1) spot size
黑子大小
2) spot size
黑子大小;点尺寸
3) pore
[英][pɔ:(r)] [美][pɔr]
小黑子
4) Dabanheizi
大板黑子
5) small black soybeans
小粒黑大豆
1.
Research on in vitro antioxidative activity of extraction of small black soybeans and Adzuki beans;
小粒黑大豆和红小豆提取物的体外抗氧化活性研究
6) size of microspore
小孢子大小
1.
A mutant plant Yuan 3 was screened in the Impatiens balsamin,a plants grown from the seeds treated by space flight, and the chromosome numbers and size of microspores in the descendant plants from SP_1 To SP_3 generation were tracked.
凤仙花种子经神舟4号飞船搭载后发现的院3突变株,从SP1代到SP3代小孢子的染色体数目和小孢子的大小进行了追踪研究,发现该突变株SP1代小孢子中的染色体数目变化大,从仅含1条染色体,到最多含28条染色体,小孢子之间的大小差异也大;SP2代小孢子中的染色体数目变化范围缩小,仅在4-9条之间;小孢子大小之间的差距也变小。
补充资料：黑子
太阳光球上经常出没的暗黑斑点，是太阳活动的基本标志。
黑子的观测和形态 关于太阳黑子，中国有世界上最早的观测记录。《淮南子·精神训》有"日中有蹲鸟"的记载。《汉书·五行志》对于公元前28年出现的大黑子记载更详：汉成帝河平元年"三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央"（据考证，"乙未"应为"己未"）。这条记录不仅说明了黑子出现的日期，而且描述了黑子的形状、大小和位置。古代人观察黑子全靠肉眼。1610年开始用望远镜观测黑子。目前常规观测黑子的目视方法：有的在望远镜上装上专门观测太阳用的目镜（赫歇耳目镜）；有的利用投影屏把太阳像投影在白纸上。采用太阳照相仪可经常拍摄太阳的像，以便精密测定黑子的面积和它们在日面上的移动状况。此外，还可用光电方法和自动记录仪直接测量黑子相对于邻近光球的亮度和黑子内亮度的分布，用分光仪观测黑子的光谱，用磁场测量装置研究黑子的磁场等等。
在太阳表面,黑子好象一个不规则的洞（图1）。虽然看起来是暗黑的，但这只是明亮的光球反衬的结果。一个大黑子能发出象满月那么多的光。充分发展的黑子是由较暗的核（本影）和围绕它的较亮的部分（半影）构成的,形状象一个浅碟，中间凹陷约500公里。当黑子在日面的东边缘刚刚出现，或在西边缘将要消失时，离日面边缘较远一边的半影宽度比靠近边缘一边的半影宽度缩减得更快些，这就是所谓威尔逊效应。
黑子经常成对或成群出现，复杂的黑子群由几十个大小不等的黑子组成。小黑子的线度约1,000公里,而大黑子的线度可达20万公里。大黑子有复杂的结构，其本影可以有几个，而半影呈旋涡状。有些黑子在分裂之前，出现穿越本影的亮桥。黑子群几乎全部呈椭圆形，其长轴和日面的东西线成一小夹角，随黑子所在的日面纬度的增加略有增大。
在日面上黑子出现的情况不断变化，通常用沃尔夫数（黑子相对数）来表示黑子数随时间的变化。通过对长期观测资料的分析，发现黑子数年平均值的变化周期约为11年，同时黑子在日面纬度的分布也以11年周期作规律性的变化（见太阳黑子周期）。
黑子从开始出现到消失，经历一系列发展阶段。黑子初出现时是一个小黑点，有时逐步发展成为四周密布小黑子的极性相反的两个大黑子，形成黑子群。根据黑子群的发展过程，可以分为几个类型。现在广泛采用的是苏黎世天文台提出的分类法。
黑子的物理状态 黑子的光谱与光球类似，但由于黑子的温度较低并有很强的磁场，所以在它的光谱中还有分子光谱带和塞曼谱线分裂（见塞曼效应），在它的夫琅和费线中，有一些谱线比光球弱，另一些则比光球强。例如氢巴耳末线减弱,而中性钙CaIλ4227线和电离钙CaⅡ的H、K线却增强了。低电离电位的中性原子谱线在光球中不大出现，而在黑子中却可以看到，如锂、铷和铟的一些谱线。1909年发现半影夫琅和费线有一定的位移，使谱线轮廓出现不对称。经过测算，这种位移相当于每秒1～3公里的径向速度。因此认为在黑子（主要在半影）里有物质沿着径向运动,在下层有物质流出,而在上层则流入，即所谓埃费希德效应。在黑子中热能的转移与光球一样，主要是依靠辐射来实现的。通过测量黑子的总辐射强度I(θ,0)0与宁静光球的相应值I(θ,0)P，根据斯忒藩定律可算出黑子的有效温度(TE)s：
