平场数据采集间隔对莱曼阿尔法太阳望远镜平场精度的影响分析

莱曼阿尔法太阳望远镜(LST)是先进天基太阳天文台(ASO-S)卫星的载荷之一,它包括白光太阳望远镜(WST),全日面太阳成像仪(SDI)和日冕仪(SCI)等仪器. 1991年Kuhn, Lin和Loranz提出的方法(简称KLL方法)是WST和SDI在轨平场定标的方法之一.为了研究WST和SDI的平场定标精度对KLL方法的相邻位置时间间隔的敏感性,使用太阳动力学观测卫星(SDO)的日震和磁成像仪(HMI)及太阳大气成像仪(AIA)的全日面成像观测数据测试和分析在使用KLL方法时相邻位置时间间隔对所得平场精度的影响.结果显示在LST使用KLL方法进行平场定标时,相邻位置时间间隔越短越好.具体分析表明,WST平场精度对相邻位置采样时间间隔不敏感,而SDI时间间隔需要在240 s范围内.分析结果对卫星姿态调整到稳定所需的时间给出了一定限制.     

边缘耀斑中HeI 10830 A的加宽计算

讨论了HeI 10830 A的Doppler和Stark加宽机制以及各种加宽参数的计算,并得到以下一些结论辐射阻尼对HeI 10830 A的加宽作用与Doppler效应相比可以忽略;在公认的耀斑电子密度(Ne=3.2×1013 cm-3)的情况下,所有阻尼项均不可能产生可以觉察的加宽;直到Ne=1015 cm-3,各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用,其值最多在10-aA的量级,因此,线心都可以看作是Doppler加宽;当Ne＞1014 cm-3时,Stark加宽,特别是电子碰撞的Stark加宽将在HeI 10830 A的加宽中起主要作用;如要Stark加宽谱线的线翼比纯Doppler加宽大1-2倍,则阻尼加宽半宽与△λD可以相比拟;如果用Stark加宽来解释1989年边缘耀斑的观测轮廓,则电子密度将达1017cm-3;与氦原子的碰撞阻尼(γ3)造成的加宽对I12和I3两分量明显不同,它们对I12的影响比对I3的影响大近一个量级.我们的观测显示I12和I3线翼的延伸基本一样,因而我们的观测轮廓不可能是γ3造成的.     

湖大井动水位观测及其分析

本文对湖大水井的动水位观测作了介绍。根据观测资料,对动水位与流量、动水位与气压的关系以及水振波的控震能力等作了初步分析。     

1997年日全食光谱观测仪器方案计算

本文介绍了为将已有的日食光谱仪主要部件用于1997年漠河日全食光谱观测而做的三种仪器设计方案,涉及定天镜位置、成象系统和光谱仪的光路安排。并与1983年日全食的情况对比,讨论其可行性及对观测和结果的影响。最后根据实际情况决定了观测采用的方案。     

一个亚耀斑的HeI 10830二维光谱观测

本文介绍了１９９３年１２月２９日一个ＳＦ／Ｃ１．９耀斑过程的ＨｅＩ１０８３０　的二维光谱观测和资料的初步分析，主要结果如下：（１）在直接拼出的ＨｅＩ１０８３０　单色象上未发现有Ｒｕｓｔ提出的强度超过连续谱的耀斑亮点，但在剩余强度图上的确发现有四个小区相对周围变亮。其强度在耀斑爆发过程中有明显变化；（２）所有ＨｅＩ１０８３０　＂亮区＂均落在Ｈ_α耀斑亮区内。反之则不一定有对应；（３）ＨｅＩ１０８３０　＂亮区＂有两个位于黑子半影，一个伸入本影，另一个可能在一个小黑点处；（４）ＨｅＩ１０８３０　在所有亮区均有红移或不对称。表示有≤１６ｋｍ／ｓｅｃ的物质向下运动，速度随耀斑衰减而减小。这个亚耀斑＂亮区＂的特征与我们以前观测到的辐射超过连续谱的发射点极为相似，因而可认为它们具有同一物理起源。其强度小很可能是因为其激发源的Ｘ射线强度弱。