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太陽週期對地球上氣候變化的影響 |
太陽表面即使是用可見光來觀測，也可能是斑斑點點，而不是永遠均勻的光亮無暇。圖一為"Astrophotography for the Amateur"一書的作者Michael Covington用可見光（白光）所拍攝到的太陽光球層上黑子分布的兩個例子。其中點點的黑斑，我們稱之為太陽黑子(Sunspots)，簡稱黑子。光度較亮的斑點，我們稱之為太陽的白斑(Faculae)。
自從伽利略發明望遠鏡後，人類對太陽黑子的出現情形就有了相當完整的記錄。由於黑子有時成群出現，因此在計算黑子總數時，我們習慣分別求出個別黑子的個數f與成群黑子的群數g。然後帶入公式W = K(f+10g)，即得黑子的總數W(Wolf Number)，其中K為一個校正係數(K=0.6)。
圖二為利用上述方法所求得的黑子數目隨時間的分布圖。圖二顯示，黑子的數目呈現11年的週期變化。由於黑子最多的一、兩年，太陽表面的電漿與磁場的活動也最頻繁，因此被稱之為太陽黑子數目或太陽活動極大期(Solar Minimum)。相對的黑子最少的一、兩年就被稱之為太陽黑子數目或太陽活動的極小期(Solar Maximum)。
圖三為根據太陽黑子出現的緯度位置，逐年所繪出之黑子緯度分布時間序列圖，此即所謂的蝴蝶圖案(Butterfly Diagram)（這是由於此圖呈現的圖案而得名）。
雖然黑子出現的多寡以及其緯度分布圖，均呈11年的週期變化，但是若考慮成對黑子的磁場極性變化，則會得到22年的週期變化。要說明黑子的磁場極性變化，首先要了解，根據光譜儀對太陽表面之磁場觀測結果顯示，黑子所在地為強磁場區，也就是磁力線集中區。由於磁場強，所以磁壓大，因此要維持一個穩定的黑子結構，黑子處的氣體熱壓力一定要比較低，如此才能使總壓力（氣體熱壓力＋磁壓力）達到平衡。由於氣體熱壓力比較低，所以黑子處亮度較低，看起來比較黑暗。事實上，也可以反過來說，因為黑子位於太陽對流層的一個集中下沈氣流區的頂部，因此氣體溫度較低，所以看起來比較黑暗。（反之，同理可得，白斑(Faculae)位在上升氣流區的頂部，因此氣體溫度較高，所以看起來比較亮。）黑子處的集中下沈氣流帶動了磁力線，因此磁力線也集中於此。磁壓增加的結果，使總壓力（氣體熱壓力＋磁壓力）達到平衡，因此得到一個穩定的黑子結構。這種雞生蛋、蛋生雞的因果關係，正是Solar Dynamo Theory（太陽發電生磁理論）的一種特性表現。
圖四即為黑子極性22年週期變化的示意圖。黑子的磁場極性，以磁力線的磁場方向為出太陽表面者為陽極（＋極）或北極（Ｎ極），而以磁力線的磁場方向為入太陽表面者為陰極（－極）或南極（Ｓ極）。觀測結果發現，若在第一個11年中，北半球成對黑子為Ｎ極黑子導引Ｓ極黑子（也就是說Ｎ極黑子走在前，Ｓ極黑子跟在後），其時南半球成對黑子必為Ｓ極黑子導引Ｎ極黑子；則在第二個11年中，北半球成對黑子必為Ｓ極黑子導引Ｎ極黑子，而南半球成對黑子必為Ｎ極黑子導引Ｓ極黑子。
因此若考慮磁場極性的變化，太陽黑子的變化週期就必須由早期觀測所得的11年週期，修正為22年太陽黑子週期，而與太陽主磁場（磁偶極場）每22年反轉一次的變化週期一致了。統稱之為太陽週期(Solar Cycle)。
