Что дает спектральный анализ солнца

Что дает спектральный анализ солнца

Физика

Электродинамика

Магнитное поле

Механические колебания

Электромагнитные колебания

Механические волны

Электромагнитные волны

Оптика

Геометрическая оптика

Задачи на сферическое зеркало

Линза

Волновая оптика

Основы теории относительности

Основы квантовой физики

Излучения и спектры

Световые кванты

Атомная физика

Ядерная физика

Физика элементарных частиц

Открытие позитрона. Античастицы

Современная физическая картина мира

Современная физическая картина мира

Строение Вселенной

Строение Вселенной

Звёзды и источники их энергии. Современные представления о происхождении и эволюции Солнца и звёзд

Наша галактика и другие галактики

Пространственные масштабы наблюдаемой Вселенной

Применимость законов физики для объяснения природы космических объектов

«Красное смещение» в спектрах галактик

Современные взгляды на строение и эволюцию Вселенной

Наблюдение солнечных пятен, звёздных скоплений, туманностей и галактик

Медиаматериалы

Измерение спектров солнечного света LightMachinery

Введение За последние несколько лет LightMachinery представила новую серию спектрометров с кросс-дисперсионной схемой. Устройства охватывают спектральный диапазон от 270 нм до 1675 нм, отдельные модели обладают рекордным разрешением 0.5 пм. Рисунок 1.Компактный спектрометр HN-9332 (справа) имеет разрешение около 30 пм, слева — спектрометр HF-8993-0.5 с разрешением 0.5 пм Согласно кросс-дисперсионной схеме, падающий свет рассеивается в двух направлениях до захвата 2D-сенсором более 10000 спектральных полос в одну экспозицию. Когда спектрометр освещается белым светом, поперечно-рассеянный спектр, захваченный датчиком, представит собой серию вертикальных полос, как показано на рисунке 2. Рисунок 2.Слева: картина, видимая на дисплее спектрометра, когда дифракционная решетка освещается широкополосным («белым») светом, вертикальные полосы разнесены в горизонтальном направлении, на диаграмме красные полосы означают более длинные волны, синие — короткие волны; снимок экрана с датчика показан справа (оказана часть матрицы датчика) Особенно интересным для изучения источником белого света является солнце. Прямой солнечный свет имеет не только высокую интенсивность, но и тысячи абсорбционных линий Фраунгофера по всему спектру. Солнце считается лучшим источником для калибровки спектрометра и оценки его характеристик. Свойства солнца как источника света Многие источники дают очень точные и полные солнечные спектры. На рисунке 3 показана видимая часть солнечного спектра, показаны сильные линии Фраунгофера и вид спектральной области около линии 590 нм. Рисунок 3.Верхний спектр показывает сильные линии Фраунгофера, наложенные на спектр белого света Обратите внимание на две близко расположенные линии поглощения в желтой части спектра. Это натриевые D-линии, являющиеся результатом поглощения желтого света натрием во внешней атмосфере Солнца. В следующем разделе будет описано, как измеряется спектр с помощью спектрометров LightMachineryИзмерение спектров солнечного света После того, как солнечный свет попадает в спектрометр, спектральные полосы захватываются датчиком камеры, как показано на рисунке 4. Полосы похожи на показанные на рисунке 2, при этом темные области соответствуют линиям солнечного поглощения. В этих областях с узкой длиной волны интенсивность света от Солнца снижается за счет поглощения во внешних слоях солнечной атмосферы (линии Фраунгофера) или за счет поглощения в земной атмосфере (теллурические линии, вызываемые кислородом и парами воды). Каждая полоса отделена от другой одной областью дисперсии. Рисунок 4.Сравнение солнечного спектра из справочных данных с изображением на датчике, изображение на датчике содержит серо-белые полосы с областями более высокой интенсивности (солнечный спектр был масштабирован в направлении X, диапазон длин волн записанного спектра составляет от 524 нм до 528.5 нм и охватывает 90 полос Поскольку область свободной дисперсии очень точно определяется производственным процессом, сравнительно просто сравнить солнечный спектр из литературы с необработанным изображением на детекторе. Если свободная спектральная область известна (например, по углу решетки), точная калибровка не требуется. Пример показан на рисунке 5. Изображение было перевернуто на 180 градусов в горизонтальном направлении, чтобы соответствовать отображению длин волн из справочника. Тщательное изучение изображения с датчика на рис. 4 позволяет сделать вывод, что некоторые функции поглощения отображаются сверху и снизу изображения. Все спектрометры LightMachinery поставляются с программным обеспечением SpectraLoK, которое предназначено для «сшивания» последовательных полос и отображения результирующего спектра – этот процесс называют «развертыванием спектра». На рисунке 5 показан развернутый спектр солнечного света для области около 518 нм, что напрямую отображается программным обеспечением SpectraLoK. Рисунок 5.Спектр солнечного света, зарегистрированный спектрометром HN-9332 в области около 518 нм, показывающий триплетное поглощение магния во внешних слоях Солнца (в дополнение к указанным линиям Mg и Fe в этой области солнечного спектра есть также некоторые линии поглощения Ni) Помимо прямого отображения спектров, программное обеспечение SpectraLoK позволяет экспортировать данные для дальнейшего анализа и сравнения с эталонными спектрами. На рисунке 6 показаны графики с использованием данных, загруженных SpectraLoK (красный), и эталонного спектра (синий). Рисунок 6.Сравнение солнечного спектра, зарегистрированного с помощью спектрометра LightMachinery HF-8989-2e (красный) и эталонного спектра (синий) из справочника (отображаемая область имеет ширину ~ 1 нм, с центром около 628 нм)Выводы Солнечный свет – это интенсивный и доступный всем источник света, который используется при калибровке. Эта статья демонстрирует результаты измерений, которые можно проводить с использованием солнечного света в качестве источника освещения. Качество измерений, высокое разрешение и широкий спектральный охват – все это стало возможным со спектрометрами LightMachinery. LightMachinery занимается производством лазеров, оптических компонентов и оборудования для обработки материалов. Покупателями продукции LightMachinery являются заказчики, занимающиеся телекоммуникациями, полупроводниками, мощными лазерами, научными исследованиями, неразрушающим контролем, биофотоникой, электроникой, фармацевтическим производством и обработкой материалов. В компании трудоустроены только высококлассные специалисты, имеющие опыт работы более 20 лет в области оптического проектирования, производства лазеров, метрологии.

