1) Solar flash spctrum
太阳闪光谱
2) Solar spectra
太阳光谱
1.
Review on the research into selective absorption film of solar spectra
太阳光谱选择性吸收薄膜研究综述
2.
The vertical column abundance of atmospheric NO 2 was measured with ground based solar spectra and a reference extraterrestrial spectrum in the visible wavelength range of 430—450 nm.
利用地面可见光 (4 30— 45 0nm)波段的太阳光谱和大气上界的参考太阳光谱 ,反演出大气中NO2 的柱总含量 ,得到了该地区上空NO2 含量及其变化 ,其变化与当地环境监测站用常规法测量的NO2 浓度的变化基本一致。
3.
The solar spectra measured at the United States national observatory is took as the reference spectra.
利用太阳作为光源,以美国国家天文台所测量的太阳光谱为参考光谱,应用分光光度计分别在厦门东渡气象站和厦门大学对太阳进行跟踪测量,并对得到的光谱数据进行分析。
3) Solar spectrum
太阳光谱
1.
A principle is proposed after analyzing the characteristic of solar spectrum, the air transmittance, the reflection of the surveyed object, the transmittance of opiic tmaging system and the spectral response of CCD.
通过对太阳光谱特性、大气吸收特性、被测物体的反射特性、光学成像系统的透过特性及CCD图像传感器的光谱响应特性的分析,提出了激光波长的选择与CCD光谱响应特性的匹配原则,并给出了相应实验结果。
2.
A method for determination of instrument profile of the solar spectrum telescope is described in this paper.
报告了太阳光谱望远镜的仪器轮廓的测定方法,用He-Ne单膜激光器测定仪器轮廓,得到半宽为0。
4) solar spectrograph
太阳光谱仪
1.
The selection and application of detectors for solar spectrograph described in this paper are more or less different from those in other works.
结合云南天文台太阳光谱仪,首先建立了太阳光谱仪分光流量的计算机模型,并通过观测实验对该模型进行了检验。
5) spectrographs-Sun
光谱仪-太阳
6) solar spectrum
太阳光谱<能>
补充资料：闪光谱
日全食的食既和生光的瞬间，在太阳边缘闪现的色球发射线光谱。日食时光球的光被月球掩盖，散射光很小，色球底的起点定得比非日食时准，所以这种资料非常珍贵。
可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱，但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准，所以多用无缝摄谱仪来拍摄。食既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身,就起了狭缝的作用,一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短，约几秒钟，拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度，要把两张相继拍得的底片谱线强度相减，才可得出相应的色球层次的发射光谱。因此，观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。
分析闪光谱，首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来，并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在 1,500公里处强度就已经降得很低，而高激发谱线可延伸到 6,000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升，直至106K。闪光谱底片上不仅有许多发射线,而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射（见恒星大气的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波侧，还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏着很多信息，利用它们同电子密度、氢密度依赖关系的差别，可求出电子温度、电子密度随高度分布的情况，从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37，因为低项巴耳末线自吸收比较大，所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些，因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现，色球并不处于热动平衡状态，而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳末连续带加以分析比较，就可得出太阳大气中氢与氦的含量比:在3,000公里以上高度大约为10:1，它并不随高度变化。经过分析，针状物（日芒）中的氢-氦含量比也是如此,不过在1,000～3,000公里高度空间，针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线，它们的梯度值相差非常大，除了电离钙的共振线之外，金属线的强度下降得很快。即使如此，其标高（见太阳大气标高）也有250～300公里，比静力学平衡预计的100公里要大得多，原因尚不清楚,可能是湍流的作用。
可以用有缝的或无缝的摄谱仪拍摄闪光谱，但有缝摄谱仪的狭缝对太阳的位置不易定准，所以多用无缝摄谱仪来拍摄。食既和生光时由月球边缘遮蔽太阳边缘所构成的细眉形色球本身,就起了狭缝的作用,一条条光谱线实际上就是色球那部分的单色像(见太阳单色像)。闪光谱持续时间很短，约几秒钟，拍到的是日面上各个高度在视线方向的累积强度，要把两张相继拍得的底片谱线强度相减，才可得出相应的色球层次的发射光谱。因此，观测时要求快速拍片以取得高空间分辨率的资料。
分析闪光谱，首先应把不同的谱线在不同高度处的强度标出来，并算出其梯度值。不同的谱线强度随高度变化的情况各不相同。低激发谱线在 1,500公里处强度就已经降得很低，而高激发谱线可延伸到 6,000公里或更高处。这可能是因为温度从色球底层极小处开始回升，直至106K。闪光谱底片上不仅有许多发射线,而且还有弱的连续辐射。它们是由负氢离子发射和汤姆孙散射（见恒星大气的吸收和散射）造成的。在巴耳末系限的短波侧，还重迭有自由电子跳到氢第二能态而产生的巴耳末连续辐射。各个波区不同高度的连续辐射资料中蕴藏着很多信息，利用它们同电子密度、氢密度依赖关系的差别，可求出电子温度、电子密度随高度分布的情况，从而建立色球模型。闪光谱中氢线占很突出的地位。现在拍到的最高项巴耳末线已达H37，因为低项巴耳末线自吸收比较大，所以分析起来比较困难。研究氦线的困难要小一些，因为可见光区的氦线自吸收都较小。从这些谱线的研究中发现，色球并不处于热动平衡状态，而色球的静力学平衡也被破坏。把氦线与巴耳末连续带加以分析比较，就可得出太阳大气中氢与氦的含量比:在3,000公里以上高度大约为10:1，它并不随高度变化。经过分析，针状物（日芒）中的氢-氦含量比也是如此,不过在1,000～3,000公里高度空间，针状物中氢的含量较大。这一现象尚无确定的解释。闪光谱中数量最多的是金属线，它们的梯度值相差非常大，除了电离钙的共振线之外，金属线的强度下降得很快。即使如此，其标高（见太阳大气标高）也有250～300公里，比静力学平衡预计的100公里要大得多，原因尚不清楚,可能是湍流的作用。
说明：补充资料仅用于学习参考，请勿用于其它任何用途。
参考词条