耀斑色球压缩区的传播与谱线的不对称性

色球压缩区是耀斑大气动力学过程的一个基本特征，是产生色球谱线红不对称性的基础。本文基于压缩区从大气高层向低层传播的理论公式，在二种不同情况下，计算得到了压缩区内物质运动速度随高度和时间的变化．结果表明，色球蒸发区压力增量Δｐ为常数时压缩区之寿命比压缩区波阵面后的压力ｐ２为常数时要长得多，这就大大缓解了以往谱线不对称性的延续时间的理论值比观测值小的矛盾。形成高度不同的谱线具有不同程度的不对称性这一观测现象也同色球压缩区的传播特性相一致。     

色球耀斑Hα谱线轮廓不对称性研究

Hα谱线轮廓的不对称性是色球耀斑光谱观测中的重要特征,也是耀斑动力学过程的重要观测事实之一．以紫金山天文台太阳光谱仪的观测资料为依据,给出Hα谱线不对称性的典型轮廓．在考虑氢原子非热激发、电离的作用下,经验性地计算了不同大气模型下谱线的不对称性特征,并在此基础上,对观测谱线进行半经验的研究．结果表明, 色球区的向下运动能够产生Hα谱线的红、蓝不对称性,并可以再生具体耀斑的谱线不对称性特征．此外,不仅非热粒子的能流、谱指数大小以及速度场所处的高度对谱线轮廓有影响,耀斑大气的背景模型对谱线的轮廓也有一定的影响．     

耀斑谱线轮廓不对称性研究

耀斑谱线轮廓的不对称性是耀斑动力学过程的一个重要观测事实。本文在一定的耀斑半经验大气模型基础上,计算了不同速度模式和色球凝聚下的Ha和CaⅡK谱线轮廓,从半经验角度探讨了大气各个层次的速度对Hα和CaⅡK谱线轮廓的影响。结果表明:耀斑早期短时间的Hα蓝不对称性可由位于过渡区的色球凝聚引起;随后的红不对称性是上部色球物质向下运动的结果;而后来出现的CaⅡK不对称性特征则可由色球中、下部具有10—20km/s的向下速度来解释。     

色球耀斑Hα谱线轮廓不对称性研究进展

综述了近年来太阳色球耀斑爆发时Hα谱线不对称性的研究进展,着重讨论了光谱特征和与其对应的不对称性产生机制,以及利用大气半经验模型再生观测谱线轮廓不对称性等方面,并提出尚待解决的主要问题和进一步的研究方向。     

1991年10月24日白光耀斑的高时间分辨率多波段光谱分析

本文分析了南京大学太阳塔1991年10月24日用多波段光谱仪观测到的高时间分辨率（5s）的一个2N／X2．1级白光耀斑光谱．对耀斑谱线轮廓、连续发射强度、X射线和射电爆发资料进行了综合对比，分析表明，该耀斑属Ⅰ类白光耀斑，具有如下特征：（1）在白光耀斑的脉冲相期间，各波段光谱线心强度、连续辐射、谱线半宽以及线翼红不对称性与硬X射线高能波段的爆发同时达到极大；（2）H_a谱线在连续发射极大时半宽达10A，且呈现强烈的线心反转，H_β和H_γ线心亦有反转；（3）所拍摄的5条谱线都有明显的红不对称性，持续时间约为1分钟，根据上述结果，本文用电子束轰击、色球蒸发和色球压缩区对该耀斑能量积聚和释放的动力学机制作了定性的分析和解释。     

太阳大气中氢原子的赖曼谱线

氢是太阳大气中最主要的元素。氢原子的赖曼(Lyman)谱线,尤其是赖曼阿尔法(Ly-α)谱线的辐射,是太阳色球和低过渡区能量损失的主要形式。在太阳的赖曼α像中,网络组织的辐射比较强,而辐射最强的地方是活动区。由于存在辐射转移效应,在宁静区,低阶赖曼谱线的谱形中央一般会形成一个凹陷,而在中央两侧则形成两个峰,两峰往往呈现出一定的不对称性。数值模拟和观测研究表明,赖曼谱线双峰的不对称性与高层大气中各种系统性流动有关。在太阳活动区,赖曼谱形在谱斑区与在宁静区类似;而在黑子区,赖曼谱形几乎没有中央凹陷。赖曼谱形也可用于诊断日珥、耀斑和日冕物质抛射等结构和现象的等离子体特性。该文回顾了赖曼谱线的观测历史,阐明了观测与模拟结果所揭示的物理过程,并结合笔者的认识进行了相应的评论。     

1979年9月19日3B级耀斑光谱分析:金属线的不对称性和线心位移

本文研究了1979年9月19日3B级耀斑金属谱线的不对称性和线心位移.结果表明:强金属线红不对称占主要地位,少数弱金属线也有蓝不对称存在;不对称程度极大发生于线心强度极大之前;不对称性有时可由蓝变红;不管不对称程度如何,线心的位移却很小,总体上仅表现为极微弱的蓝移.文中认为,耀斑爆发时色球压缩区的向下扩展及由此引起的温度极小区上下的物质运动这个动力学过程可基本解释这些观测现象.金属线的研究是对H_α和CaIIK线光谱研究的补充.     

