[拼音]：puban

[外文]：plages

太阳色球中的活动现象。利用色球望远镜或太阳单色光观测镜，在用CaⅡ(电离钙)的H、K线或Hα 线等观测太阳圆面时，可看到太阳单色像上有大块增亮区域。这些增亮区域称为谱斑，又称亮谱斑。有时也观测到一些暗黑的区域，称为暗谱斑。通常把由CaⅡ的H、K线观测到的谱斑称为钙谱斑（图1），而把由Hα线观测到的谱斑称为氢谱斑（图2）。

谱斑与光斑非常相似，谱斑的位置同光斑基本一致，在太阳白光像上有光斑处，在单色像上一定可以看到谱斑。但光斑只能在日面边缘附近观测到，而谱斑则在日面上大部分区域均可观测到。谱斑与黑子有密切的联系，大部分谱斑附近有黑子群。谱斑的线度从几千公里到几十万公里，其形状、结构、亮度常在变化，寿命长的可持续几个太阳自转周，一般比黑子先出现而晚消失。黑子多时，谱斑也较多、较大和较亮。在黑子群出现的区域，总可看到又多、又大、又亮的谱斑。异常明亮的氢谱斑的出现，常常预示几小时、最多一天后，该处将出现黑子。

图3分别表示出Hα、电离钙 CaⅡ的K、中性镁MgⅠλ5184和中性钠NaⅠ的D1在谱斑区和非扰区的谱线轮廓。CaⅡ的H、K线是CaⅡ的两条共振线。它们是太阳强的谱线。在谱斑中，CaⅡ的H、K线中心附近出现反转，即在吸收线中存在着发射，而在发射部分又有附加吸收。习惯上把线心附近的发射峰称为K2，发射峰上由吸收造成的凹陷部分称为K3，在发射峰两旁很宽的吸收部分称为K1，并用v、r下角字分别表示紫翼和红翼。谱线中吸收系数由线翼向线心增加。根据太阳大气中谱线的形成和致宽理论可知：线心吸收系数较大，其辐射对应于太阳大气较高层次，而线翼处的辐射则对应于较低层次。因此，K1、K2、K3分别代表色球层不同高度的辐射。虽然它们的准确位置还未确定，但可以肯定，K1和K3是分别在色球下层和上层形成的。CaⅡ的H、K线形状的特点，是与谱斑中物理参数（包括温度、密度、压力，特别是电子压力等）随高度的异常分布有关。

谱斑区域的Hα 轮廓:Hα3表示线心部分，Hα2距离线心约0.25埃，而Hα1为离线心约0.5埃的部分。它们同样表示来自色球层不同高度的辐射。在大多数谱斑中，Hα、Hβ的线心强度比非扰区域大；但 Hγ以外的其他巴耳末线，谱斑区与非扰区的轮廓差别就不明显。在这些谱线的单色图中，谱斑已不可见。一些较强的金属谱线，例如镁、钠、铁和电离锶等的谱线，它们的轮廓变化也比CaⅡ的H、K线简单。它们的线心一般都有附加发射。所以，用这几条谱线的线心波长观测时，都可看到亮谱斑，但不如钙谱斑那么清晰；而在线翼处观测时，则可看到暗谱斑。上述谱斑中不同谱线的轮廓变化特性是不同的，可以认为是由谱斑中特殊的物理条件和形成不同谱线的高度不同所造成的。

日面的CaⅡ的K单色像与氢Hα 单色像明显不同。CaⅡ的K单色像上谱斑比较清楚，和周围非扰背景比较，反衬较大。用K3观测时，反衬较大，谱斑特别清楚。在Hα线心处观测时，氢谱斑以亮谱斑形式出现，但比钙谱斑模糊，反衬不如CaⅡ的K线大。在氢谱斑中可看到旋涡结构，在黑子周围尤为明显。在Hα1中观测时，氢谱斑为暗谱斑。在氢单色像中，特别是Hα3单色像中，还可清楚地看到暗条。有些暗条在钙单色像上也可看到，但很不清楚。

仔细观测可以看出，钙谱斑由密集的亮结所组成，亮结组成网络结构。亮结分两类：K2中观测到较粗糙的结构，它们的直径为8000公里，间距为10000～20000公里;在K3中观测到的精细结构，它们的直径为700～1，600公里，间距为1000～6000公里。亮结的存在表示谱斑中温度不均匀，亮结与热区相对应。密集的亮结意味着谱斑中热区占优势。氢谱斑也有类似的精细结构。

谱斑中磁场强度可达 200高斯。谱斑与中等场强的磁场共生，钙谱斑与20～200高斯的纵向磁场相关，钙谱斑的外形与20～40高斯的等强度轮廓对应。钙谱斑与氢谱斑的亮度与场强大致成正比。氢单色像中的暗纤维或钙单色像中的亮纤维，取向都与磁力线方向相同。谱斑的精细结构“亮结”可能是磁流环与形成电离钙谱线（或Hα谱线）的色球层的交点。

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