閃光譜（flashspectrum)
正文
日全食的食既和生光的瞬間，在太陽邊緣閃現的色球發射線光譜。日食時光球的光被月球掩蓋，散射光很小，色球底的起點定得比非日食時準，所以這種資料非常珍貴。觀看法可以用有縫的或無縫的攝譜儀拍攝閃光譜，但有縫攝譜儀的狹縫對太陽的位置不易定準，所以多用無縫攝譜儀來拍攝。食既和生光時由月球邊緣遮蔽太陽邊緣所構成的細眉形色球本身,就起了狹縫的作用,一條條光譜線實際上就是色球那部分的單色像(見太陽單色像)。閃光譜持續時間很短，約幾秒鐘，拍到的是日面上各個高度在視線方向的累積強度，要把兩張相繼拍得的底片譜線強度相減，才可得出相應的色球層次的發射光譜。因此，觀測時要求快速拍片以取得高空間解析度的資料。 分析分析閃光譜，首先應把不同的譜線在不同高度處的強度標出來，並算出其梯度值。不同的譜線強度隨高度變化的情況各不相同。低激發譜線在 1,500公里處強度就已經降得很低，而高激發譜線可延伸到 6,000公里或更高處。這可能是因為溫度從色球底層極小處開始回升，直至106 K。閃光譜底片上不僅有許多發射線,而且還有弱的連續輻射。它們是由負氫離子發射和湯姆孫散射（見恆星大氣的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波側，還重迭有自由電子跳到氫第二能態而產生的巴耳末連續輻射。各個波區不同高度的連續輻射資料中蘊藏著很多信息，利用它們同電子密度、氫密度依賴關係的差別，可求出電子溫度、電子密度隨高度分布的情況，從而建立色球模型。閃光譜中氫線占很突出的地位。現在拍到的最高項巴耳末線已達H37，因為低項巴耳末線自吸收比較大，所以分析起來比較困難。研究氦線的困難要小一些，因為可見光區的氦線自吸收都較小。從這些譜線的研究中發現，色球並不處於熱動平衡狀態，而色球的靜力學平衡也被破壞。把氦線與巴耳末連續帶加以分析比較，就可得出太陽大氣中氫與氦的含量比:在3,000公里以上高度大約為10:1，它並不隨高度變化。經過分析，針狀物（日芒）中的氫-氦含量比也是如此,不過在1,000～3,000公里高度空間，針狀物中氫的含量較大。這一現象尚無確定的解釋。閃光譜中數量最多的是金屬線，它們的梯度值相差非常大，除了電離鈣的共振線之外，金屬線的強度下降得很快。即使如此，其標高（見太陽大氣標高）也有250～300公里，比靜力學平衡預計的100公里要大得多，原因尚不清楚,可能是湍流的作用。
太陽
▪黑子本影 ▪小黑點 ▪太陽黑子群 ▪太陽黑子 ▪光球
▪太陽大氣 ▪160分鐘振盪 ▪5分鐘振盪 ▪g模 ▪p模
▪日震學 ▪太陽振盪 ▪太陽中微子單位 ▪太陽中微子虧缺 ▪太陽內部
▪太陽扁率 ▪太陽輻照度 ▪太陽常數 ▪活動太陽 ▪寧靜太陽
▪X射線太陽 ▪射電太陽 ▪光學太陽 ▪原太陽▪太陽物理學
▪太陽 ▪黑子半影 ▪單極黑子 ▪雙極黑子 ▪前導黑子
▪後隨黑子 ▪威爾遜凹陷 ▪埃弗謝德效應 ▪光斑 ▪米粒
▪米粒組織 ▪巨米粒 ▪巨米粒組織 ▪中米粒組織 ▪中米粒
其他科技名詞
▪超米粒 ▪超米粒組織 ▪色球 ▪色球蒸發 ▪色球壓縮區
▪色球網路 ▪增強網路 ▪譜斑 ▪耀斑 ▪白光耀斑
▪雙帶耀斑 ▪相似耀斑 ▪相應耀斑 ▪緻密耀斑 ▪微耀斑
▪納耀斑 ▪[太陽]質子耀斑 ▪[太陽]質子事件 ▪耀斑核 ▪埃勒曼炸彈
▪[耀斑]閃相 ▪[耀斑]爆發相 ▪脈衝相 ▪耀斑後環 ▪日珥
▪寧靜日珥 ▪活動日珥 ▪爆發日珥 ▪暗條 ▪拱狀暗條系統
▪針狀物 ▪日浪 ▪日噴 ▪日芒 ▪細鏈
▪玫瑰花結 ▪小纖維 ▪閃光譜 ▪貝利珠 ▪色球日冕過渡區
▪日冕 ▪E冕 ▪F冕 ▪K冕 ▪日冕凝區
▪內冕 ▪外冕 ▪超冕 ▪冕洞 ▪冕盔
▪冕環 ▪冕扇 ▪冕流 ▪冕雨 ▪極羽
▪日冕射線 ▪日冕物質拋射 ▪太陽風 ▪扇形結構 ▪太陽風圈
▪太陽風頂 ▪輻射帶 ▪日面 ▪日面圖 ▪日面綜合圖
▪日面坐標 ▪日面坐標網 ▪卡林頓子午圈 ▪卡林頓坐標 ▪日心角
▪日心距離 ▪視面積 ▪改正面積 ▪太陽單色像 ▪太陽單色光照相術
▪磁圖 ▪縱[向磁]場 ▪橫[向磁]場 ▪[磁]中性線 ▪非勢[場]性
▪磁螺度 ▪磁[場]剪下 ▪磁[場]扭絞 ▪電流片 ▪磁環
▪運動磁結構 ▪磁胞 ▪[磁拓撲]界面 ▪[磁拓撲]界線 ▪磁重聯
▪磁對消 ▪磁元 ▪網路[磁]場 ▪網路內[磁]場 ▪磁蓬
▪射電爆發 ▪噪暴 ▪尖峰爆發 ▪損失錐 ▪太陽活動
▪黑子相對數 ▪蘇黎世數 ▪蝴蝶圖 ▪太陽活動區 ▪瞬現[活動]區
▪活動經度 ▪活動穴 ▪太陽活動周 ▪巨極大 ▪巨極小
▪蒙德極小期 ▪斯波勒極小 ▪太陽磁周 ▪斯波勒定律 ▪日地關係
▪電離層突擾 ▪天電突增 ▪宇宙噪聲突然吸收 ▪相位突異 ▪場強突異
▪短波突衰 ▪磁鉤 ▪太陽巡視 ▪太陽服務
以上科技名詞按拼音字母排序,排名不分先後
配圖
閃光譜