穩定和劇烈程度，而且與太陽光球外層高沸點金屬的密度和分佈有直接的關係。
在太陽活動較為平靜之時，那些被太陽內部劇烈反應所拋射的物質，存留到太陽光球外層，一些較高沸點的物質在外層經輻射能量後逐步冷卻下來，由氣態轉化為液態。這些高沸點液態物質在太陽自轉作用下，逐漸將分散的小液滴集結成較大的液滴雲團，最終這些液滴雲團會彙集成為大體積狀態的厚密實體。很明顯，那些沸點最高的物質會首先被冷凝下來，不斷碰撞而結成較大的實體核心，並以此帶動不斷冷凝的次高沸點物質的聚集。這種不斷裹纏趨勢還可能會導致物質聚合中具有沸點層次結構。這就是太陽黑子的成因。
誠然，太陽黑子的形成不是一步到位的，需要經歷很長時間。太陽一旦進入活動柔緩期，整個太陽外層的物質都會逐步冷卻下來，因而太陽黑子易於大量出現。我們發現，太陽在橢圓形黑子形成以前，總是先於相同位置出現如線狀或帶狀累得不甚明顯暗斑，這些暗斑就是高沸點物質組成的液滴雲團。這種情況和地球上的積雨雲十分相似。
很少有人關注太陽介面上的那些絲帶狀態一類的“斑影”與太陽黑子形成的關係。一般來說，高沸點物質容易首先形成絲帶狀“斑影”。這些絲帶狀“斑影”所跨緯度較大，極像“雲團”一樣的投影。實際上，由於組成它們的物質成分非常複雜，他們受太陽自轉慣性的控制表現各異，在緩慢飄逸過程中，多數都會發生裂化，尤其是巨大的 “液相雲團”其內所包含的物質成分更加複雜，因此更加容易分裂並收縮成為幾大十分鄰近的太陽黑子團，使得我們看太陽黑子總是呈現成對或多個團體彙集一起緩慢運動現象。
不過，我們現在已經很清楚太陽光球之上那些絲帶狀的“斑影”就是太陽爆發所噴發出的物質停留在光球之外的日珥[2]。在研究日珥的運動過程中，我們會發現日珥會逐步向太陽兩極飄移。日珥在飄移中，他們會日漸冷卻下來。這樣，重的高沸點物質在日珥的下層，輕的次低沸點物質在日珥的上層，因日珥存在同光球面連接的根端，日珥中部頂端的物質就可能會逐步遊移向兩端根部，以至於日珥中部發生斷裂，從而在日珥的根端形成物質濃積體的太陽黑子。日珥兩個根端濃積太陽拋射到光球以外的高沸點物質，這可能也是大多數太陽黑子成對出現的原因。當然，巨大的日珥一類太陽拋射物可能會在光球外層發生多重近似斷裂性的物質濃積區，以至於會形成多個大小不一的太陽黑子群。我們認為，日珥向太陽兩極飄移的運動特性可能是太陽黑子先始出現在較高緯度附近最直接的原因。
高沸點物質在太陽光球外層因輻射能量而逐步由汽相轉化為液相，在太陽自轉慣性的作用下緩慢發育成為液滴集群，直至成為雲團結構，最後以橢圓形太陽黑子出現。這個過程也揭示了太陽黑子分佈只會存在在太陽光球外層，而不可能凹陷入太陽光球內部。太陽黑子之所以呈顯溫度低，除了太陽黑子本身屬於高溫金屬液相之外，厚密的液態金屬實體也完全吸收和遮擋了來自太陽光球所散發的各種粒子和光線。
2006年11月08日美國SOHO太陽觀測衛星拍攝的水星淩日照片
2004年06月08日下午,金星飛過太陽圓面——“這可是人們足足等了122年的天象奇觀！”（德國照片）
我們觀察水星淩日、金星淩日現象時，因這兩大行星繞太陽運動的公轉半徑都小於地球公轉半徑，在太陽面上我們所看到的圖像近似太陽黑子，只不過它們形狀更規則、速度更快而已。假如僅憑一張普通照片而非連續性觀測，我們很難區別開太陽黑子和水星、金星。
3、高沸點液相金屬濃縮混合體的運動特徵