圖五為解釋形成22年太陽黑子週期的示意圖。由觀測不同緯度黑子的運動速度，科學家發現太陽表面氣體自轉速度呈現差動自轉現象(Differential Rotation)。也就是說，太陽氣體在光球層赤道區自轉較快，自轉一周約需24個地球日。隨著緯度增加自轉速度遞減，高緯區自轉一周約需30個地球日。最近的觀測還顯示，太陽表面氣體自轉速度，也隨著深度增加（進入對流層內部）而遞減。這種差動自轉現象(Differential Rotation)使得太陽表面磁力線，由原來的南北方向被拉著而呈東西方向排列（註：磁力線被拉的過程是由於太陽對流層與光球層內之部份游離的電漿運動可產生電流，進一步造成磁場大小與方向的改變），並逐漸纏繞起來。於是磁場強度逐漸增強，如圖五Ｂ所示。終於強大的磁壓使得磁力線浮出對流層，而在太陽表面形成成對的黑子。根據前述磁場極性的定義可得黑子的磁場極性在南北半球的分布，應如圖五Ｃ所示。圖五Ｄ顯示，由於太陽對流層內複雜的對流運動，造成太陽的磁偶極場，每11年左右南北反轉一次的現象。反轉時太陽磁場結構非常複雜，很難以磁偶極場來描述它。這種複雜的磁場結構歷時約需一年左右，亦為太陽黑子(Sunspots)出現最多的一年，即太陽活動期(Solar Maximum)時期。圖五Ｅ為太陽磁場反轉後，暫時缺乏黑子的安靜期(Solar Minimum)。圖五Ｆ顯示太陽磁場反轉後太陽表面磁力線再度被差異旋轉的電漿運動拉著轉而呈東西方向排列，並逐漸纏繞起來，使磁場強度逐漸增強。終於強大的磁壓使得磁力線浮出對流層，而在太陽表面形成成對的黑子。根據前述磁場極性的定義可得圖五Ｆ中黑子的磁場極性在南北半球的分布與圖五Ｃ中黑子極性分布情形相反。（註：Ref.1, p.94 (La Cotardiere, 1987)之太陽黑子極性變化的成因示意圖，內容有誤，因為採用的原圖(by W. M. Adams)有誤。在圖五中已修正。）
目前太陽磁場是每11年左右南北反轉一次。但過去幾十億年，以及未來幾十億年是如何，就不得而知了。另外值得一提的是，地球磁場也是會反轉的。圖六為根據大西洋底的海底山脈上不同年代的岩石之中，鐵的磁極排列方向，估算地球磁場在過去1.7億年來的變化情形。其中黑色部分與白色部分，分別表示當時地球磁場之磁偶極的方向是朝南或朝北。由圖六可知地球磁場反轉不像太陽磁場反轉那樣有規律。而地磁最近一次反轉約發生在距今約五十萬年前（與人類在地球上出現的時間大致相當？！）。當地磁反轉的那一兩千年中，地球的磁場顯然相當的弱，可能無法有效地阻擋高能的宇宙射線入侵，地球上的生物是否會因此發生較多的突變，這實在是一個有趣的問題！所以說考古學家、生物學家、進化論者，實在應該對地球科學與太空物理有一些基本的認識。
太陽表面的磁場結構遠比示意圖，圖五，所表現的複雜而精彩。圖五的目的是要說明為何前導黑子與尾隨黑子的磁場極性會隨太陽週期而變化。但是圖五中卻無法表現太陽表面的其他結構如白斑(Faculae)、顆粒狀組織(Granulations)等。以下將簡述一些常見的太陽表面結構之磁場與電漿物理特性。
圖七用5750A以及H-alpha(6563A)的光所攝得的太陽表面光球層結構，其中5750A的光所攝得的太陽看起來好似一個正在沸騰的水面。沸騰表面的一個個對流胞(ConvectionCell)，就形成了所謂的顆粒狀組織(Granulations)。這些顆粒狀組織中央氣體由內部上升，因此溫度高，亮度大，有時可造成白斑(Faculae)結構。這些顆粒狀組織有大有小。由小到大可分為Granulations,Mesogranulations,Supergranulations等型。其大小由Granulations的直徑800-1,500公里，到Supergranulations的直徑20,000-54,000公里（比較地球的直徑還不到13,000公里）。不過通常Supergranulations這種超大型的顆粒狀組織，通常是發生在色球層區域。
以上談到上升氣流區的特性，現在來看看下沈氣流區的特性。在兩個相鄰超大顆粒狀組織(Supergranulations)的邊界處就是下沈氣流區，也是磁力線集中區，因此磁場強度甚強，可達1000-2000高斯（1Tesla=10000Gauss=1,000,000,000gamma,其中特斯拉(Tesla)是MKS制中的磁場強度單位，地表的磁場大小約為0.2-0.5高斯(Gauss)，靠近地球附近太陽風中的磁場大小為5-20gamma）
