業餘太陽觀測
葉宏毅
前言
大太陽底下無新鮮事？熱愛太陽觀測的天文迷可不這麼認為！太陽是離我們最近的恆星，也是太陽系所有行星繞行的中心。自古以來，在世界各地的文明中，太陽總是扮演著至高無上的角色。它的熱推動了地球的大氣循環，它的光催生了生命的節律。而當我說「我們與太陽的關係既熟悉又陌生的大氣球」時，大概你也會點點頭，對吧？
不同於夜晚賞星的浪漫與靜謐，太陽觀測總是充滿極限挑戰：首先你得學會如何在汗水不滴進器材的情況下操作望遠鏡，還得對抗因強光收縮到極小的瞳孔、努力看清昏暗螢幕的痛苦。更別提要在濾光與遮光保護下，努力看清望遠鏡目鏡裡那不算明亮的太陽表面。但好奇心就是這樣――只要你一旦被太陽表面那些瞬息萬變的現象吸引，從日珥、黑子到細絲與閃焰，你就會掉進這個令人著迷的世界。就算你不是太陽控，或許也會在看到別人的觀測影像時發出那聲「哇～咦？這是我們的太陽嗎？」。
四百多年前，牛頓用兩個三稜鏡把陽光拆解成七種色彩，然後再合回原來的白光。從那一刻起，人類第一次明白――看似純白的太陽光，其實是由無數不同顏色的光組成的。這個簡單卻深遠的實驗，開啟了光譜學與太陽物理的大門。
到了 1802 年，威廉·海德·沃拉斯頓 (William Hyde Wollaston)發現太陽光譜中出現了幾條神秘的暗線。十二年後，約瑟夫·弗勞恩霍夫 (Joseph Fraunhofer) 改良了光學儀器，記錄下超過 500 條暗線，並以 A、B、C 等字母命名其中最明顯的幾條。這些「弗勞恩霍夫線」成為後來光譜研究的里程碑。
甲午戰爭的那年，基爾霍夫 (Kirchhoff) 與本生 (Bunsen) 首次指出：這些暗線是太陽大氣中的某些元素，吸走了特定波長的光。從此之後，太陽觀測從「看到光」變成了「解讀光」。科學家們開始嘗試根據光譜中出現的暗線，或是在日食時觀察特定的發射線，來分析太陽中含有哪些物質。
然而再怎麼努力尋找太陽上的元素，其實我們所看到的，只是整個太陽球體表面上那薄薄的一層氣體外皮，厚度大約 2,500 公里，而太陽的半徑接近 70 萬公里。對於業餘觀測者而言，這代表我們所能研究的，不過是太陽整體中區區不到 0.4% 的深度。
就算只是這層氣體薄膜，如膠一般流動翻騰著，蘊藏著令人著迷的變化與結構――這正是我們觀測的焦點：光球層 (Photosphere) 與色球層 (Chromosphere) [圖一]。
光球層 (Photosphere)
當太陽在最高點時，它的視直徑約為 0.5 度的一個圓盤。而在清晨或黃昏接近地平線時，受大氣折射與錯覺影響，看起來會略大一些，甚至偏橢圓。不過無論在上午、中午或下午，我們所看到的太陽總有一個清晰的圓形輪廓，那就是來自光球層的界面―― 這層氣體正是太陽發出可見光的來源，也構成我們所見「太陽盤面」的第一印象。
光子在光球層以下的世界裡移動，簡直可以用「插翅也難飛」來形容。太陽強大的引力將氫元素壓縮得密不透光，這裡的粒子密度高得驚人，光子的移動像是困在一場人山人海的遊行隊伍裡。但總有一些光子，幸運地擠出了這片混沌的泥沼，從光球層的上緣成功逃逸，奔向太空。
我們所見的陽光，就來自這些光子突破重重阻礙後，在「逃逸界面」釋放出的自由。這一束光，離開太陽表面後，以每秒 30 萬公里的速度穿越 1.5 億公里的空間，歷經將近八分半鐘，終於抵達地球，悄悄地進入了你的瞳孔。
一、光球層上的觀測對象
1. 太陽黑子
光球層的平均溫度約為攝氏 5500 度，但它並不是一顆均勻發光的熱球。在某些區域，溫度可能降至 4500 度左右，這使得那裡釋出的光能明顯減弱，視覺上就顯得較暗，形成我們所見的太陽黑子（sunspots）。