由於所有的磁性物質均具有居裡點，在太陽光球附近高溫的存在已經不可能使任何物質表現出強大的磁性。太陽的磁場只可能在大量同等性質基本粒子趨於一致方向運動下才可能表現出來。對於高沸點液相金屬群體來說，它的磁性也應該受這些物質衰變過程中所放射出的帶電基本粒子所控制。例如，大量物質集中向同一個方向放射β射線，這就會產生電流，電流的流動便可以表現出磁性。
但我們的研究發現，高沸點液相金屬群體最終所形成的太陽黑子的運動並不主要受自身磁場的控制，它的運動取決於太陽黑子所包含的品質和所處的位置。
一般來講，在黑子尚未引發耀斑以前，黑度更深的太陽黑子溫度更低，它存在於太陽光球更外層，距太陽光球更遠；黑度較淺的太陽黑子其溫度相對較高，它處於太陽光球的近外層，距太陽光球較近。這就是說，太陽黑子會顯出各種不同的溫度，所有的太陽黑子應該存在於一個溫度範圍內。事實上，許多天文學家觀察太陽黑子，確認黑子的溫度確實存在很大的差異。目前有一些人認為太陽黑子溫度為4600K左右，有一些人認為太陽黑子的溫度為4300K左右，我們所採用的最低溫度資料是4100K。
眾多太陽黑子照片中的局部
在太陽自轉慣性的作用下，高沸點液相金屬群體不斷彙集收縮，一方面在太陽向心力作用下繞太陽自轉軸運動，另一方面通過液滴相互碰撞變得越來越厚實，稱為高沸點液相金屬濃縮體（太陽黑子）。隨著體積越來越收縮變小，這些高溫液相金屬濃縮體的運動慣性和太陽外層大氣壓力越來越不足以平衡其繞太陽自轉軸所需要的向心力時，這些高沸點液相金屬濃縮體就會逐步以收縮繞太陽自轉軸運動半徑的方式偏移向太陽中心運動。這種運動軌跡近似螺旋線。
可以這樣說，一旦高沸點液相金屬濃縮體越來越趨近于橢圓形態時，它向著太陽中心的螺旋漸進式運動便開始了。每圍繞太陽自轉軸運動一周，其運動半徑都會縮小；如此下去，高沸點液相金屬濃縮體就會越來越靠近太陽核心體，而且下落的速度也會越來越快。在我們地球上來觀測這種運動，高沸點液相金屬濃縮體透過太陽外層密度較低的太陽大氣，它的運動位置表現為緯度愈來愈低。這就是我們所說道的太陽黑子從高緯度向低緯度運動現象的本質特徵。
不僅如此，當太陽黑子以螺旋漸進式運動越來越深入太陽內層時，組成太陽黑子的物質進入太陽內層在受到高溫作用下，就會迅速發生汽化，不僅驟然體積膨脹，而且太陽內部複雜的各類高能粒子也會同這些不斷散發的物質發生核反應。這樣的情形下，太陽黑子直接面向太陽內層接觸的區域就會因迅速“燃燒”而呈現區域性爆發狀態。其猛烈而巨量的核反應和短時段的物質擴散，使得我們觀察它呈現明亮耀斑。由於厚密液相高溫物質組成實體的吸收和遮蔽，太陽黑子在正對面接觸太陽內層高溫區域的部分所發生的劇烈核反應和汽化效應不可能為我們所觀測到；唯有整個太陽黑子全部沒入太陽深層時，我們才能看到太陽黑子消失前所發生的一團耀眼的光芒。
我們知道，太陽黑子消失前抵近太陽赤道最近的緯度是50，這個資料說明什麼呢？這說明了來自高緯度區域的太陽黑子落入太陽深層最大的位置深度。我們觀察一個太陽黑子，假如它初始于400時開始出現微小耀斑，後在50時耀斑完全吞沒整個太陽黑子，那麼我們通過幾何方法就基本上可以確認該太陽黑子完全消失的位置了，我們甚至可以計算出太陽黑子消失處所覆蓋的太陽內層半徑。如果以此半徑所存在的是太陽的實際中心內核，那麼，這將是我們對太陽結構非常重要的認識。
另外，既然太陽黑子為高沸點液相金屬濃縮混合體，那麼，它在墜入太陽深層的過程中，一定還應該存在旋轉運動。正是物質實體具有這種旋轉運動，我們才能看到它具有明顯的發散性須狀灰色半影和暗黑本影。