。
圖八為用H-alpha光所攝得的太陽色球層照片。照片中可看到許多像草一般的針狀結構(Spicules)結構。這些「草」沿著Supergranulation的邊界「蔓延生長」，將Supergranulation團團圍住。
圖九為Supergranulation與針狀結構(Spicules)之間關係的示意圖。觀測結果發現，沿著超大顆粒狀組織Supergranulations的邊界強磁場區(Network Fields)，一些磁力線如草一般伸入高空色球層中。電漿流(Plasma Jets)也隨著磁力線，以每秒20-30公里的速度，流入色球層中。顯然對於帶電粒子而言，在此處所受的重力小於其所受到的電磁力。
超大顆粒狀組織Supergranulation的邊界，是網狀的氣流下沈線。黑子則為氣流集中下沈點。黑子區的磁場比Supergranulation邊界處的磁場還強。黑子區的磁場強度約為2000-3000高斯，最高更可達4000高斯。至於黑子邊緣的半影區(Penumbra)磁場強度也有1000-1500高斯。
圖十為用可見光攝得之太陽黑子的近照。由圖上可清楚的看見太陽黑子除了中央部分的黑色本影(Umbra)外，四周並有一灰色的半影(Penumbra)。圖十一為用H-alpha光來拍攝與黑子相關的磁力管結構。圖上的線條為部分游離電漿沿磁力管運動所造成的影像。
圖十二為太陽黑子附近的磁場結構示意圖。圖中顯示太陽黑子的本影區(Umbra)為一磁力線集中區。通過本影區的磁力線，一部分在自身半影區(Penumbra)回到太陽內部，另有一部分則直接與相鄰的成對黑子之本影區磁力線相連。太陽黑子之所以「黑」，是因為該區氣體溫度較低之故。而巨大的磁壓與較低的氣體壓力相互平衡。於是構成了一個穩定的黑子結構。
日蝕發生時，月亮將太陽的光球遮住了。這時太陽高層的稀薄大氣在黑暗的夜空襯托下，藉著散射來自光球層的光，而發出漂亮的藍白色光芒，像皇冠一般籠罩在太陽四周。這就是所謂的日冕(Corona)。其中由於電子散射來自光球層的光所造成的日冕叫做K-Corona，由於中性粒子塵埃散射來自光球層的光所造成的日冕叫做F-Corona。
圖十三為用可見光分別在(A)太陽黑子活躍期(Solar Maximum)與(Ｂ)太陽安靜期(Solar Minimum)所拍攝到的不同的日冕結構。一般說來太陽黑子活躍期的日冕分布相當均勻，如圖十三Ａ所示。太陽安靜期所觀測到的日冕結構則較多樣化，如圖十三Ｂ所示。圖十三Ｂ中缺乏日冕的區域我們稱之為日冕洞(Coronal Hole)。如火焰般伸展到高空中的流束狀日冕尖端結構，我們稱之為Halment Streamer。
圖十四為太陽安靜期(Solar Minimum)所觀測到的日冕與日冕洞結構所對應的磁力線分布情形。一般說來，日冕洞區的平均磁場強度約為１高斯，而發光日冕區（黑子區除外）的平均磁場強度約為數百高斯。其中來自日冕洞(Coronal Hole)的磁力線將延伸到行星際空間(Interplanetary Space)，而來自發光日冕區(Corona)的磁力線則在延伸到數個太陽半徑處就轉回太陽表面。雖然所有的磁力線不論延伸多遠，最後還是會回到太陽內部。但是當所繪的圖，只涵蓋數個太陽半徑時，日冕洞(Coronal Hole)處的磁力線看起來就是開放的磁力線區(Open Magnetic Field Line)。而光亮日冕(Corona)處所對應的磁力線就是封閉的磁力線(Closed Magnetic Field Line)。由於開放磁力線區的電漿會流失於廣大的行星際空間中(Interplanetary Space)，因此電漿密度低，散射的光少，故光度暗淡，形成日冕洞。