1980年日全食色球闪光光谱观测和初步结果

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。     

AR5395 1989年3月9日和14日耀斑H_α和CaⅡK线轮廓不对称性的观测

本文利用南京大学太阳塔快速多波段光谱仪观测到的1989年3月9日和14日两个耀斑核块处的光谱资料,分析了Hα和CaⅡK线不对称性随时间的演化。结果得到,3月14日耀斑的Hα和CaⅡK线都有明显的红不对称性,随时间而减弱。由轮廓中分线得到色球物质极大向下运动速度约15～20公里/秒。3月9日耀斑在脉冲相和极大时     

太阳耀斑色球蒸发现象的研究进展

色球蒸发是耀斑能量释放后所导致的一种动力学现象,耀斑发生时,太阳大气被加热,形成的高压驱动等离子体物质向上运动,在观测上表现为高温谱线的多普勒蓝移,有时出现硬X射线足点源逐渐向环顶源的并合过程.数值模拟在理论上验证了色球蒸发理论.色球蒸发的加热机制主要包括热传导和非热粒子束加热.回顾了色球蒸发的研究进展,介绍了不同时期空间仪器对色球蒸发的观测结果,以及数值模拟方面的研究进展,并概括了目前存在的一些主要问题,最后给出简     

用日全食光谱探测太阳中低层大气对局部热动平衡的偏离

在太阳大气不同层次连续光谱中叠加有丰富的发射线或吸收线,对这些谱线轮廓进行反演分析可以探测太阳大气的化学成分和物理状态.太阳大气的色球及过渡区由于其密度低难以建立热动平衡,建立相应的大气模型需要采用非局部热动平衡(Non-Local Thermodynamic Equilibrium,N-LTE)理论.根据相对偏离因子计算来研究太阳中低层大气偏离局部热动平衡(Local Thermodynamic Equilibrium,LTE)分布的情况.首先对日全食观测过程中得到色球和过渡区不同高度形成的两条光谱数据进行反演,得到确定观测谱线的参数信息,如连续谱源函数、谱线源函数、多普勒宽度和由此推出的等效动力学温度;根据这些反演出的谱线参量计算出二维视场内每个空间采样点偏离LTE状态的定量结果;其次,根据用于观测的积分视场单元光纤排布阵列重构出辐射强度、等效动力学温度和相对偏离因子二维分布.结果显示:在局部小区域,温度分布和相对偏离因子的分布存在较强相关性,而与辐射强度分布无明显相关.从两条谱线导出的等效温度和相对偏离因子分布存在明显的差异.这两种二维分布揭示出太阳大气某些小尺度区域具有较强的结构性和复杂性,为进一步理解太阳中低层大气物理提供了一种新的视角.     

六个色球活动双星的H_a观测和研究

１９９０年８月至１９９１年８月期间，利用云南天文台１ｍ望远镜折轴摄谱仪附加厚片ＣＣＤ探测器进行了观测，得到二十余颗色球活动双星的大色散、高分辨率，高信噪比的光谱，本文发表其中ηＡｎｄ、３Ｃａｍ、４ＵＭｉ、ｖ２Ｓｇｒ、Ｓｇｒ、ＨＲ７３３３六个双星系统的Ｈａ附近区域光谱观测和研究结果。这六个系统在ＣＡＢＳ表中有关Ｈａ线的资料还是空白。我们给出了它们高分辨率的Ｈａ线轮廓图，计算了它们的等值宽度、半宽、Ｈａ线心的视向速度以及３条金属线视向速度．由观测结果表明，ηＡｎｄ双星的Ｈａ线在不同位相变化不大，没有观测到它的色球活动．３Ｃａｍ由于受色球活动的影响，在０．１５４位相时Ｈａ轮廓发生了突变，其等值宽度明显小于其它位相的等值宽度．４ＵＭｉ的Ｈａ线也是吸收线，但由于受色球活动的影响，致使Ｈａ线心部分受到发射的填充．Ｓｇｒ和ｖ２Ｓｇｒ的光谱Ｈａ线都属于吸收线，没有发现色球活动的影响，很可能不是色球活动星．ＨＲ７３３３是个色球活动比较剧烈的双星，Ｈａ吸收线受到了色球活动引起的发射填充，而且填充量较大．     

