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讨论了 HeI 10830A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 ×1013cm-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=1015cm-3,各种阻尼对线心半宽的增加都不起作用,其值最多 在10-3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。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10~(17)cm-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 相似文献
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尤建圻 《紫金山天文台台刊》1981,(2)
本文提出了一种用于太阳观测的光束分裂器的设计,它可以把太阳像或光谱带变成若干个大小相同强度不同的像。这种光束分裂器可以用于多种测量,特别适用于强度差很大的谱线分析工作。用这种原理制成的光束分裂器已成功地应用到1980年2月16日日全食闪光光谱观测中。文中还分析了光路中加用了光束分裂器之后对色散,象畸变等方面的影响。 相似文献
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耀斑氦线的观测和研究 总被引:1,自引:0,他引:1
介绍了耀斑各波区(从EUV到红外)氦线观测的进展,从中阐明氦线观测和研究在提供太阳耀斑物理参数,了解耀斑动力学过程,电场,能量平衡及高能粒子产生和传输方面的特殊意义,并分析了这个领域目前已经取犁研究结果和今后研究中在观测技术和理论分析两个方面尚需解决的关键问题。 相似文献
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1980年2月16日日全食时,我们在云南省瑞丽县用一架无缝光谱仪成功地进行了一次闪光光谱观测。仪器由定天镜供光,平均色散度为5.7/mm。光谱底片的高度分辨率为185 km。 观测资料初步分析如下:在4799—5845波段内,证认了1042条色球谱线,其中72条是文献[1]和[2]中未见列出的;确定了色球底的位置;用食既前的太阳边缘的无缝光谱和日食前一天的日心有缝光谱进行了绝对强度定标;测量计算了各条谱线在色球底层附近的强度。 此外,还拍摄到了5303(FeXIV),5445和5694(CaXV)三条日冕线。 相似文献
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本文详细介绍了1983年日食光谱资料的强度和高度定标方法和结果,并讨论了其精度.对同一波段,用两种不同的绝对定标方法得出的结果基本一致,说明定标是可靠的.文中还给出了二切无缝谱色球底的位置,并计算了该区的温度. 相似文献
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本文介绍了1968年9月22日日全食的内冕和日冕凝聚区偏振观测方法及资料.在对内冕和东边缘凝聚区仔细分析的基础之上,得出如下结论:内冕:1)在小于1.54R☉范围内,内冕总强度的等强度线呈椭率较小的椭圆形,赤道亮于极区.2)内冕偏振度一般在0.2—0.4之间,偏振方向基本上呈现了径向性的规律,径向偏离角△ф<5°.东边缘凝聚区:1)东边缘凝聚区沿日面边缘延伸约28°范围,最大高度约达0.28R☉.2)凝聚区范围内的偏振方向与径向方向有一个较大的规律性的偏离,偏离角△ф在15°—30°之间.而且在其亮核的两边,凝聚区本身辐射的偏振度出现了特殊的变化规律.本文最后,还利用电子速度为零的散射机制,在两种模型的假设之下,计算了凝聚区的电子密度分布,最大电子密度达7.7×10~9cm~(-3). 相似文献
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1983年日全食闪光谱中氦D3线的研究 总被引:1,自引:1,他引:0
我们对1983年日食闪光谱中的D3线进行了光度测量,加上比较可靠的定标系数,得到了氦D3线的绝对表面亮度分布,由此还求出了氦的密芳随高度的分布。其结果与以前观测结果大体一致。Gulyaev由统计发现,D3线的绝对亮度有着随太阳黑子数增加而下降这一趋势。我们的结果符合这一趋势。 相似文献