導致這些區域變冷的關鍵，是太陽內部以等離子體（plasma）形式存在的物質。當氫原子的外層電子在高溫下被剝離，原子核與自由電子所構成的等離子體便具備導電性，會隨著對流運動產生強大的電流與複雜的磁場結構。
當某些區域的磁場異常強烈時，這些磁場會干擾正常的能量對流，阻礙熱能從太陽內部傳遞至表面。結果，這些地區的表面溫度下降、亮度減弱，進而形成相對暗淡的黑子區域。
2. 米粒組織
光球層表面上那一顆顆如米粒般的細小斑塊――稱為「米粒組織 」 (Granulation)，是太陽內部熱對流的可見證據。這些米粒狀結構就像滾燙濃湯在表面形成的熱泡，每一粒都是高溫氣體從太陽內部湧升、再冷卻下沉的結果。
在每個米粒的中央，是較明亮的熱氣上升區，而邊緣較暗的部分則是較冷的氣體下沉區。整個光球面不斷上演著這種小尺度的對流循環，彷彿在太陽表面鋪展著沸騰的「太陽湯面」。
二、光球層的目視觀測
交通部中央氣象署的太陽觀測室或臺北市立天文館第二觀測室，是民眾可以容易接觸到太陽觀測的專業或推廣單位，這裡的太陽觀測儀器以放大投影的方式來觀測太陽黑子，將太陽黑子的數量與所在的位置紀錄於投影紙上。這是太陽投影專用的望遠鏡，有不同的光學設計能耐得住焦點上的高溫，也會擋住投影的光路不讓民眾好奇而湊眼去看。
而在業餘光球層觀測中，將太陽光能減弱下來是最常使用的觀測方式。
• 鏡前減光
在望遠鏡的物鏡前使用「太陽觀測專用」的減光膜 (例如減光至十萬分之一倍 ND5)，除了弱化可見光外，還要能有效阻隔紅外線與紫外線，才能安全地用望遠鏡直視太陽。減光到適合觀測的太陽盤面上，可輕鬆觀察到太陽表面的黑子，甚至在穩定的氣流、視寧度佳的條件下，還能隱約看到細緻的米粒組織。經過這樣處理後，太陽會變得像一個清晰、柔和的圓盤，太陽黑子如墨點般浮現在表面，而米粒組織則呈現微微顫動的顆粒紋理。鏡前減光膜也是日食觀測時常用的方式。
• 鏡後減光
赫歇爾稜鏡 (Herschel Wedge) 的原理是將望遠鏡物鏡聚焦後的高熱與高亮度的光能，經由此特殊的稜鏡將 95% 以上的能量折射出稜鏡外，只留下少量的可見光反射通過目鏡方向，再透過內部減光及保護的濾鏡系統進行細部減光調控。其能提供極高的對比與解像力的影像，特別適合光球層的觀測使用，能讓黑子輪廓更加銳利，米粒組織更為清晰。不過，Herschel 稜鏡僅能用於折射式望遠鏡，且需注意要有內置 ND 減光或紅紫外線截止等濾鏡等保護措施，才能確保眼睛安全。
三、光球層的攝影觀測
依目視中的減光方式，以感光元件取代目鏡的位置，便可進行光球層的攝影觀測。在日面、月面或行星的高解析攝影中，我們常使用一種稱為「擷取最佳瞬間影像法」 (Lucky Imaging) 的技術。這種方法透過極短的曝光時間 (通常為 1 至 50 微秒)，並以每秒 20 至 1000 張 (fps, frames per second) 的高幀率連續錄影，捕捉大氣穩定瞬間所產生的清晰影像。這樣高禎率的相機在天文器材上稱之為「行星相機」，而如果要得到較好的解析力時，建議使用單色相機效果更好。
在後製處理時，專用軟體會針對每一禎影像的品質進行分析，選出其中對比最高、最銳利的那一部分，再將這些影像疊加起來。這個過程不但能大幅提升影像的訊噪比，還能透過統計分析，強化那些在多張影像中反覆出現的細節結構。最終的成果是一張細節清晰、雜訊低、視覺品質極佳的高解析天文照片 [圖二]。
為了提高錄影的幀率與達到極短的曝光時間，觀測者可以選用減光量較低的太陽膜 (例如 ND3.8)，以讓相機接收到更多光線。但請特別注意，這類僅供攝影使用的減光膜 絕對不可用於目視觀測，因為它無法有效阻擋紅外線與紫外線，對眼睛極具危險性。