4、太陽光斑耀斑光譜
太陽光斑和耀斑的發生直接與太陽黑子關聯。我們所認為的太陽黑子產生的光斑和耀斑，並非由於磁場“凍結”物質積蓄能量所致，而是高沸點液相金屬濃縮體最終下掉到太陽深內層的結果。光斑、耀斑的發生與高沸點液相金屬組成密切相關。
隨著太陽黑子由太陽光球外層逐步落入到光球內層，其所接觸的區域就會同太陽內層高能粒子發生各式核反應，同時因觸及太陽內層越來越深，遭遇到的溫度也自然愈來愈高，這樣組成太陽黑子的高沸點液相金屬混體就會強烈汽化，體積劇烈性膨脹。但是，因太陽黑子所包含物質數量的巨大，中並不是太陽黑子所有的物質都迅速消解。
在最初墜落時，太陽黑子本影處是看不到強烈爆發，而本影邊緣處呈現光斑，這一點很符合物質汽化散失的過程。但由於初接觸到太陽淺表層其粒子能量相對較低，因而光斑所產生的光譜能量較低，光譜強度也不是很大。
等到太陽黑子進入太陽深層以後，物質散失量更大、更迅速，太陽內層的粒子能量和密度都較淺表層的強大，這時候的本影會有所收縮減小，而光斑導致的爆發會更加猛烈，光斑範圍更大，光斑產生的光譜其強度和能量都更高。
等到最後光斑完全浸沒太陽黑子本影時，這是太陽黑子的半影也已經完全消失，由此導致的爆發達到最強烈，產生耀斑現象。光斑產生的光譜其強度和能量也將達到最強幅度。前面我們講過，太陽黑子具有按沸點高低聚集的層次結構，那麼太陽黑子中心物質無疑具有最高沸點，這些物質一般是鎢、錸等一類的物質。這高沸點物質被太陽內部的高能電子激發就會發射出高硬X射線。
要證實太陽黑子物質組成上具有按沸點高低布層的特點，那麼我們可以借助分析各個時段的耀斑光譜結構，尤其是分析這些耀斑的某些X射線特徵譜更具有非凡的意義。
不僅太陽黑子物質具有層次分佈，太陽也存在物質層次分佈特點。在太陽表面，高沸點的物質多數都是較眾多核電荷元素，它們可能更較靠近光球內層，而諸如H、He、C、N、O、Na、Mg等元素它們沸點較低，因而容易漂浮到光球表層。這樣，在光球內層那些高沸點物質接近汽化時，它們就可以通過光子或衰變中的粒子將能量直接傳遞給輕核元素，迫使輕核元素在光球外層發光。於是，我們在觀測太陽光譜時，我們更多地注意到了光球面上物質的發射光譜，而忽視了光球內層物質發光被遮蔽的本質。因此，可以毫不誇張地說，太陽黑子所引發的光斑光譜為我們正確認識太陽結構打開了一扇明亮的窗戶。
值得注意的是，太陽內部的物質都具有放射線，任何一種元素都具有奇多的同位素，這種同位素所受激發產生的光譜可能會表現為光譜分裂的特徵。根據太陽光斑所呈現的同位素反常豐度特徵可能有利於找到太陽黑子的真實物質組分。
5、討論
太陽黑子物質中可能有一定量的C等元素，因為它們可以在強烈輻射下生成金剛石結構的碳，也可能生成碳化鎢、碳化鉿、碳化鈮、碳化鉭等高沸點物質。要證實這些物質的存在只有通過分析光斑和耀斑光譜結構才能明確。輕核元素存在於太陽光球之外層次不是不可能，但要確證確實很困難。
前面我們說到太陽黑子確實存在多種溫度，這是由於太陽黑子在形成中不斷向外界散射能量的緣故。特別是，太陽黑子面對太陽光球的正面因受到太陽光的輻射，溫度會更高一些，而背對太陽光球的背面會因為散射能量而溫度越來越低。因為這個緣故，太陽黑子的組成物質在面對光球的正反兩面是有較大區別的，直面太陽光球一面的物質沸點更高於背對太陽光球面的物質。那些低沸點的物質總會因面對太陽光球的輻射而四散逃逸。 不僅如此，就是同一個太陽黑子也會在不同時間段存在溫度變化的問題，儘管現在還沒有太多科學家注意到這些問題。太陽黑子的溫度通過它的光譜也可以確證，其中性金屬譜線的加強，分子吸收光譜的出現[2]，這些都表明太陽黑子可能存在更低的溫度和更高一些的空間位置。
