基本介紹
- 中文名：閃光譜
- 外文名：flash spectrum
簡介,觀看法,分析,
簡介
觀看法
可以用有縫的或無縫的攝譜儀拍攝閃光譜。但有縫攝譜儀的狹縫對太陽的位置很難定準，所以一般用無縫攝譜儀來拍攝。食既和生光時由月球邊緣遮蔽太陽邊緣所構成的細眉形色球，本身就起了狹縫的作用，一條條光譜線實際上就是色球部分的單色像。閃光譜持續時間很短，約幾秒鐘，拍到的是日面上各個高度在視線方向的累積強度，要把2張相繼拍得的底片譜線強度相減，才可得出相應的色球層次的發射光譜。因此，觀測時要求快速拍片以取得高空間解析度的資料。
分析
分析閃光譜，首先應把不同的譜線在不同高度處的強度標出來，並算出其梯度值。不同的譜線強度隨高度變化的情況各不相同，低激發譜線在1500公里處強度就已經降得很低，而高激發譜線可延伸到6000公里或更高處。這可能是因為溫度從色球底層極小處開始回升，直至1百萬度。
閃光譜底片上不僅有許多發射線，還有弱的連續輻射，它們是由負氫離子發射和湯姆孫散射造成的；在巴爾末線系限的短波側，還重疊有自由電子跳到氫第二能態而產生的巴爾末連續輻射。各個波區不同高度的連續輻射資料中蘊藏著很多信息，利用它們同電子密度、氫密度依賴關係的差別，可求出電子溫度、電子密度隨高度分布的情況，從而建立色球模型。
閃光譜中氫線占很突出的地位。如今拍到的最高項巴爾末線已達H，因為低項巴爾末線自吸收比較大，所以分析起來比較困難。研究氦線的困難要小一些，因為可見光區的氦線自吸收都比較小。從這些譜線的研究中發現，色球並不處於熱動平衡狀態，而色球的靜力學平衡也被破壞。
把氦線與巴爾末連續帶加以分析比較，就可得出太陽大氣中氫與氦的含量比：在3000公里以上高度大約為10:1，且不隨高度變化。經過分析，針狀物中的氫-氦含量比也是如此，不過在1000-3000公里高度空間，針狀物中氫的含量較大。這一現象尚無確定的解釋。
