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阳光是一种高强度、随时可用的光源，包括数以千计的“内置”校准光谱特征。

许多研究都需要这种高质量的光源，例如日光诱导的叶绿素荧光； 植被、作物和矿物地面光谱、高光谱和多光谱测试； 地球大气研究等。

LightMachinery的高分辨率光谱仪不仅可以用来测试太阳光谱，还可以用它的高分辨率测试Fraun和Ferrer线来反转太阳自转、大气水汽等。

显示太阳光谱的一种直接方法是将直射阳光耦合到连接到光谱仪输入端口的光纤中。 某些型号的 LightMachinery 光谱仪提供了必要的通量和灵敏度，只需将光纤末端大致对准太阳方向即可记录太阳光谱。

然而，对于大多数光谱仪来说，必须使用透镜来收集太阳光，并且光纤的输入端位于透镜的焦点处。

阳光可以通过商用光纤准直器 C 耦合到光纤中。准直器可以安装在稳定的三脚架上并对准太阳，从而可以手动跟踪太阳在天空中的移动。

或者使用太阳望远镜A、B，它们将能够自动追踪太阳的运行轨迹。 LightMachinery 可以提供目镜适配器 D 以将阳光耦合到光纤中。

01

使用 LightMachinery 光谱仪

测试太阳光谱

一旦太阳光成功耦合到光谱仪中，相机传感器就会捕捉到条纹图像。

在这些条纹中，白色条纹中较暗的区域对应于太阳能吸收线。 正是在这些窄波长区域，太阳光强度被吸收和减弱。

这发生在太阳大气层的外层（弗劳恩霍夫线），或通过地球大气层内的吸收（由水蒸气或氧气等气体引起的大气吸收线）。

每个单独的条纹由标准具或 VIPA 的一个 FSR 分隔。

标准具FSR是由其制造工艺精确确定的，这意味着可以通过将原始条纹图像与现有文献中的太阳光谱进行比较来获得相应的太阳光谱。

太阳光谱

( ) 与在 526nm 附近记录的传感器图像进行比较。 传感器显示为灰度图像光纤光谱仪使用方法，白色像素具有高光强度。 波长范围~524~528.5nm，覆盖90个条纹。

HN-9332光谱仪在518nm附近记录的太阳极光光谱显示，太阳外层有Mg三重态吸收（除了所示的Mg和Fe谱线外，该区域还有一些Ni吸收谱线）太阳光谱）。

LightMachinery HF-8989-2e 光谱仪 ( ) 记录的太阳光谱（红色数据）和参考光谱（蓝色数据）的比较。

显示的区域大约 1 纳米宽，以 628 纳米为中心。

通过仅用 0.7 秒的单次曝光记录太阳光谱的可见区域，证明了 HN-9332 光谱仪的宽波长覆盖范围。

图表的左侧部分显示了 SpectraLoK 软件直接显示的整个 425-700 nm 波长范围。

该图的右侧部分显示了在 517 nm 附近镁三重态周围不断扩展的区域。

HN-9332光谱仪的仪器分辨率可以用频率单位表示——仪器波长覆盖范围约为20GHz，对应的分辨率在425nm时约为15pm，在550nm时约为2pμm，在700nm时约为30pm .

因此，图中显示的数据可以理解为相当于>10,000个分辨率点，所有这些都是在不到1秒的单次曝光中记录下来的。

HN-9332 仪器的宽波长覆盖范围允许在整个可见光谱区域快速“测量”光谱。

然而，许多 Fraunhofer 线和大多数大气线都比 HN-9332 仪器的分辨率窄。

需要更高分辨率的光谱仪来详细检查太阳光谱中感兴趣的区域； 例如 HF-8989。

02

高分辨率太阳光谱

下图显示了太阳光谱中一个特别有趣的区域。 689nm 附近的这个区域主要由地球大气中的氧气引起的大地测量吸收。

在这里，可以清楚地观察到氧带的 R 和 P 分支中的单个吸收线光纤光谱仪使用方法，更强的吸收线在线的中心显示 ~100% 吸收。

太阳光谱 689nm 区域的大气氧带。 左边的截图是用HN-9332仪器记录的（分辨率大约是下午30点）。

右侧（红色）的实验数据是用分辨率约为 1 pm 的 HF-8989-3 光谱仪记录的，并将该实验数据与文献中的光谱（蓝色）进行了比较。

大气氧线的线宽往往比 Fraunhofer 线窄得多，因此这些线宽可用于评估光谱仪的线宽分辨率。

左侧是使用 HF-8989-3 光谱仪在 629nm 波段拍摄的高分辨率太阳光谱。

用于比较光谱仪分辨率的两条氧谱线用箭头标识（实验数据以红色显示并与文献中的参考光谱进行比较 ( )。

右侧显示了 629.216 nm 处氧气谱线的放大视图，以及红色 He-Ne 激光器（632.816 nm 处的单频源）光谱的插图。

03

测量太阳的自转

多普勒频移

由于在太阳光谱的某些区域太阳吸收线和大气氧线非常接近，这种接近可用于通过测量太阳吸收线相对于固定氧线的多普勒频移来确定太阳的旋转速度，并且从而确定地球和太阳之间的当前距离。

进行这项实验所需的设备是高频光谱仪和太阳望远镜。 随着太阳相对于地球自转，太阳圆盘的一个分支向地球移动，而另一个分支则后退。

正因为如此，来自太阳圆盘一侧的光会因多普勒效应而发生红移，而来自另一侧的光会发生蓝移。

我们可以观察和理解这些变化，因为太阳光谱线的波长相对于大气氧线发生了变化 - 地球大气吸收产生的氧线相对于望远镜是静止的。

从太阳圆盘边缘到边缘的最大多普勒频移仅为 ~8 pm，因此测试需要 HF-8989-3（~1 pm）的仪器分辨率。

同时，LightMachinery光谱仪的快速采集速率也非常有利于此类测量。

SpectraLoK 软件不是构建一个复杂的成像系统来可视化耦合到光谱仪光纤中的太阳圆盘部分，而是简单地设置为在望远镜从一个分支扫描到另一个分支时每 100 毫秒记录一个新光谱。

该仪器快速显示实时光谱的能力使得找到具有显着多普勒频移的望远镜位置成为可能，同时在这些位置记录更长的曝光光谱，从而提高信噪比。

下面显示的铁谱线相距约 5pm，因为这些光谱不是在太阳盘的末端拍摄的。

测量由太阳自转引起的两条夫琅和费线（相对于未移动的氧气线）的多普勒频移。

在左图中，红线和蓝线是 HF-8989-3 光谱仪的实验数据，当时太阳圆盘的图像通过输入光纤移动到光谱仪（从边到边）。

每个实验光谱的曝光时间

右图摘自文献（Stephen J. Ratcliff et. al., “High-resolution spectroscopy in the undergraduate physics laboratory”, Am. J. Phys. 60 (7), July 1992, pp 645-649 .), 显示了使用 SPEX 1704 1 m 光栅光谱仪进行的类似测量。