日蝕發生時，用可見光拍攝的日冕結構，只涵蓋了太陽邊緣的日冕結構。由於太陽的光球層，光度太亮，因此無法用可見光來觀測太陽正面圓盤(Solar Disk)上的日冕結構。於是科學家利用Ｘ光望遠鏡，在人造衛星上觀測SolarDisk上的日冕與日冕洞的分布情形。（科學家無法利用Ｘ光望遠鏡在地面上觀測日冕與日冕洞的分布情形，因為地球的電離層會吸收反射Ｘ光。）
圖十五為太空實驗室(Skylab)人造衛星，用Ｘ光望遠鏡所拍攝到的日冕與日冕洞的分布情形。其中明亮的部分為封閉的磁力線(Closed Magnetic Field Line)所涵蓋的日冕區。由於高密度的電子，沿封閉的磁力線來回運動，會放出Ｘ光，因此電子密度愈高，放出Ｘ光度愈強。反之開放的磁力線(Open Magnetic Field Line)所涵蓋的日冕洞區，電子密度甚低，放出Ｘ光度很弱，因此在Ｘ光照片上呈現黑色。根據Skylab長期的觀測結果，科學家得到了以下的結論：(1)日冕洞(Coronal Hole)處為單磁極性區(Unipolar Region)。(2)日冕洞(Coronal Hole)所涵蓋的區域中，不同緯度的電漿，並無差動自轉的(Differential Rotation)現象。(3)日冕洞(Coronal Hole)處磁力管線截面積快速向外增加，沿著磁力線運動的電漿，因此獲得加速。（就好像高速公路上，路面變寬了，車速會因此會加快許多。）因此日冕洞區是快速太陽風的來源處。反之，光亮日冕區則為慢速太陽風的來源處。由於太陽自轉的緣故，如果同一緯度的太陽表面，日冕與日冕洞交錯分布，則高速的太陽風可追上前方慢速的太陽風，就像追撞車禍一樣，形成不可逆的激震波，稱作Corotating Shocks。
最近日／美／英合作所發射的陽光(Yohkoh)人造衛星，更進一步使用波長較長的Ｘ光望遠鏡(Soft X-ray Telescope)來觀測日冕的活動與大小不同規模的太陽閃焰(Solar Flare and Miroflare)等太陽的暫態現象(Transient Features)。由於SoftX-ray的亮度，可反映出電子的溫度，因此非常適合用來觀測太陽閃焰等日冕的活動。《影片一A》與《影片一B》是Yohkoh人造衛星所拍到的一系列日冕活動照片所合成的電影。影片中並將Ｘ光照片，配合太陽黑子的可見光觀測記錄，顯示太陽黑子上方的磁力線像一個瓶子一般抓住了大量的電漿，因此發出明亮的Ｘ光。本影片母帶是由Lockheed, Missiles and Space Company, Inc. 研究同仁Dr. Petrus C. Martens所提供，特此致謝。
日蝕發生時，用可見光拍攝的照片除了可以顯現藍白色的日冕結構，運氣好的話，還可以看到粉紅色漂亮的日珥(Prominence)結構。
圖十六為在日蝕發生時，用可見光所拍攝的日珥照片。此照片原為一張彩色照片，其中太陽邊緣較亮的結構，就是原圖中粉紅色的日珥結構。
圖十七為用H-alpha光所拍攝到的各種日珥(Prominence)結構（位在太陽圓盤的邊緣）與暗紋(Filaments)結構（位在太陽圓盤的正面上）。由於日珥是太陽的磁力線浮在光球層上方，電漿沿著磁力線運動，被束縛在此磁場結構中，形成低溫高密度的電漿結構。因此在黑暗的星空襯托下，日珥(Prominence)是一個光亮的結構。而相對光亮的光球層而言，日珥中低溫高密度的電漿結構，會遮住來自光球層的H-alpha光，而呈現黑色的暗紋(Filaments)結構。由暗紋的分布情形，科學家估計日珥／暗紋處的磁力線結構可能如拱型迴廊(Arcade)般排列，而低溫高密度的電漿就架在此Coronal Arcade的磁力線上。這些電漿的來源可能是由光球層吸上來的，也可能是吸自上方或四周日冕大氣中的電漿。（形成日珥／暗紋電漿的過程，可能與形成地球磁尾電漿片(Plasma Sheet)的過程相似。電漿片中的電漿，一部分來自高緯電離層，一部分藉著太陽風吹過磁尾所造成的晨到昏電場，產生Ｅ×Ｂ漂移，而由磁尾方向抽取來自太陽風的電漿。同樣的，下文所提到的太陽閃焰，其產生過程，可能也與地球上副磁暴(Substorm)時所引發的極光產生過程類似。）總之，日珥的形成與日珥的噴發，目前都仍是尚未完全解決的研究課題。