，式中θ为总辐射强度与法线所成的角度，0表示光球边界的光学厚度，（TE）P为光球的有效温度。当取（TE）P为6,050K时，本影的有效温度约为4,240K，而半影则为5,680K。此外，还可利用生长曲线方法来确定黑子的激发温度，当取光球的激发温度为5,040K时，黑子的激发温度只有3,900K。
黑子和光球都处于局部热动平衡状态，利用萨哈公式或生长曲线方法可求出黑子的电子压力约为光球内的1/40～1/25，即约为0.64达因/厘米2，黑子内总压力约8×104达因/厘米2。
黑子的模型，即温度和压力等物理参数随深度的变化，可采用与求光球模型的类似方法得出。表列出的是综合不同学者所得结果的平滑本影模型，其中τ5000表示对应于波长 5000埃的光学厚度，Pe为电子压力,Pg为总压力（二者单位均为达因/厘米2），T为温度(K)。
黑子的磁场和精细结构 1908年，海耳等首先根据光谱线的塞曼效应对黑子的磁场进行测量。由于在磁场中谱线的裂距Δλ与磁场强度H成正比,因此通过测量Δλ，利用塞曼公式便可求出磁场强度(见太阳磁场)。测量结果表明，黑子的磁场强度与其面积有关，小黑子的磁场强度约1,000高斯，而大黑子可达3,000～4,000高斯,甚至更高。
黑子磁场不是均匀的，其强度由中心向边缘减小。对于一个单极黑子，磁场的分布大致为：
H(r)=H(0)(1+r2)2
式中H(0)为黑子中心场强,H(r)为离黑子中心r（以黑子半径为单位）处的场强。在本影中心，磁力线走向大致沿着太阳半径的方向，而在本影边缘，磁力线与径向成一倾角，到了半影边缘磁力线大致与太阳表面平行。
黑子的磁场有极性，成对出现的黑子具有相反的磁极，磁力线从一个黑子表面出来，又进入另一黑子（图2）。黑子的磁场不是稳定的,它随时间而变化，这种变化对于太阳活动区的许多不稳定过程起着重要的作用。黑子磁场的强度变化大致有三种：①普通的，每小时改变0.4～18高斯；②快速的,每小时改变18～180高斯;③特快的,每小时变化超过180高斯。在太阳耀斑出现前后，曾观测到黑子的磁通量的巨大变化。例如1959年7月16日质子耀斑发生前后,发现在活动中心整个强大的本影场强减少了 2/3。又如1966年7月7日质子耀斑发生前夕，活动区的磁能(H2/8π)从 7月4.3日的(1～2)×1032尔格增至7月6.4日的20×1032尔格，而在同一时间里纵向场梯度从0.1高斯/公里增至1.0高斯/公里；在耀斑之后，磁场恢复到7月4日的数值。
近年来对黑子进行高分辨率观测，发现黑子内存在精细结构。首先表现为黑子内磁力线随深度有很强的扭转和旋涡结构。其次是在暗黑的本影里观测到异常的活动,即存在本影点,其亮度与光球差不多,直径约200公里，寿命约25～60分钟。目前关于本影点的性质仍不很清楚，可能是磁流体力学波能流通过本影时发生的现象。在本影里还观测到另一种活动现象，即本影闪耀。用CaⅡ的H、K线单色光观测,本影闪耀是一种小而亮的移动结,寿命只有50秒，直径达到2,000公里,以平均每秒40公里的速度向半影移动。目前认为它们是由本影较低层向上传播的磁声波所产生。所有这些事实说明，用一个散开的磁力线"束"来表示黑子磁场结构的简单模型已不大符合新的观测结果。
黑子的本质 对于黑子的本质，目前还没有肯定性的结论。关于黑子的变暗有两种不同的看法。早在1941年比尔曼就首先提出：黑子的变暗是由于强磁场抑制光球深处热量通过对流向上传输的作用造成的。1974年帕克提出的另一种看法是：黑子的变冷是由于非辐射能量传输的增强，把黑子中能量大量转移到黑子之外所造成的。
关于黑子的形成问题，1961年H.W.巴布科克作出如下解释：在光球下面0.05太阳半径内有一个偶极场，这个磁场冻结在太阳物质中，因而磁力线被太阳自转所带动。由于较差自转，磁力线慢慢缠绕太阳本体，这时局部的不规则性（如气体湍流）可造成磁力线管扭转现象，这样磁力线管的磁通量密度可达几千高斯的数值。当磁压达到或超过周围气压时，磁力线管就获得磁浮力并上升到表面,以拱状浮现出来，形成可见的黑子（图3）。
参考书目
R.J.Bray and R.E.Loughhead，Sunspots，Chapmanand Hall, London,1964.
