当用白光或连续光谱观测日面并拍成照片时，细心的人会发现，除了太阳黑子和白亮的太阳光球之外，在日面中央部分，黑子群附近或者日面边缘处 (主要在<<区域 )可见到一片片微弱的亮片，这就是光斑。光斑和黑子密切联系，常常相互伴随。光斑比黑子先出现，其寿命比黑子长三倍。光斑的纬度分布同黑子的类似，但稍微比黑子带宽些；它的上缘比黑子带高 10°左右，而下缘比黑子带低5°左右。此外还有分布在纬度 70°以上的极光斑，其出现同黑子周期没有明显的关系。光斑也有精细结构，由纤维和米粒组成。光斑亮度比光球背影亮 11%左右，按照我们以前估计黑子温度的方法，可以算出光斑温度比周围光球高100多度。

偶极黑子群附近的光斑有与黑子群相同的磁极性分布。光斑的面积变化也有与黑子活动相同的 11年左右的周期性。在以后的有关章节中我们将会看到，光斑是太阳活动区域的重要基础结构之一，它往内连接光球，往外伸展到光球之上的色球以上。光斑尺寸从光球处的几百千米随高度的增加而增加，到色球层约为几千千米，甚至到了色球之上的所谓过渡区，就延展到了约 15000千米，与其他有关的结构，特别是太阳磁场，共同形成了太阳活动的立体的基地——太阳活动区。

通过望远镜，我们还可以看到光球上密密麻麻地布满颗粒状结构。在专门拍摄的照片上，它们很像一粒粒的大米，所以天文学家称它们为“米粒组织”。图 4.41是一张太阳光球的高分辨率的照片，其中的米粒组织清晰可见。米粒之间由暗黑的条纹隔开。米粒的直径大小不一，它们密密麻麻的布满光球表面，总共约有 4000000颗。这些米粒之间有的地方有小黑

图4.41 太阳光球米粒组织

点、黑子，还有的地方存在比米粒大一些、比黑子亮的暗区，这是尚未出现米粒的区域。米粒平均寿命约为 8分钟，个别长寿的米粒可持续存在15分钟左右。因为太阳光球有临边昏暗现象，光球米粒组织最容易在日面中心部分看到。地球大气的存在毕竟不利于地面上对太阳作细节观测。

从照片上，清楚地显示出米粒结构，每个米粒并不具有平滑的边缘，米粒是多角形的。大米粒的尺寸可达小米粒的 6倍，大多数米粒的直径为700～1500千米，米粒之间的暗间隔为 300千米宽。用光谱仪观测米粒的光谱线的位移，可测出米粒的中心有0.4千米 /秒的上升速度，并有物质从米粒中心以0.25千米 /秒的速度向外水平流出。米粒中心的温度比其边缘的温度至少要高出约100℃。

图4.42 太阳米粒的对流情景

太阳米粒的图像使我们想起了煮开水时的对流情景，被加热的水向上升起，热量在水的表面散向空中，然后四散开来 ,再从冷的边界向下流回水底。太阳光球米粒也是这样，米粒物质在米粒底部受热后向上升起，升到顶部把热量通过辐射传向上空，物质本身冷却，从米粒中心流向米粒边界 (流动从垂直向上变为水平)，再从米粒边界改为垂直向下的流动，流回米粒组织的底部重新吸收热量，如此反复。每次反复只重复同样的物理过程，并不一定重复原来那个米粒的位置，大小和形状。事实上，由于每个米粒的邻居和底部受热等环境会不断有些变化，在这个米粒的位置产生的下一个米粒也必然不同于它的前身。一个米粒从出现到消失的时间就是它的寿命。图 4.42中的每个类似多边形结构的,常被称为一个对流元胞或简称对流元，每个光球米粒就相当于一个对流元。太阳光球层，除黑子所在的区域外，处处是米粒组织，米粒的尺寸相对于太阳来说又是那么的小，所以太阳光球仅是太阳表面的一个薄对流层，在光球的下面存在着更厚的对流层，光球只是下面的对流层的薄顶层而已。