日珥(Prominence)或暗紋(Filaments)本是一個相當穩定的結構，可在太陽的高層大氣：光球層、色球層、與日冕之間，維持數天至數星期之久。
圖十八為三種常見的日珥結構崩潰之引發過程示意圖。其中圖十八Ａ、與圖十八Ｂ，為日珥與另一迴路型（封閉型）磁力線結構相互碰撞，導致磁力線重聯(Magnetic Reconnection)，進而導致日珥結構的崩潰。圖圖十八Ｃ為日珥與開放磁力線區的磁力線，發生碰撞，導致磁力線重聯，進而導致日珥結構的崩潰。
磁力線重聯的情形，發生在兩條反平行的磁力線相互靠近碰撞的結果。當兩條反平行的磁力線相互靠近時，表示兩者之間的電流片密度逐漸增大。由於電流片上的電流方向相同，因此同向電流相吸的結果，造成電流片上的電流密度不再均勻，終於導致電流不穩定發生，最後造成磁力線的重聯。
磁力線重聯所導致的日珥結構的崩潰，其後序發展為：一方面向上（向外）拉出去的磁力線，會將原來附著在日珥磁力線上的高密度低溫電漿，一快兒拋入行星際空間中，造成日冕物質噴發(Coronal Mass Ejection, CME)，進一步造成行星際的磁雲(Magnetic Cloud)與激震波(Shock Wave)的形成。另一方面，而順著下段磁力線向下彈打下來的的電漿流則會在太陽的光球層上造成太陽閃焰(Solar Flare)等現象。
圖十九為用可見光所拍攝到的一個太陽閃焰(Solar Flare)現象的實例。太陽閃焰，大陸譯作耀斑。顧名思義，太陽閃焰就是太陽表面突然發亮的現象。太陽閃焰所伴隨發出的各種短波輻射，如短波Ｘ光(Hard X-ray)、迦瑪射線(gamma-ray)等，傳到地球時，會影響電離層通訊。同時也可能影響地面對人造衛星的控制能力。
在發生太陽閃焰(Solar Flare)現象之同時、或之前、或之後，常常也伴隨著激震波(Shock Wave)的形成。這種激震波與太陽閃焰之間的因果關係，一直困擾著科學家。直到最近幾年，科學家們對日冕物質噴發(CME)所做的深入研究，才確定，這種激震波是由日冕物質噴發(CME)所造成的。而如上所述，日冕物質噴發(CME)與太陽閃焰(Solar Flare)是日珥結構崩潰時所同時發生的兩個獨立事件。而所謂的「與太陽閃焰相關的激震波」(Solar Flare Associated Shock Wave)的形成，則完全是由於日冕物質噴發(CME)所造成的，與太陽閃焰並無直接的關係。
圖二十為日冕物質噴發(CME)的觀測實例。圖二十一Ａ為用H-alpha光連續觀測一個日珥噴發事件中磁力管的變化情形。圖二十一Ｂ為用可見光連續觀測一個太陽閃焰事件中光度變化情形。由圖十八、圖十九、圖二十、圖二十一顯示日珥的噴發，往往（但不是一定）與黑子附近複雜的磁力管結構之移動有關。
日冕物質噴發(CME)所造成的激震波，如果方向對著地球衝來，會在地面上造成強大的磁暴與副磁暴現象。這些磁暴與副磁暴現象，不但可在高緯電離層上空造成燦爛奪目的極光，也會影響電離層通訊以及地面控制站與人造衛星之間交換訊息的能力。過去就曾經發生過人造衛星在激震波來襲後，失去了控制，從此與地面控制站失去了連絡。
