分析不同波段的太陽影像

色球層 (Chromosphere) 太陽簡介 我們觀測到的太陽是它的大氣層，從裡向外分為光球層、色球層和日冕三層。 大部份太陽光來自太陽表面的光球層，溫度為6000C。 太陽內部 光球層(Photosphere)

色球層 (Chromosphere) 太陽簡介 在光球層之上，還有一層很暗、密度較低的色球層 。 色球層厚度約為數千公里，比較起太陽的半徑 (700000km) ，其實是非常薄的一層。 色球層的底部至頂部的溫度有很大差別，由底部接近光球層的6000C上升至頂部的20000C。 太陽內部 光球層(Photosphere)

日全蝕時，當月球遮蔽了光球層，我們便可以看到 這個淡紅色的色球層。 日全蝕時，當月球遮蔽了光球層，我們便可以看到 這個淡紅色的色球層。

當我們望向太陽，看到是太陽表面的光球層 。

運用白光濾鏡，便可以安全地觀察到光球層， 最容易觀察到的是光球層的太陽黑子。 運用白光濾鏡，便可以安全地觀察到光球層， 最容易觀察到的是光球層的太陽黑子。

太陽黑子

白光濾鏡能容許各種顏色的可見光通過，即是所有 波長約為400nm至700nm的光波均可通過。 運用一些特別的太陽濾鏡，我們便可以只觀察一些 特定波長的光波，對太陽有一個全面的了解， 欣賞更多有趣的現象。

下圖為較有科學價值的其中幾個波段，包括656nm (又稱氫 譜線) 和393nm (又稱鈣K譜線) 。 白光

為什麼在不同的波段觀測同一個太陽表面區域， 會有這麼大的差別呢？ 這是因為在不同的波段，所記錄的是不同層的太陽大氣。 為什麼在不同的波段觀測同一個太陽表面區域， 會有這麼大的差別呢？ 這是因為在不同的波段，所記錄的是不同層的太陽大氣。

越上方的影像所記錄的是愈高層的太陽大氣。 色球層底層 光球層頂至色球層底層 光球層

在這匯報中，我們會介紹不同譜線下展示的太陽現象。 2010年3月26日，我們用這些濾鏡觀察和拍攝太陽。 在這匯報中，我們會介紹不同譜線下展示的太陽現象。

第一部份：白光太陽影像

在這影像中，最明顯的特徵是 太陽黑子 (Sunspots) 米粒組織 (Granulations) 光斑 (Faculae)

黑子生命短暫，壽命只有少於數天至約3星期。 1. 太陽黑子 (Sunspots) 黑子生命短暫，壽命只有少於數天至約3星期。

黑子較深色，是因為這裡的溫度較低，光度為周圍的十分之一。 本影 半影 中心部份較深色、溫度較低(約4000C )的本影， 周圍是較淺色、溫度較高(約5000C)的半影。

黑子通常一對對地出現，其中一個為磁北，另一個為磁南。

黑子對有磁力線連繫，如下圖所示。 圖片來源：香港太空館http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html

光球層也充滿一粒粒的東西，每粒大小約為1000km， 稱為米粒組織 (Granulation)。

太陽是一團氣體，氣體的對流在太陽表面形成對流泡， 這些便是米粒組織。 太陽是一團氣體，氣體的對流在太陽表面形成對流泡， 這些便是米粒組織。 個別的米粒組織，一般壽命只有數分鐘。 光的部份代表上升氣流，以約每2km/s的速度上升。

熱氣流升至頂端把熱能散發後，成為對流泡外側 下沉的冷氣流，形成米粒邊緣較暗的部份。 米粒的中央部份比四周溫度約高300C。 圖片來源：香港太空館http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html

3. 白斑(Faculae) 和黑子相反，白斑是光球層溫度較高的結構。 溫度約較周圍高300C，磁場較周圍强。 通常並不比周圍光很多，要在太陽圓盤邊緣才能看到。

第二部份：氫譜線的太陽影像

佈滿色球層的紋是色球層高速噴出的氣體，稱為針狀物(Spicules)，其針刺的形狀較容易由位於 太陽圓盤邊緣的針狀物看到 。

黑子之間區域的深色幼長紋稱為拱狀暗條 (Arch Filaments)。 它們連接兩粒黑子，顯示那裡的磁力線結構。 氫的太陽黑子展示精彩的細節。 黑子之間區域的深色幼長紋稱為拱狀暗條 (Arch Filaments)。 它們連接兩粒黑子，顯示那裡的磁力線結構。

