閃光譜

　　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。

　　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，就起瞭狹縫的作用，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分辨率的資料。

太陽閃光光譜

　　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公裡處強度就已經降得很低，而高激發譜線可延伸到6，000公裡或更高處。這可能是因為溫度從色球底層極小處開始回升，直至10⁶K。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（見恒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、氫密度依賴關系的差別，可求出電子溫度、電子密度隨高度分佈的情況，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公裡以上高度大約為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公裡高度空間，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，除瞭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公裡，比靜力學平衡預計的100公裡要大得多，原因尚不清楚，可能是湍流的作用。