太陽黑子週期對地面天氣的影響，不是由於光與熱的效應，而是由於電磁作用所造成的間接影響。事實上，當太陽黑子數目多時，白斑也多。一減一加的結果，太陽的總發光亮度通常反而略微增加一些。可是另一方面，當太陽黑子數目多時，日珥與太陽閃焰也多。因此日珥噴發所造成的磁雲(Magnetic Cloud)與激震波(Shock Wave)也多。由於磁雲(Magnetic Cloud)可幫地球擋去不少宇宙射線(Cosmic Ray)。而宇宙射線進入地球大氣層，可提供下雨所須的凝結核。因此黑子數愈多的時期，愈缺乏凝結核，愈不下雨，因此天氣愈熱。反之黑子數愈少的時期，下雨機會愈大，天氣愈冷。
由圖二中，黑子數目多年來的記錄圖顯示，在十七世紀中，曾經有一段很長的時期，黑子數目一直很少。這就是所謂的Maunder Minimum時期。這種現象也曾藉著分析樹木年輪中，碳十四的含量，做了進一步的研究驗證與確認。（註：黑子數目少，宇宙射線多，放射性元素碳十四的含量就比較豐富。藉著分析樹木年輪中碳十四的含量，科學家還發現在第四、第七、第十四世紀、以及西元前1500年也曾發生過類似的現象。）目前科學家懷疑，十七世紀歐洲歷史上所記載的小冰河時期，可能就與這段長時間缺乏黑子的現象有密切的關係。
參考資料
1. Philippe de la Cotardiere (editor-in-chief), Larousse Astronomy, Factson File Publications, New York, 1987.
2. Eric R. Priest, Solar Magneto-Hydrodynamics, D. Reidel Publishing Company, Boston, 1984.
3. Donald J. Williams (editor), Physics of Solar Planetary Environments, Volume
1, American Geophysical Union, 1976.
圖二、太陽黑子數目逐年的變化情形。圖中顯示黑子數目呈現11年的週期變化。在十七世紀中，曾經有一段很長的時期，黑子數目一直很少。這就是所謂的Maunder
Minimum時期。
圖五、隨著太陽磁場反轉，成對出現之太陽黑子磁場極性分布，也隨之改變的示意圖。
圖九、超大型的顆粒狀組織(Supergranulations)與針狀結構(Spicules)之間關係的示意圖。
圖十、用可見光攝得之太陽黑子的近照。由圖上可清楚的看見太陽黑子除了中央部分的黑色本影外，四周並有一灰色的半影。
圖十三、用可見光分別在(A)太陽黑子活躍期(Solar
Maximum)與(B)太陽安靜期(Solar Minimum)所拍攝到的不同的日冕(Corona)結構。
圖十四、太陽安靜期(Solar Minimum)的日冕(Corona)結構所對應的磁力線分布示意圖。
圖十五、太空實驗室(Skylab)人造衛星，用Ｘ光望遠鏡所拍攝到的日冕(Corona)與日冕洞(Coronal
Hole)的分布情形。
圖十六、日蝕發生時，用可見光所拍攝的照片。圖中粉紅色的結構就是日珥(Prominences)。圖中水藍色的結構就是日冕(Corona)。
圖十七、（Ａ）用H-alpha光所拍攝到的日珥(Prominences)結構（位在太陽圓盤的邊緣）。（Ｂ）用H-alpha光所拍攝到的暗紋(Filaments)結構（位在太陽圓盤的正面上）。
圖十九、用可見光所拍攝到的一個太陽閃焰(Solar
Flare)現象的實例。（上圖閃焰發生前可以看見黑子的分布，下圖閃焰發生時，光度太亮，只看得到閃焰（大陸譯作耀斑）。
圖二十、日冕物質噴發(CME)的觀測實例。
圖二十一、(A)用H-alpha光連續觀測一個日珥噴發事件中磁力管的變化情形。(B)用可見光連續觀測一個太陽閃焰事件中光度變化情形。
| 呂凌霄 | 國立中央大學太空科學研究所 | lyu@jupiter.ss.ncu.edu.tw |