簡介
太陽色球中的活動現象。利用色球望遠鏡或太陽單色光觀測鏡，在用CaⅡ（電離鈣）的H、K線或Hα線等觀測太陽圓面時，可看到太陽單色像上有大塊增亮區域。這些增亮區域稱為譜斑，又稱亮譜斑。有時也觀測到一些暗黑的區域，稱為暗譜斑。通常把由CaⅡ的H、K線觀測到的譜斑稱為鈣譜斑，而把由Hα線觀測到的譜斑稱為氫譜斑。
譜斑與光斑非常相似，譜斑的位置同光斑基本一致，在太陽白光像上有光斑處，在單色像上一定可以看到譜斑。但光斑只能在日面邊緣附近觀測到，而譜斑則在日面上大部分區域均可觀測到。譜斑與黑子有密切的聯繫，大部分譜斑附近有黑子群。譜斑的線度從幾千公里到幾十萬公里，其形狀、結構、亮度常在變化，壽命長的可持續幾個太陽自轉周，一般比黑子先出現而晚消失。黑子多時，譜斑也較多、較大和較亮。在黑子群出現的區域，總可看到又多、又大、又亮的譜斑。異常明亮的氫譜斑的出現，常常預示幾小時、最多一天后，該處將出現黑子。
譜斑的光譜分別表示出Hα、電離鈣CaⅡ的K、中性鎂MgⅠλ5184和中性鈉NaⅠ的D1在譜斑區和非擾區的譜線輪廓。CaⅡ的H、K線是CaⅡ的兩條共振線。它們是太陽最強的譜線。在譜斑中，CaⅡ的H、K線中心附近出現反轉，即在吸收線中存在著發射，而在發射部分又有附加吸收。習慣上把線心附近的發射峰稱為K2，發射峰上由吸收造成的凹陷部分稱為K3，在發射峰兩旁很寬的吸收部分稱為K1，並用v、r下角字分別表示紫翼和紅翼。譜線中吸收係數由線翼向線心增加。根據太陽大氣中譜線的形成和致寬理論可知：線心吸收係數最大，其輻射對應於太陽大氣較高層次，而線翼處的輻射則對應於較低層次。因此，K1、K2、K3分別代表色球層不同高度的輻射。雖然它們的準確位置還未確定，但可以肯定，K1和K3是分別在色球下層和上層形成的。CaⅡ的H、K線形狀的特點，是與譜斑中物理參數（包括溫度、密度、壓力，特別是電子壓力等）隨高度的異常分布有關。
譜斑區域的Hα輪廓:Hα3表示線心部分，Hα2距離線心約0.25埃，而Hα1為離線心約0.5埃的部分。它們同樣表示來自色球層不同高度的輻射。在大多數譜斑中，Hα、Hβ的線心強度比非擾區域大；但Hγ以外的其他巴耳末線，譜斑區與非擾區的輪廓差別就不明顯。在這些譜線的單色圖中，譜斑已不可見。一些較強的金屬譜線，例如鎂、鈉、鐵和電離鍶等的譜線，它們的輪廓變化也比CaⅡ的H、K線簡單。它們的線心一般都有附加發射。所以，用這幾條譜線的線心波長觀測時，都可看到亮譜斑，但不如鈣譜斑那么清晰；而線上翼處觀測時，則可看到暗譜斑。上述譜斑中不同譜線的輪廓變化特性是不同的，可以認為是由譜斑中特殊的物理條件和形成不同譜線的高度不同所造成的。
鈣譜斑和氫譜斑日面的CaⅡ的K單色像與氫Hα單色像明顯不同。CaⅡ的K單色像上譜斑比較清楚，和周圍非擾背景比較，反襯較大。用K3觀測時，反襯最大，譜斑特別清楚。在Hα線心處觀測時，氫譜斑以亮譜斑形式出現，但比鈣譜斑模糊，反襯不如CaⅡ的K線大。在氫譜斑中可看到鏇渦結構，在黑子周圍尤為明顯。在Hα1中觀測時，氫譜斑為暗譜斑。在氫單色像中，特別是Hα3單色像中，還可清楚地看到暗條。有些暗條在鈣單色像上也可看到，但很不清楚。
仔細觀測可以看出，鈣譜斑由密集的亮結所組成，亮結組成網路結構。亮結分兩類：K2中觀測到較粗糙的結構，它們的直徑為8000公里，間距為10,000～20,000公里；在K3中觀測到的精細結構，它們的直徑為700～1,600公里，間距為1,000～6,000公里。亮結的存在表示譜斑中溫度不均勻，亮結與熱區相對應。密集的亮結意味著譜斑中熱區占優勢。氫譜斑也有類似的精細結構。
譜斑磁場譜斑中磁場強度可達200高斯。譜斑與中等場強的磁場共生，鈣譜斑與20～200高斯的縱向磁場相關，鈣譜斑的外形與20～40高斯的等強度輪廓對應。鈣譜斑與氫譜斑的亮度與場強大致成正比。氫單色像中的暗纖維或鈣單色像中的亮纖維，取向都與磁力線方向相同。譜斑的精細結構“亮結”可能是磁流環與形成電離鈣譜線（或Hα譜線）的色球層的交點。