R.Howard，Solar Magnetic Fields，IAU Symposium，No. 43, D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,Holland,1971.
黑子的观测和形态 关于太阳黑子，中国有世界上最早的观测记录。《淮南子·精神训》有"日中有蹲鸟"的记载。《汉书·五行志》对于公元前28年出现的大黑子记载更详：汉成帝河平元年"三月乙未，日出黄，有黑气大如钱，居日中央"（据考证，"乙未"应为"己未"）。这条记录不仅说明了黑子出现的日期，而且描述了黑子的形状、大小和位置。古代人观察黑子全靠肉眼。1610年开始用望远镜观测黑子。目前常规观测黑子的目视方法：有的在望远镜上装上专门观测太阳用的目镜（赫歇耳目镜）；有的利用投影屏把太阳像投影在白纸上。采用太阳照相仪可经常拍摄太阳的像，以便精密测定黑子的面积和它们在日面上的移动状况。此外，还可用光电方法和自动记录仪直接测量黑子相对于邻近光球的亮度和黑子内亮度的分布，用分光仪观测黑子的光谱，用磁场测量装置研究黑子的磁场等等。
在太阳表面,黑子好象一个不规则的洞（图1）。虽然看起来是暗黑的，但这只是明亮的光球反衬的结果。一个大黑子能发出象满月那么多的光。充分发展的黑子是由较暗的核（本影）和围绕它的较亮的部分（半影）构成的,形状象一个浅碟，中间凹陷约500公里。当黑子在日面的东边缘刚刚出现，或在西边缘将要消失时，离日面边缘较远一边的半影宽度比靠近边缘一边的半影宽度缩减得更快些，这就是所谓威尔逊效应。
黑子经常成对或成群出现，复杂的黑子群由几十个大小不等的黑子组成。小黑子的线度约1,000公里,而大黑子的线度可达20万公里。大黑子有复杂的结构，其本影可以有几个，而半影呈旋涡状。有些黑子在分裂之前，出现穿越本影的亮桥。黑子群几乎全部呈椭圆形，其长轴和日面的东西线成一小夹角，随黑子所在的日面纬度的增加略有增大。
在日面上黑子出现的情况不断变化，通常用沃尔夫数（黑子相对数）来表示黑子数随时间的变化。通过对长期观测资料的分析，发现黑子数年平均值的变化周期约为11年，同时黑子在日面纬度的分布也以11年周期作规律性的变化（见太阳黑子周期）。
黑子从开始出现到消失，经历一系列发展阶段。黑子初出现时是一个小黑点，有时逐步发展成为四周密布小黑子的极性相反的两个大黑子，形成黑子群。根据黑子群的发展过程，可以分为几个类型。现在广泛采用的是苏黎世天文台提出的分类法。
黑子的物理状态 黑子的光谱与光球类似，但由于黑子的温度较低并有很强的磁场，所以在它的光谱中还有分子光谱带和塞曼谱线分裂（见塞曼效应），在它的夫琅和费线中，有一些谱线比光球弱，另一些则比光球强。例如氢巴耳末线减弱,而中性钙CaIλ4227线和电离钙CaⅡ的H、K线却增强了。低电离电位的中性原子谱线在光球中不大出现，而在黑子中却可以看到，如锂、铷和铟的一些谱线。1909年发现半影夫琅和费线有一定的位移，使谱线轮廓出现不对称。经过测算，这种位移相当于每秒1～3公里的径向速度。因此认为在黑子（主要在半影）里有物质沿着径向运动,在下层有物质流出,而在上层则流入，即所谓埃费希德效应。在黑子中热能的转移与光球一样，主要是依靠辐射来实现的。通过测量黑子的总辐射强度I(θ,0)0与宁静光球的相应值I(θ,0)P，根据斯忒藩定律可算出黑子的有效温度(TE)s：
，式中θ为总辐射强度与法线所成的角度，0表示光球边界的光学厚度，（TE）P为光球的有效温度。当取（TE）P为6,050K时，本影的有效温度约为4,240K，而半影则为5,680K。此外，还可利用生长曲线方法来确定黑子的激发温度，当取光球的激发温度为5,040K时，黑子的激发温度只有3,900K。
黑子和光球都处于局部热动平衡状态，利用萨哈公式或生长曲线方法可求出黑子的电子压力约为光球内的1/40～1/25，即约为0.64达因/厘米2，黑子内总压力约8×104达因/厘米2。