太陽大氣的物質受太陽黑子附近的磁場影響， 沿著磁力線運動， 形成這個結構。 太陽大氣的物質受太陽黑子附近的磁場影響， 沿著磁力線運動， 形成這個結構。

氫影像中一些明亮地區稱為色球譜斑 (Plages) ， 位置和光球層的光斑吻合，但範圍比光斑大。

譜斑通常出現在黑子附近。太陽黑子出現前，通常譜斑已經 出現，即是譜斑的出現便是黑子誕生的先兆。 譜斑是色球層中溫度較高、磁場較强之處。 譜斑通常出現在黑子附近。太陽黑子出現前，通常譜斑已經 出現，即是譜斑的出現便是黑子誕生的先兆。

第三部份：鈣K譜線的太陽影像

鈣K比氫譜線告訴我們更深層的太陽大氣情況。

淺色的區域，代表是磁場較强。

在這影像中，最明顯的特徵是 太陽黑子 (Sunspots) 超米粒組織 (Granulations) 色球網絡 (Chromospheric Network) 色球譜斑 (Plages)

太陽黑子 和色球譜斑 色球網絡 和超米粒組織 色球譜斑

大面積的淺色區域是色球譜斑，是磁場較强的地方， 常見於黑子附近。 大面積的淺色區域是色球譜斑，是磁場較强的地方， 常見於黑子附近。

和光球層的影像比較，發現譜斑的位置和光球層的光斑吻合。

鈣K影像上的一些條狀的淺色部份，稱為色球網絡 (Chromospheric Network)，和一些稱為「超米粒組織」(Supergranulation) 的結構有關。 什麼是超米粒組織？

和米粒組織相似，超米粒組織也是用來傳熱的對流泡， 不過尺度和持續時間都大很多，而且位於光球層之上。 和米粒組織相似，超米粒組織也是用來傳熱的對流泡， 不過尺度和持續時間都大很多，而且位於光球層之上。 色球層的超米粒組織 光球層的米粒組織

超米粒的直徑大小可達30000公里，單一超米粒的大小約為 300顆米粒，持續的時間可長達一天。 超米粒的直徑大小可達30000公里，單一超米粒的大小約為 300顆米粒，持續的時間可長達一天。 色球層的超米粒組織 光球層的米粒組織 每一刻都約有數千個超米粒組織佈滿整個太陽表面。

這也顯示超米粒組織的邊緣磁場較强， 所以便較容易在鈣K譜線中觀察到。 色球網絡其實便是超米粒組織的邊緣部份。 這也顯示超米粒組織的邊緣磁場較强， 所以便較容易在鈣K譜線中觀察到。

色球網絡其實便是超米粒組織的邊緣部份。 上圖顯示了三個較明顯的超米粒組織。

下圖把更多比較弱的超米粒組織展示出來。

色球網絡也是針狀物出現的地方，即是 針狀物把超米粒組織重重包圍。 色球網絡也是針狀物出現的地方，即是 針狀物把超米粒組織重重包圍。

參考資料 http://www.lcsd.gov.hk/CE/Museum/Space/EducationResource/Universe/framed_c/lecture.html http://www.astrosurf.com/cheminots/theorie/soleil/disque.gif http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature2.shtml http://www.uni-sw.gwdg.de/~derek/ASTR1020/sun.html http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Spotlight/Today/visible.html http://coolcosmos.ipac.caltech.edu/cosmic_classroom/multiwavelength_astronomy/multiwavelength_museum/sun.html http://sungazer.net/cak/calciumk2.html http://www.hypography.com/article.cfm?id=32804 http://www.phys.ncku.edu.tw/~astrolab/e_book/sun/captions/granulation_sunspot.htm http://www.scholarpedia.org/article/Magnetic_flux_emergence http://www.windows.ucar.edu/spaceweather/suntoday3.html http://csep10.phys.utk.edu/astr162/lect/sun/prominences.html http://www.ss.ncu.edu.tw/~SpaceEdu/database/IntroSpace_notes_exam/SpaceSolarPhys.html#GranulationsSunspots http://content.edu.tw/senior/earth/tp_ml/sun/explain.htm http://solar-center.stanford.edu/gloss.html#FCORONA