太阳闪光光谱
恒星光谱和太阳光谱[1]，基本上都是连续谱叠加吸收线或者少量的发射线。而太阳色球的光谱却是发射光谱，与前者相比，十分独特。
在拍摄完太阳和恒星光谱后，自然很希望能够得到色球闪光光谱，而日全食当然就是唯一的机会。一方面，色球光谱需要在日全食时拍摄，因而难得。另一方面，闪光光谱的特点使得我们通过物端棱镜的办法就可以拍摄到，对于爱好者来说，又具有易于实现的优点。
2008年8月1日的日全食观测，从很早就开始筹划。闪光光谱拍摄也曾经考虑过，但后来还是决定放弃了。因为一是没有这方面的经验，参考数据也很少，不知道能拍出什么样的效果，所以不能作为主要目标；二是手头的家伙里没有找到能简单、可靠、方便地将色散棱镜固定在镜头前的方法；三是原来计划用摄像机拍人物活动，单反拍日食像，995自动拍地景，这就没有合适的相机再来拍光谱了。
一个偶然的机会令我改变了初衷。因为老赵计划用光栅试拍光谱，我也找些东西，所以出发前两天又检查了一下王炎的目镜，发现它本身的尺寸和望远镜目镜相似，这样正好可以放到原来995用的望远镜无焦点摄影的接圈中，棱镜固定调整都很方便，整个仪器非常紧凑，这下问题解决了，于是收入行囊，准备到时候再见机行事。
8月1日当天，到马鬃山附近确定观测地点已经是下午4点半了。由于天空多云，随时准备转移，所以一直没有静下心来。六点钟，把相机按地平方式水平安装在三脚架上，调整棱镜使得光谱延伸方向与照片长边平行。
最不确定的是曝光量。根据上次在埃及拍摄的经验，色球的亮度大概是光球的几千分之一。7点钟，当光球只剩下很细的一条时开始试拍。首先在镜头前加上两块ND8中型滤镜，减光64倍，然后调整时间拍摄太阳光谱，比较后发现在F10，1/1000秒时蓝紫端曝光较为合适，这样最后确定使用F5.1，1/25秒，ISO100的固定曝光量来拍摄色球光谱。
995机型很老，速度较慢。自动拍摄时使用的是自制的控制器。在出发前进行了几次试验，发现最短的拍摄间隔也要3秒左右，所以设置为3秒一张。由于相机反应的滞后，实际上是4秒钟一张。色球层出现的时间很短暂，能拍到哪个瞬间，实在是听天由命。
从食既前2分多钟开始按下自动连拍的按键，之后就去照顾200毫米镜头去了。全食持续1分50秒钟，感觉很快。生光后1分半钟停止拍摄，在全食阶段共有23张。
全食结束后马上回看，一些照片上显出一段段弧形，看来蒙上了。
回来后处理照片。生光前拍摄的照片（5#）上谱线最为清晰。将它中间最亮部分横向切线的RGB像素的亮度数值画成下图，虽然与实际的谱线强度不成线性关系，但可以用它来测量谱线的位置。
最强的谱线是氢的巴耳末线系的前几条，Halpha，Hbeta，Hgamma，Hdeta，和电离钙CaII的H线和K线，以及著名的氦D3。
已知谱线在照片上的位置与1/波长的关系可以用一个三次多项式很好地拟合。用这条曲线就可以计算其他位置对应的波长。
有20多条谱线可以证认出来。
合成照片上，上下两条光谱带是从5#照片中间区域展宽而成，以便于对照。
仔细察看拍到的照片，还是很有意思。
在食既前10秒钟（1#），闪光光谱已经出现。而此时，未被遮住的光球已经是一段很细的圆弧，也形成了闪光光谱，只不过是吸收光谱。由于光球很亮，红绿端饱和，但是在最右侧的紫端可以看出H线与K线这两条明显的吸收线来。
和Halpha一样，电离钙CaII产生的H和K线的中心部分的辐射来自于色球层，在明亮的光球背景上，这些谱线“反转”成为暗线。但是当光球被遮挡住时，色球层发出的这些谱线就以发射线的形式呈现出来。
在食既前后（2#，3#），最明显的发射线是Halpha，Hbeta，和Hgamma 等3条氢线，以及左数第二条黄色的氦线。氦线是我们最感兴趣的，众所周知它是日全食期间首先在太阳上发现的元素，靠的就是这条黄色的谱线。其实在氦线左边还有钠的D1，D2线，这个相机应该分辨不出来，不过其强度较氦的D3要弱不少。还有一条447nm的氦线也可以看出来。另外比较明显的是离得很近的镁的谱线，这在太阳光谱中也是明显的吸收线。
日食时在太阳的西北角有一个大日珥，在闪光光谱中（4#）分解成三个点，分别在656nm（Halpha），587nm（He）和486（Hbeta）nm上。
生光前的照片（5#）最为完整，Hdelta 和CaII的H,K线都很明显。
而在生光后不久（6#），又能在吸收光谱中看到变成暗线的CaII的H线和K线了。