在望遠鏡的選擇上，則可依據觀測目標的範圍來決定焦長或焦比。簡單的計算上，焦長若小於感光元件的短邊乘以 100 時，就適合記錄下整顆太陽的盤面還留一點邊框，比如你選擇了 7mm × 5mm 的感光元件時，那焦長差不多選在 500mm 就能拍到接近 90% 滿框的日面影像。
若要拍攝局部的太陽盤面，高焦比 (比如 f/20 甚至 f/30) 雖然有利將局部結構放大，但也會降低影像亮度，也容易記錄到明顯的大氣擾動造成的影像模糊，因此需在減光量與曝光時間之間取得平衡，並配合高感度、高幀率的相機與良好的大氣穩定度。
大氣的穩定度，也就是「視寧度」 (seeing) 是太陽系天體攝影中最為重要的關鍵要素，專業的太陽觀測基地選在大湖邊或湖面上，以求得穩定無強烈對流的大氣品質。當視寧度不佳時，太陽會像泡在有波紋的水面下，不斷扭曲變形。
色球層 (Chromosphere)
當光子歷經千萬年的掙扎，終於逃離太陽內部的泥沼，穿越光球層向外飛奔而出時，所遇到的，並不是一片虛無，而是太陽外圍那層稀薄的大氣層。這層氣體厚度約 2000 公里，密度遠低於地球的大氣，但它卻充滿了各式各樣的原子與離子，每一種元素對光的吸收都帶有選擇性。
當這些原子遇到特定波長的光時，就會將其吸收，讓光譜中的這些波長出現「暗線」――注意，不是全黑的線，而是比其他波段稍暗一些的吸收線。這些吸收痕跡，記錄在我們觀測到的太陽連續光譜中，正是光球層光子通過色球層、日冕等稀薄氣體時，被過濾後留下的證據。
而當天文學家針對這些暗線進行觀測與成像時，驚人的景象出現了：我們不僅能分辨出太陽上不同高度與溫度的結構，甚至能看到太陽表面那如火如焰、翻騰激盪的細節，如日珥、細絲、閃焰與不少如火舌般毛絨絨的構造――這是人眼從未直接見過的太陽，也是現代天文攝影的奇蹟之一！
一、色球層上觀測對象
以下列出業餘觀測時常關注的太陽光譜暗線波長，每一條線都對應太陽不同的高度與物理條件，讓我們得以用「不同的眼睛看見不同的太陽」[表一]：
• Hα 氫第一頻線 (6562.8 Å)
這是最受歡迎的觀測波段之一，位於紅光範圍。Hα 來自太陽色球層，是觀測日珥 (prominences)、絲狀結構 (filaments)、閃焰 (flares)與磁場動態活動區的首選波段。透過專用 Hα 濾鏡，可看到太陽如烈焰翻騰、動態十足的樣貌。
• Na 雙鈉線 (D1: 5895.9 Å，D2: 5889.9 Å)
鈉雙線位於黃光範圍，來自較接近光球層上方的中性鈉。觀測鈉線可用於研究低層色球的結構與動態，部分高階業餘玩家會透過窄波段鈉濾鏡進行影像攝取。
• Mg I b 三線 (Mg b1: 5183 Å, b2: 5172 Å, b3: 5167 Å)
鎂線來自太陽較靠近光球頂部的區域，對研究光球與低層色球的交界結構非常有價值，在太陽磁場測量與偏振光學中也扮演重要角色。
• Ca II K 鈣 K 線 (3933.7 Å)
位於紫光範圍的鈣 K 線，是觀測色球層下層至中層活動的利器，常用來分析太陽黑子的亮環 (plage)、亮絲足點與磁活躍區分佈。由於波長接近紫外，影像對比高，常見於天文台與先進業餘攝影者的成像作品中。
這些特定波長的暗譜線，讓我們能「選擇性地看見」太陽大氣中不同的層次與劇烈活動。若搭配多波段同時觀測，還能依其深度拼湊出完整的三維太陽活動圖像，宛如揭開恆星內部的秘密舞台。
利用光的波動性，可以透過選擇性干涉或光柵繞射的方式，從整個太陽連續光譜中篩選出極窄波段的特定光線。這樣的能力，在太陽觀測中具有關鍵性的意義。