太陽米粒組織的成分是些什麼，當然同樣是相當複雜的，但我個人更傾向於米粒組織具有汽液混合相的特徵。米粒組織對太陽維持能量平衡和保持基本粒子數量都具有極其重要的作用。沒有米粒組織是不可能生成出太陽黑子的，在太陽黑子形成過程中必定有同米粒組織聯繫的機制。太陽體積十分龐大，局部米粒組織的溫度是有一些差別的，這種溫度差別對於太陽外層高沸點物質的冷凝並最終導致黑子的形成非常重要。
美國宇航局2006年10月25日發射的孿生飛船於12月4日傳回首批太陽圖片。飛船採用不同色素測量了太陽不同地方的溫度，圖片顯示太陽不同地方存在很大的溫度差異，藍色光環表示溫度為一萬攝氏度。（2006年12月20日NASA官方網站）
太陽表面上那些絲帶狀“暗斑”——日珥，它們的運動和斷裂可能與太陽外層氣壓和磁場有關係。太陽磁場對帶電粒子的運動具有束縛作用，這種作用也更容易導致太陽低緯度區域更多帶電粒子，核反應在高緯度地區更加猛烈一些，這些地區也就更加炙熱。太陽低緯度區域的溫度高、氣壓高，而高緯度區域的溫度較低、氣壓也較低，因而日珥更容易向太陽兩極飄移。另一方面，這些磁場影響到絲帶狀暗斑中帶電粒子的運動，從而引髮絲帶暗斑快速發生扭曲，並使得所成型的橢圓形太陽黑子具有一定的自旋轉特徵。
太陽活動期時常可見到日珥這樣的奇觀現象，不僅是來自太陽內部一些劇烈核反應區域引發的物質拋射，而且太陽黑子墜落光球內層導致耀斑出現的同時也會發生物質拋射。這些太陽拋射物質因為較太陽光球位置高很多，故而在光球邊緣容易觀察到耳狀形態——日珥現象。不過，我們更容易觀察到來自太陽背面高緯度區域的太陽物質拋射現象，因為它不容易為光球發光所淹沒，也不會像日珥運動過太陽表面而呈現絲帶狀“暗班”。當然，我們正對太陽面上所發生的太陽爆發，其所拋射的太陽物質高度是很難直接觀察到的，不過，通過它們以太陽風的方式抵達地球引發地球磁暴的大小是可以獲知該類別太陽爆發的強弱程度。我們對於日珥的消失方式確實有必要進行細緻觀測，它消失所需時間是否有其特定性也需要通過觀測來確認。關於太陽黑子高於太陽光球的確證，我們同樣也是可以採用如同觀測日珥的方法來進行，不過，太陽黑子所處位置會大大低於日珥。
太陽黑子的形成過程可能同太陽系某些行星成型如出一轍。臨近太陽的行星在太陽演化早期可能就是類似太陽黑子的表徵。當太陽在體積上逐步收縮之後，行星也就逐步發育成型了。臨近太陽的水星的怪異軌道可能保留著太陽黑子的影子。我們所居住的地球或距離太陽更遠的行星，他們的運動軌道實際上都與所遭遇過的彗星或小行星碰撞迫使其改變軌道密切相關。
太陽黑子出現一直是非常古老而十分迷人的事件。我們相信，從如此角度所建立的太陽黑子新模型來討論太陽黑子的形成和消解之謎，還可以通過數學方法進行計算和實際對照觀測驗證，將有助於推動天文學的發展。
2007年2月15日
參考文獻
1. 李宗偉 肖興華 著 天體物理學 高等教育出版社 2000年7月第一版
2. [法]Camille Flammarion 著 李 珩 翻譯增補 李 元 校譯 大眾天文學 廣西師範大學出版社 2003年1月第一版
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