色球活动双星HR1099Hα发射线的高分辨率分光观测和分析

本文给出ＨＲ１０９９（Ｖ７１１Ｔａｕ）的高色散、高分辨率的分光观测结果。从观测结果分析，该双星系统的两子星均有剧烈的色球活动，强的Ｈα发射主峰主要来自活动性强的冷子星，谱线轮廓形状的大幅度变化取决于色球发射物质的运动和恒星内部的物理变化。     

类太阳色球活动星εEri磁场的观测研究

本文给出１９９３—１９９４年期间，用云南天文台１米望远镜折轴摄谱仪观测获得类太阳色球活动星。εＥｒｉ的５个波段高分辨、高信噪比光谱，运用两种不同方法：谱线轮廓塞曼致宽分析和多重线统计分析法成功地测定了εＥｒｉ的表面磁场强度和磁场的覆盖因子，并对这两种磁场测定方法作了简单的讨论．     

大角星的Hell0830A的短时标活动

１９８８－１９９２年间，我们用云南天文台１ｍ望远镜的Ｃｏｕｄｅ－ＣＣＤ摄谱仪系统，对大角星的Ｈｅｉ１０８３０Ａ谱线进行了高分辨率光谱观测。从１９９１年６月２日的观测资料中发现谱线中出现明显的发射特征。该谱线显出类似于天鹅座Ｐ型星的轮廓，有发射射 和吸收谷，发射峰的蓝移有相当于６ｋｍ／ｓ的向外速度。分析认为我们观测到的是大角星的一次以天计的短时标色球剧烈活动，它伴随着物质的向外抛射，也引起星周物质的     

大气色散对太阳多波段同步高分辨图像重建的影响

抚仙湖1 m新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope,NVST)利用多波段成像系统对太阳光球和色球同时进行高分辨成像观测,并对观测图像进行多波段同步高分辨统计重建,以大幅度降低重建所需的计算量,并改善低信噪比波段的高分辨重建效果。大气色散是影响多波段同步高分辨重建效果的主要因素。借助多层湍流大气的模拟,通过比较不同天顶角下色散引起的波像差、相对谱比,分析了大气色散对多波段同步高分辨重建的影响。分析结果表明对于1 m太阳望远镜,当天顶角在60°以内时,色散对近红外以及波长相差不大的可见光波段的多波段同步高分辨重建的影响较小,而393.3 nm波段受色散的影响明显,天顶角超过45°时分辨率明显下降。     

大角星的HeI 10830的短时标活动

１９８８─１９９２年间，我们用云南天文台１ｍ望远镜的Ｃｏｕｄｅ－ＣＣＤ摄谱仪系统，对大角星的ＨｅＩ１０８３０Ａ谱线进行了高分辨率光谱观测。从１９９１年６月２日的观测资料中发现谱线中出现明显的发射特征。该谱线显现出类似于天鹅座Ｐ型星的轮廓，有发射峰和吸收谷。发射峰的蓝移有相当于６ｋｍ／ｓ的向外速度。分析认为我们观测到的是大角星的一次以天计的短时标色球剧烈活动，它伴随着物质的向外抛射，也引起星周物质的向外运动。     

食双星32Cyg 1981年食的光谱观测和分析

本文发表了对天鹅座32食双星1981年食期间及1982年食外期间,在波段范围λλ3520—4348A及λλ5110—6600A的光谱观测结果.分析了Call K线等值宽度随位相的变化,推算了K型超巨星色球大气的密度分布规律;测定了K星的视向速度;认证及测定了光谱中的发射线和呈P Cyg轮廓的谱线,并估算了K型超巨星的质量损失率.     

太阳宁静区磁元的空间结构

利用怀柔太阳磁场望远镜,我们对太阳宁静区光球和色球磁场进行了观测。日面中心到边缘的观测表明,太阳宁静区中的小尺度磁结构在从光球到色球的扩展过程中变化不大。日面边缘的观测表明,小尺度磁结构的水平分量在光球和色球都不大。对极区和赤道边缘纵向磁场的比较发现,极区磁场与赤道边缘磁场有着不同的磁结构特性     

1991年10月24日白光耀斑的高时间分辨率多波段光谱分析

本分析了南京大学太阳塔１９９１年１０月２４日用多波段光谱仪观测到的高时间分辨率（５ｓ）的一个２Ｎ／Ｘ２．１级白光耀斑光谱，对耀斑谱线轮廓，连续发射强度，Ｘ射线和射电爆发资料进行了综合对比，分析表明，该耀斑属Ｉ类白光耀斑，具有如下特征：（１）在白光耀斑的脉冲相期间，各波段光谱线心强度，连续辐射，谱线半宽以及线翼红不对称性与硬Ｘ射线高能波段的爆分同时达到极大；（２）Ｈα谱线在连续发射极大时半宽达１０