通过空间卫星传回的数据资料，可以看到太阳活动丰富多彩的三维结构。我们知道任何事物都发生在三维空间中，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三维结构，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三维图像。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三维重构的结果。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。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。 作者利用美国大熊湖25cm折射望远镜观测的Hα线心到线翼(λ0±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。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三维分布和温度的二维分布图像，分析了耀斑的演化过程。