【摘 要】
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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
【机 构】
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中国科学院国家天文台,北京,100012;中国科学院紫金山天文台,南京,210008;
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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.
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