所謂「極窄」，是以波長範圍極小為目標來設計濾鏡。例如在觀測 Hα 線時，理想的濾鏡會讓中心波長落在 6562.8 Å，並只允許極狹小的範圍通過――可能是 0.5 Å、0.3 Å，甚至精準到 0.1 Å。這種寬度稱為通帶 (bandwidth) 或半高全寬 (FWHM)，愈窄表示濾鏡對特定波長的選擇性愈強。色球層觀測的儀器，其技術重點如下：
• 中心波長的準確度：若中心偏移太多，會無法對準色球層的主要發射範圍，導致觀測效果打折。
• 通帶愈窄愈能抑制雜訊：只讓來自色球的特定高度結構成像，減少其他高度與背景的干擾，通帶愈窄時影像的對比度愈高，細節愈明顯。
業餘色球層觀測器材的選擇上，目前有 Etalon 濾鏡，以及 SHG (Slit-scan Heliograph) 兩種，前著 Etalon 型式的適合用於目視觀測與攝影，後者 SHG 只適合用於攝影。
• Etalon
Etalon 濾鏡的窄頻篩選作用機制是利用至少兩面部分透光的平行鍍膜，讓光在這兩反射面之間形成的共振腔來回反射，形成建設性干涉的共振現象。這兩反射面的距離與所要篩選的波長的一半的倍數有特定的關係，此距離可以溫度或氣壓來調整，使其共振出所要的中心波長。
• SHG (Slit-scan Heliograph)
簡單說就是使用光譜儀來掃描太陽，其原理容後色球層攝影觀測中再加說明。
二、色球層的目視觀測
色球層的背後是亮得不得了的光球層，除了在日全食太陽盤面完全被月亮遮掩時可看到邊緣的色球層外，平時若沒有任何波長選擇器材輔助下無法是直接看到的。
Etalon 濾鏡裝置在目鏡之前，目視觀測建議使用通帶小於 0.5 Å 波長才會對比較高的影像，通帶越窄對比越強，但價格越高。另外，使用大口徑集光力太強時，還要在物鏡前再加上能量阻隔濾鏡 (Energy Reject Filter, ERF)，以比較寬的通帶 (如 40nm) 將要觀測的波長先行過濾，並且降低了入射的能量 (不是用減光的效果)，再由 Etalon 進行更窄的篩選。
有廠家設計好一整組專用的太陽望遠鏡，當然也有較高規格的可拆式 Etalon 套件，可加裝在現有望遠鏡上。
三、色球層的攝影觀測
• Etalon 系統
經過 Etalon 濾光後直接看到色球層的樣貌，其攝影術與前述光球層的攝影方式相同，只需將目鏡取下，改裝上相機 (如天文攝影專用相機或高幀率相機)，並進行準確對焦即可進行 Hα 成像，再經由 Lucky imaging 拍攝後製就能得到高品質的色球層影像 [圖三]。
除了對焦外，調整 Etalon 的中心波長也是個技術活。由於 Hα 為色球層中的吸收線，觀測時若調整得當，整個太陽盤會顯得較暗，尤其是活動區周圍會呈現高對比的結構。在無雲影響太陽亮度的狀況下，Etalon 中心波長的調整，可透過影像擷取軟體中所提供的亮度直方圖資訊，觀察整體亮度變化。當直方圖顯示亮度最暗、對比最強時，便可視為已鎖定在中心波長 6562.8 Å 上。
Etalon 系統除了 Hα波長外，也有 Na, Ca II K 等的設計，但是是各自獨立的儀器，觀測不同波長時，就得購置一個獨立的 Etalon 濾鏡。
• SHG 系統
這是一種在業餘太陽觀測中相對新穎的攝影技術。SHG 的核心設計，是利用「狹縫掃描」與「高解析分光成像」的方式，針對太陽盤面上的局部區域進行極窄波段的高對比攝影，再用軟體組合回完整的太陽盤面。其作用過程如下：
太陽光 ―> 望遠鏡聚焦在狹縫上 ―> 光線通過狹縫散開 ―> 第一準直鏡將光線整理成平行光 ―> 進入光柵以特定角度反射進行分光篩選波長 ―> 第二準直鏡將要觀測的波長聚焦到相機上 ―> 相機選取要記錄光譜暗線 ―> 移動赤道儀進行太陽盤面掃描
