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。     

HeI 10830暗点的观测

ＨｅＩ１０８３０暗点的观测黎辉，樊忠玉，尤建圻（中国科学院紫金山天文台南京２１０００８）关键词两维光谱，ＨｅＩ１０８３０暗点，速度场自七十年代中期，Ｈａｒｖｅｙ等发现从太阳的Ｈｅｌ１０８３０单色象上可以辨认出通常只能在Ｘ射线单色象上才能看到的冕洞后，...     

二维太阳光谱观测方法和技术

经典的太阳光谱观测是一维的，它有很大的局限性。从５０年代起，天文工作者采用多种方法开展二维太阳光谱观测，已经研制出一系列仪器，建立完整的资料归算程序，取得优良成果。在二维观测资料的基础上，用理论方法推出深度分布，可以得出三维的立体图像，这会成为太阳研究的主要方法之一。     

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.     

太阳二维光谱观测研究的进展和展望

论述了太阳二维光谱观测和研究的重大意义，综述了二维光谱观测技术和仪器的进展，特别介绍了应用ＣＣＤ的成像光谱仪的最近发展。文中还介绍了近年来二维光谱观测研究所取得的一些新结果，展望了未来观测技术和课题研究的发展前景。     

边缘耀斑中HeI 10830的加宽计算

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     

太阳耀斑的近红外光谱诊断

本文简要介绍了太阳耀斑近红外光谱的观测和研究,指出太阳近红外光谱的确能对耀斑的运动、电子密度和加热机制等提供诊断信息,有些方面比Ｈα还灵敏。最后还对２３ 周峰年观测选题提出了一些建议     

二维光子计数技术

本文讨论二维光子计数技术在天文上应用的各种问题,提出一些值得商榷论的个人看法。     

太阳耀斑(后)环系物理量的二维分布和演化特征

用“多云模型”方法对1989年8月17日太阳边缘耀斑的二维Hβ光谱进行分析研究，得到了该耀斑环系3个物理量(氢原子在第二能态的柱数密度N2，激发温度Tex和微湍流速度Vt)在不同时间的二维分布和演化特征，结果表明：(1)密度，温度和湍流速度的分布是不均匀和不对称的，它们的分布跟耀斑环内的位置密切相关、而与高度关系不大；(2)密度N2和湍流速度Vt随时间减小，而温度几乎不变，环项温度还随时间有所增加；(3)首次揭示了N2和Tex的极值位置从环的一个腿向环的顸部移动，而同时Vt的极值位置却由环顶部向环的另一个腿运动，似乎在环内形成类“虹吸”现象。     

一个新型分米波太阳微耀斑现象的观测分析

本介绍一组短分米波（１．４２ＧＨｚ）太阳微耀斑的射电和光学辐射特征，它们包含３个叠加在连续辐射背景上的射电快速精细结构（ＦＦＳ），即准周期快速脉冲链（称微耀斑）它们的形态相似，强度大约在１５０－２００ｓｆｕ范围内，其寿命（半功率宽）大多为１５－５０ｍｓ，有１８个分离的双峰结构，该事件产生的７６４６活动区中出现两处新浮现的几个小黑子，呈现复杂极性，可能存在多重交叉小磁流环多次重联的复杂状况，本定     

1989年7月5日耀斑活动区的磁场特征

本文详细分析了1989年7月5日有连续发射的耀斑对应的活动区磁场。得出:磁场强度和黑子面积分布都有“前导大后随小”的特征;两异极黑子挤压位置的中性线呈“V”形;产生连续发射的四个耀斑核,除一个位于宁静背景上外,其余三个均位于中性线两侧;连续发射最明显的B点耀斑核位于磁剪切和磁挤压的交点以及磁场梯度最大(0.52高斯公里~(-1))的位置上。     

四频率太阳射电高时间分辨率观测特征：微耀斑能量释放的证据

作为微耀斑能量释放的证据，本文扼要介绍了云南天文台“四频率太阳射电高时间分辨率同步观测系统”（１．４２，２．１３，２．８４和４．２６ＧＨｚ）１９８９年１２月－１９９３年４月的观测事例，包含低强度的毫秒尖峰辐射（ｍｓｓｐｉｋｅ），类尖峰辐射（ｓｐｉｋｅ－ｌｉｋｅ），快速脉动现象，两种新的快速精细结构──微波Ⅲ型爆和微波类斑点结构．统计了快速精细结构的寿命，在统计基础上分别以实例描述了各类现象的观测特征．     

一个边缘耀斑及其物质抛射的运动

分别对1989年5月8日太阳西南边缘爆发了一个SN级的圆形耀斑部分和柱状物质抛射部分的运动情况进行分析讨论。耀斑圆形直径增大过程的膨胀速度较大，最大为110km／s，时间非常快，从开始产生至膨胀到最大直径15500km仅用了4min时间；减小收缩的过程速度缓慢，为-20～-10km／s，时间过程相对长，从最大直径开始减小到完全消失用了17min时间。柱状物质抛射部分的直径从开始膨胀到最大9060kin用了7min时间，最大速度为35kin／s；收缩过程用了14min时间，收缩速度在-15～-5km／s左右。柱状物质抛射部分的升降速度，在耀斑极大以后的时间仍在上升，并仍以很高的速度向上喷射，到耀斑极大后3min才开始下降。柱状物质抛射部分到达最大高度22000km的时间与其直径膨胀到最大的时间同时，上升的速度100～130km／s，下降的速度在-20～-5km／s，抛射物质下降到16000～15000km的高度缓慢消失。     

超新星SN1993J的光谱观测

SN1993J was first discovered by a Spanish amateur astronomer F. Garcia in NGC3031 (M81) on March 28, 1993. It's the closest supernova in the northern hemisphere since 1937. Because of its many special properties, it drove attentions of astronomers when it was discovered.