【汉语拼音】shanguangpu
【中文词条】闪光谱
【外文词条】flash spectrum
【作者】尤建圻
日全蚀的蚀既和生光的瞬间﹐在太阳边缘闪现的色球发射线光谱。日蚀时光球的光被月球掩盖﹐散射光很小﹐色球底的起点定得比非日蚀时准﹐所以这种资料非常珍贵。
可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱﹐但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准﹐所以多用无缝摄谱仪来拍摄。蚀既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身﹐就起了狭缝的作用﹐一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短﹐约几秒钟﹐拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度﹐要把两张相继拍得的底片谱线强度相减﹐才可得出 嘤Φ纳虿愦蔚姆⑸涔馄住Ｒ虼拴o观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。
分析闪光谱﹐首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来﹐并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在 1﹐500公里处强度就已经降得很低﹐而高激发谱线可延伸到 6﹐000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升﹐直至10
K﹐闪光谱底片上不仅有许多发射线﹐而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射(见恒星大气的吸收和散 ?/A>)造成的。在巴耳末系限的短波侧﹐还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏著很多信息﹐利用它们同电子密度﹑氢密度依赖关系的差别﹐可求出电子温度﹑电子密度随高度分布的情况﹐从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37﹐因为低项巴耳末线自吸收比较大﹐所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些﹐因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现﹐色球并不处于热动平衡状态﹐而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳 ┝右苑治霰冉烯o就可得出太阳大气中氢与氦的含量比﹕在3﹐000公里以上高度大约为10﹕1﹐它并不随高度变化。经过分析﹐针状物(日芒)中的氢-氦含量比也是如此﹐不过在1﹐000～3﹐000公里高度空间﹐针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线﹐它们的梯度值相差非常大﹐除了电离钙的共振线之外﹐金属线的强度下降得很快。即使如此﹐其标高(见太阳大气标高)也有250～300公里﹐比静力学平衡预计的100公里要 蟮枚喋o原因尚不清楚﹐可能是湍流的作用。