黑子的模型，即温度和压力等物理参数随深度的变化，可采用与求光球模型的类似方法得出。表列出的是综合不同学者所得结果的平滑本影模型，其中τ5000表示对应于波长 5000埃的光学厚度，Pe为电子压力,Pg为总压力（二者单位均为达因/厘米2），T为温度(K)。
黑子的磁场和精细结构 1908年，海耳等首先根据光谱线的塞曼效应对黑子的磁场进行测量。由于在磁场中谱线的裂距Δλ与磁场强度H成正比,因此通过测量Δλ，利用塞曼公式便可求出磁场强度(见太阳磁场)。测量结果表明，黑子的磁场强度与其面积有关，小黑子的磁场强度约1,000高斯，而大黑子可达3,000～4,000高斯,甚至更高。
黑子磁场不是均匀的，其强度由中心向边缘减小。对于一个单极黑子，磁场的分布大致为：
H(r)=H(0)(1+r2)2
式中H(0)为黑子中心场强,H(r)为离黑子中心r（以黑子半径为单位）处的场强。在本影中心，磁力线走向大致沿着太阳半径的方向，而在本影边缘，磁力线与径向成一倾角，到了半影边缘磁力线大致与太阳表面平行。
黑子的磁场有极性，成对出现的黑子具有相反的磁极，磁力线从一个黑子表面出来，又进入另一黑子（图2）。黑子的磁场不是稳定的,它随时间而变化，这种变化对于太阳活动区的许多不稳定过程起着重要的作用。黑子磁场的强度变化大致有三种：①普通的，每小时改变0.4～18高斯；②快速的,每小时改变18～180高斯;③特快的,每小时变化超过180高斯。在太阳耀斑出现前后，曾观测到黑子的磁通量的巨大变化。例如1959年7月16日质子耀斑发生前后,发现在活动中心整个强大的本影场强减少了 2/3。又如1966年7月7日质子耀斑发生前夕，活动区的磁能(H2/8π)从 7月4.3日的(1～2)×1032尔格增至7月6.4日的20×1032尔格，而在同一时间里纵向场梯度从0.1高斯/公里增至1.0高斯/公里；在耀斑之后，磁场恢复到7月4日的数值。
近年来对黑子进行高分辨率观测，发现黑子内存在精细结构。首先表现为黑子内磁力线随深度有很强的扭转和旋涡结构。其次是在暗黑的本影里观测到异常的活动,即存在本影点,其亮度与光球差不多,直径约200公里，寿命约25～60分钟。目前关于本影点的性质仍不很清楚，可能是磁流体力学波能流通过本影时发生的现象。在本影里还观测到另一种活动现象，即本影闪耀。用CaⅡ的H、K线单色光观测,本影闪耀是一种小而亮的移动结,寿命只有50秒，直径达到2,000公里,以平均每秒40公里的速度向半影移动。目前认为它们是由本影较低层向上传播的磁声波所产生。所有这些事实说明，用一个散开的磁力线"束"来表示黑子磁场结构的简单模型已不大符合新的观测结果。
黑子的本质 对于黑子的本质，目前还没有肯定性的结论。关于黑子的变暗有两种不同的看法。早在1941年比尔曼就首先提出：黑子的变暗是由于强磁场抑制光球深处热量通过对流向上传输的作用造成的。1974年帕克提出的另一种看法是：黑子的变冷是由于非辐射能量传输的增强，把黑子中能量大量转移到黑子之外所造成的。
关于黑子的形成问题，1961年H.W.巴布科克作出如下解释：在光球下面0.05太阳半径内有一个偶极场，这个磁场冻结在太阳物质中，因而磁力线被太阳自转所带动。由于较差自转，磁力线慢慢缠绕太阳本体，这时局部的不规则性（如气体湍流）可造成磁力线管扭转现象，这样磁力线管的磁通量密度可达几千高斯的数值。当磁压达到或超过周围气压时，磁力线管就获得磁浮力并上升到表面,以拱状浮现出来，形成可见的黑子（图3）。
参考书目
R.J.Bray and R.E.Loughhead，Sunspots，Chapmanand Hall, London,1964.
R.Howard，Solar Magnetic Fields，IAU Symposium，No. 43, D.Reidel Publ.Co.,Dordrecht,Holland,1971.
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