徐稚[1]2003年在《贡献函数及Hα色球耀斑的三维重构》文中提出自从诸如SOHO,YOHKOH等太阳空间卫星向地球传回第一张照片后，人们对众多太阳大气活动现象的叁维立体结构已不再陌生，其中耀斑的环状结构最为引人注目。同时我们已知道耀斑无论是在大气中的延伸深度还是所涉及的辐射波段都很广，空间资料用近紫、紫外谱线仅仅反映了耀斑在不透明度比较小的高空大气中的立体形态，即便是对太阳边缘事件的观测以及即将上天的STEREO等卫星的运转也无法直接展示耀斑处于高不透明度的色球以及光球中的叁维结构。 于是我们想到了利用太阳光谱分析，太阳光谱是一个丰富的信息宝藏，包含了分布在广阔波段的连续谱以及数以万计的夫琅和费吸收线和发射线。谱线形成深度理论便是在人们利用太阳谱线研究各类和深度有关的大气物理量的过程中产生和发展起来的，与其密切相关的有两个均由辐射转移方程(组)导出的函数——贡献函数(Contribution Functions，简称CF)和响应函数(ResponseFunctions，简称RF)。我们的工作就是要探索和考察贡献函数并利用它重构出光学耀斑在色球以及光球中的叁维结构。 构造贡献函数的主要目的是为了得出谱线形成深度，就它的物理意义概括来说，描述的是大气中每一层次对观测物理量的相对贡献。如果观测量是辐射强度I，在把I看成是由从大气表面逃逸出来的光子构成的同时，贡献函数便被赋予了“概率分布”的意义，即描述了这些逃逸光子随深度的概率分布情况，当然它同时也是波长的函数。如果将某一时刻时，耀斑区域中某一空间点的总的逃逸光子数目根据各自相应的贡献函数在深度上进行重新分配，就可以重构出观测客体的叁维图像。要注意的是，它不同于普通光谱方法中利用多条谱线的观测来探索太阳色球耀斑立体结构的思路。 作者在其导师的指导下，先后利用云南天文台太阳精细结构望远镜和美国大熊湖太阳天文台25cm折射式望远镜对Hα色球耀斑的演化过程进行了从线心到线翼(λ_0±1.5(?))的偏带观测，根据贡献函数的物理意并考察其和大气状态的密切关系，对不同时段的二维的Hα色球耀斑进行了三维重构以便探索其演化过程。
孙明国[2]2005年在《色球耀斑Hα逃逸光子的三维重构和演化分析》文中研究指明通过空间卫星传回的数据资料,我们可以看到太阳活动丰富多彩的叁维结构。我们知道任何事物都发生在叁维空间中,二维的观测会掩盖一些重要的特性。然而要看清高度不透明的光球和色球中光学耀斑的叁维结构,仅仅用仪器观测是无能为力的。只能通过理论的方法重构出其真实的面目。 谱线形成理论告诉我们,不同的谱线形成于不同的大气层中。而描述大气层对谱线出射强度贡献的函数,就称为贡献函数。如果观测量是辐射强度I,在把I看成是由从大气表面逃逸出来的光子构成的同时,贡献函数便被赋予了光子随深度的“概率分布”的意义。即描述了这些逃逸光子随深度分布的概率分布情况,当然它同时是波长的函数。如果将某一时刻,耀斑区域中某一空间点总的逃逸光子数目根据各自对应的贡献函数在深度上重新分配,就可以重构出观测客体的叁维图像。值得注意的是,它不同于普通光谱方法中利用多条谱线的观测来探索色球耀斑立体结构的思路。 然而,贡献函数的准确性直接影响到叁维重构的结果。贡献函数依赖于对应点的大气模型的物理参量。因此,确定每一点的大气模型成了其中关键且重要的一步。我们把耀斑区根据辐射强度的等高线把耀斑分成许多小区,在每个小区中根据线心和偏带观测数据得到“准谱线”,然后通过谱线拟合的方法确定对应的大气模型。从而利用大气模型的参量得到更为准确的贡献函数,然而工作中仍然存在许多近似性和误差。 作者在其导师的指导下,利用美国大熊湖25cm折射望远镜观测的Hα线心到线翼(λ_0±1.25)的偏带观测数据,对不同时段的二维的Hα色球耀斑进行了三维重构。我们通过拟合得到了耀斑面上对应点的大气模型,做出了耀斑各个时段的二维温度分布。通过一系列逃逸光子的叁维分布和温度的二维分布图像,我们分析了耀斑的演化过程。
参考文献：
[1]. 贡献函数及Hα色球耀斑的三维重构[D]. 徐稚. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2003
[2]. 色球耀斑Hα逃逸光子的三维重构和演化分析[D]. 孙明国. 中国科学院研究生院（云南天文台）. 2005