觀測太陽所使用的狹縫細度是 7µm，大約是人體身上最細的汗毛的細度。讓太陽光經過狹縫的目的是限制觀測範圍，去除其他外來的雜光以提高對比，只針對目標的一小部分進行準確的分光觀測。
高解析分光成像是利用分光光柵 (grating) 的技術，反射光柵在生活中常見，如光碟片就是一種反射光柵，或某些能透出七彩顏色的雷射標籤，其能反射光線分出可見光中的七彩顏色。而用在 SHG 觀測上的光柵，在 1mm 的寬度範圍裡得畫上 2400 條的等距等寬的反光條 (2400 lpm)，每毫米中的反光條數愈高表示其把波長分開的能力愈強，產生出更寬的彩虹，並且隨著轉動光柵的反射角度，SHG 儀器篩選出可見光中的各種波段進行觀測，從近紅外光到近紫外線都可被觀測。被分開的連續波長，最後會落在相機上，相機的像素尺寸就是波長的觀測通帶寬度，2.4µm 的像素尺寸很容易就達到 0.1 Å 的帶寬高解析度。
接著操作赤道儀，控制赤經軸的運動，運動的方向與長條型的狹縫垂直，讓整個太陽盤面以穩定的移動速度通過狹縫，以取得整個太陽盤面上所有的分光細節。相機同步進行高速錄影，每一格影像就記錄了太陽盤面上某一個部分某一個波長吸收暗線的一條細長掃描條。
當掃描過程結束後，將上千條的掃描條以專用的軟體逐條拼接起來，重建出一張完整的、具有高頻譜解析的太陽影像。由於 SHG 儀器是光譜儀的架構，在相機畫面中能直接看到光譜中的各波長的吸收暗線，中心波長是近乎完全準確，且通帶寬度可由相機的像素大小決定，也因此 SHG 的影像與 Etalon 非常的不一樣，對比更高，細節也更明顯 [圖四]。
SHG 所拍下的光譜吸收暗線，經過統計回歸之後，還能比對出觀測到的暗線中央波長與正確中央波長之間的位移量，以都卜勒效應回算出太陽上各個細節構造的活動速率，以每像素 0.1Å 的光譜解析度來算，可以解析到 5km/s 的移動，這在色球層是很常態的活動速率，這方法也同時是發現宇宙正在膨脹、暗物質假說模型的建立等的觀測方式哦！ [圖五]。
結語
臺灣海島型氣候的晴夜率並不高，在夜間要能長時間連續觀測星空或拍攝再再都是一項可遇不可求的挑戰，但在白天時只要太 陽能在雲縫中露臉，短短的幾分鐘就能進行太陽的觀測，也有不少夜間觀測的天文同好們也紛紛投入太陽觀測的領域。太陽觀測時只要能注意好避免太陽光高能量幅射可能帶來的觀測危險，使用正確的儀器做好保護措施，就能盡情探索太陽每分每秒的不同神情。至於業餘的太陽觀測能帶來什麼好處呢？這可是大哉問！從只是好奇成為個人興趣，一直到優良的觀測資料可提供太空氣候的公民科學研究。無論如何，還是得開始對太陽進行探索後才能知道。
相關觀測器材與原理
減光薄膜
• Baadar https://www.baader-planetarium.com/
• Thousand Oaks Optics https://thousandoaksoptical.com/
赫歇爾稜鏡
• Altair (https://altairastro.com/index.asp), Baadar, Lunt
Etalon 觀測儀器與原理
• Lunt https://luntsolarsystems.com/
• DayStar https://www.daystarfilters.com/
• Acuter https://skywatcheraustralia.com.au/acuter/
SHG 觀測儀器與原理
• Sol’Ex https://solex.astrosurf.com/
• MLAstro https://mlastro.com/
• JSol’Ex https://melix.github.io/astro4j/1.5.0/en/jsolex.html
