利用LightMachinery光谱仪测试太阳光谱

阳光是一种高强度、易获得的光源，包括数千个“内置”的校准光谱特征。

许多研究都需要用到这种优质的光源，例如日光诱导叶绿素荧光；植被，作物和矿物的地物光谱，高光谱，以及多光谱测试；地球大气层研究等等。

LightMachinery的高分辨率光谱仪，不但可以用来测试太阳光谱，也可以利用其高分辨率测试的夫朗和费线反演太阳自转，大气水汽等等。

显示太阳光谱直接的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光通量和灵敏度来记录太阳光谱，只需将光纤端部大致对准太阳的方向即可。

然而，对于大多数光谱仪而言，必须使用透镜收集阳光，光纤的输入端位于透镜的焦点处。

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

或者利用太阳望远镜A,B，它们将能够自动跟踪太阳的轨迹。LightMachinery可以提供目镜适配器D，将太阳光耦合到光纤中。

一旦太阳光被成功地耦合到光谱仪中，一个条纹图像将被相机传感器捕获。

这些条纹中，白色条纹中的深色区域对应于太阳吸收线。正是在这些窄波长区域，太阳的光强度被吸收而降低。

这发生在太阳大气层的外层（夫琅和费线），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谱线）。

每个单独的条纹由标准具或VIPA的一个FSR隔开。

标准具FSR由其制造工艺精确确定，这意味着将原始条纹图像与现有文献中的太阳光谱进行比较，即可得到相应的太阳光谱。

将文献中的太阳光谱

（http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?lang=en）与526nm附近记录的传感器图像进行比较。传感器显示器是灰度图像，白色像素具有较高的光强。波长范围为~524~528.5nm，覆盖90条条纹。

HN-9332光谱仪在518nm附近记录的太阳极光光谱显示了太阳外层的Mg三重态吸收(除了所示的Mg线和Fe线之外，在太阳光谱的这个区域也有一些Ni吸收线）。

比较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）（http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?lang=en）。

显示的区域约1纳米宽，中心在628纳米左右。

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

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

图的右部分显示了在517nm附近镁三重态周围连续扩展的区域。

HN-9332光谱仪的仪器分辨率可以用频率单位来表示——仪器波长覆盖范围约20 GHz，对应于425 nm处约15pm、550 nm处约2pμm和700 nm处约30pm的分辨率。

因此，图中显示的数据可以理解为相当于>10000个分辨率点，所有这些分辨率点都记录在不到1秒的单次曝光中。

HN-9332仪器的宽波长覆盖范围允许在整个光谱的可见区域进行快速地“测量”光谱。

然而，许多夫琅和费谱线和大多数大气谱线都比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的感兴趣区域；例如HF-8989。

下图显示了太阳光谱中一个特别有趣的区域。这个位于689nm附近的区域主要是由地球大气中的氧气引起的大地吸收。

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，较强的吸收线在线中心显示~100%的吸收。

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（分辨率约为30pm）。

右侧的实验数据（红色）用分辨率为~1pm的HF-8989-3光谱仪记录，并将该实验数据与文献的光谱（蓝色）进行比较。

与夫琅和费谱线相比，大气氧谱线的线宽往往要窄得多，因此可以用这些线宽，来评价光谱仪的线宽分辨率。

左边是一个高分辨率的太阳光谱，它是用629nm波段的HF-8989-3光谱仪拍摄的。

用于比较光谱仪分辨能力的两条氧气谱线用箭头标识(实验数据以红色显示，并与文献中的参考光谱进行了比较（http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?lang=en)。

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

由于太阳吸收线和大气氧线在太阳光谱的某些区域非常接近，这种接近可以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，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。当太阳相对于地球自转时，太阳圆盘的一个分支朝着地球移动，而另一个分支后退。

正因为如此，来自太阳圆盘一侧的光会因多普勒效应而红移，而另一侧的光会蓝移。

我们可以观察和理解这些位移，因为太阳谱线波长相对于大气氧线的位移——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只有~8 pm，因此HF-8989-3的仪器分辨率（~1 pm），对于测试是必要的。

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

与其建立一个复杂的成像系统来显示耦合到光谱仪光纤中的太阳圆盘部分，不如简单地设置SpectraLoK软件，在望远镜从一个分支扫描到另一个分支时，每100毫秒记录一次新的光谱。

该仪器能够快速显示实时光谱，因此有可能找到具有显著多普勒频移的望远镜位置，同时在这些位置记录更长的曝光光谱，提高信噪比。

下图所示的铁谱线相隔约5pm，因为这些光谱不是在太阳圆盘的末端拍摄的。

太阳自转引起的两条夫琅和费铁线（相对于未移动的氧线）多普勒频移的测量。

在左边的图表中，红色和蓝色的线是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（从一个边缘到另一个边缘）。

每个实验光谱的曝光时间<1秒。

右侧的图取自文献（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 1m光栅光谱仪进行的类似测量。

来源：LightMachinery官方

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