在光球上时常能看到特别亮的米粒，这些米粒像爆炸一样，以 1.5～2.0千米/秒的速度向外扩展，形成一个圈状物，直到破碎。整个过程大约 10分钟，叫做米粒爆发，很可能是一种过热的现象。

在测量太阳光球上层气体的流动时，发现日面上无黑子群的宁静的地区存在着比光球米粒大许多倍的一块块区域，这些区域的中心部位有气体以大约 40米/秒的平均速度缓慢上升，然后从中心部位以 400米/秒的平均速度水平地流向区域的四周边缘，达到边缘后再以平均约 90米/秒的速度垂直向下运动。这又使我们想到了对流运动的现象，于是称每个有这样流动的区域为一个超米粒。超米粒是太阳上的大的对流元，直径约为 ～米，平均是 ～米，太阳的整个半球面上的宁静部分一共大约有 2500个超米粒。单个超米粒的寿命短的有几小时，寿命长的可达几十小时。

图4.43 太阳大气的非均匀结构示意图

对流过程产生米粒组织和超米粒组织，在太阳区还激发出波动和振荡 (也可能是受迫振荡)，所有这些组织的运动形式交织在一起，在太阳光球和大气中绘出一幅非均匀而有组织的图形，如图 4.43所示。在这幅图中，超米粒组织起着主宰的作用，它把日面分成一些大的区域。在超米粒组织中和超米粒组织之间布满着小尺度的米粒组织和向外喷射的象针状的气体，叫做针状体。通过观测超米粒组织上升，水平和下沉运动，就可以绘出它的位形及与其他各类型运动之间的关系。这个图是拍摄耀斑时得到的米粒组织、针状体等太阳大气的非均匀结构照片，它表明，太阳大气绝不象宁静模型那样理想，而是有结构的。

因超米粒组织的尺度比较大，与它相关联的结构可通过光球而延伸到色球中，如图 4.44所示。选用某些吸收线(夫琅和费线)观测，超米粒组织的边界比较亮，被称为光球网络。在色球中，超米粒组织的边界也对应于温度较高的区域，叫做色球网络。超米粒组织的重要性还在于它和磁场有着密切的关系，如果不计太阳黑子磁场的贡献，大约 90%的光球磁场集中

图4.44 超米粒组织和它周围的结构

在超米粒的边界，特别是三个超米粒相交的地方。这种网络磁场由许多强的磁通量管或磁结点组成，它们的磁场强度可以高达一千至两千高斯，磁通量大约是 麦克斯韦(1个平方厘米截面通过 1高斯的磁场的磁通量为1麦克斯韦)。所以，这些磁通量管的半径大约是 100公里，它们倾向分布在米粒组织之间。在超米粒元的内部，也发现有磁场元，它们称为内部网络场。这种场的磁极性可以是混和的，磁通量约为 麦克斯韦，寿命约30分钟。然而，世界上事情总是不那么简单，自然界的变化有时复杂得难以捉摸。有人对超米粒边界交汇点再进行细致观测时，发现了交汇处的强磁斑有分裂和移动现象。究竟是什么原因造成这一现象，因而给超米粒磁场和流动的观测和研究提出新的任务。又例如要测量超米粒的寿命究竟有多长这样简单的问题。因为地球上除去南北极区之外，其他地区的任何一个天文台都不能连续对太阳作 24小时的观测，所以像这样的简单但有用的参量也很难测准。20世纪 80年代初期，美国德拉华大学的巴特尔研究所曾派人携带望远镜去位于南极点的麦克马尔多站，利用南极夏季日不落的机会测量超米粒寿命。 20世纪90年代，我国北京天文台与美国大熊湖天文台的太阳工作者曾合作，利用这两个天文台分别位于东西两半球的特点，像接力赛一样，用望远镜连续跟踪同一太阳区域的超米粒组织，测得超米粒的寿命为 70～90小时之长。

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