• CO2-лазеры
• Эксимерные лазеры
• Спектрометры
• Оптика

Компания INSCIENCE помогает своим заказчикам решать любые вопросы и потребности по продукции LightMachinery на территории РФ

Новые статьи

Функции наносекундного оптического стробирования и точной синхронизации запуска научной КМОП-камеры TRC411 с усилением могут использоваться для детектирования высокоэнергетических лазерных импульсов, которые возбуждают спектр плазмы образца.

Группа ученых обнаружила, что путем временной инактивации определенной популяции нейронов с помощью лазерного пучка можно подавить потребность в употреблении алкоголя

Как монетное производство и другие виды применения лазерной микрообработки влияют на развитие технологий в области фотоники

Synrad vi30+ разработан, сконструирован и изготовлен для производителей оригинального оборудования (OEM-производителей), которые ищут надежный, компактный CO2-лазер мощностью 30 Вт

Микрофлюидика доказала свою неоценимость в различных научных и инженерных дисциплинах – от производства полимерных микробусинок до миниатюрной жидкостной хроматографии

Описан эксперимент по измерению цветовых значений по отношению к цветовому пространству L*a*b* 13 различных образцов краски

У Вас особенный запрос?
У Вас особенный запрос?

Весьма часто наши заказчики лучше нас знают, какое оборудование им нужно. В этом случае мы берём на себя общение с производителем, доставку и таможенную очистку, а также все вопросы гарантийного периода. Пожалуйста, заполните эту форму, и мы свяжемся с Вами, чтобы помочь решить любую Вашу задачу. Или позвоните нам по телефону +7(495)199-0-199

Спектральный анализ

Методом, дающим ценные и наиболее разнообразные сведения о небесных светилах, является спектральный анализ. Он позволяет установить из анализа света качественный и количественный химический состав светила, его температуру, наличие и напряженность магнитного поля, скорость движения по лучу зрения и т. д.

Спектральный анализ основан на том, что сложный свет при переходе из одной среды в другую, например из воздуха в стекло, разлагается на составные части. Если пучок этого света пустить на боковую грань трехгранной призмы, то, преломляясь в стекле по-разному, составляющие белый свет лучи дадут на экране радужную полоску, называемую спектром. В спектре все цвета расположены всегда в определенном порядке.

Как известно, свет распространяется в виде электромагнитных волн. Каждому цвету соответствует определенная длина электромагнитной волны. Длина волны в спектре уменьшается от красных лучей к фиолетовым примерно от 700 до 400 ммк. За фиолетовыми лучами спектра лежат ультрафиолетовые лучи, не видимые глазом, но действующие на фотопластинку.

Еще более короткую длину волны имеют рентгеновские лучи, применяемые в медицине. Рентгеновское излучение небесных светил, важное для понимания их природы, атмосфера Земли задерживает. Только недавно оно стало доступно для изучения посредством запусков высотных ракет, поднимающихся выше основного слоя атмосферы. Наблюдения в рентгеновских лучах производят также автоматические приборы, установленные на космических межпланетных станциях.

За красными лучами спектра лежат инфракрасные лучи. Они невидимы, но и они действуют на специальные фотопластинки. Под спектральными наблюдениями понимают обычно наблюдения в интервале от инфракрасных до ультрафиолетовых лучей.

Для изучения спектров применяют приборы, называемые спектроскопом и спектрографом. В спектроскоп спектр рассматривают, в спектрографе его фотографируют. Фотография спектра называется спектрограммой.

Существуют следующие виды спектров.
Сплошной, или непрерывный, спектр в виде радужной полоски дают твердые раскаленные тела (раскаленный уголь, нить электролампы) и находящиеся под большим давлением громадные массы газа. Линейчатый спектр излучения дают разреженные газы и пары при сильном нагревании или под действием электрического разряда. Каждый газ излучает набор ярких линий определенных цветов. Их цвет соответствует определенным длинам волн. Они находятся всегда в одних и тех же местах спектра. Изменения состояния газа или условий его свечения, например нагрев или ионизация, вызывают определенные изменения в спектре данного газа.

Составлены таблицы с перечнем линий каждого газа и с указанием яркости каждой линии. Например, в спектре натрия особенно ярки две желтые линии. Установлено, что спектр атома или молекулы связан с их строением н отражает определенные изменения, происходящие в них в процессе свечения.

Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, когда за ними находится яркий и более горячий источник, дающий непрерывный спектр. Спектр поглощения состоит из непрерывного спектра, перерезанного темными линиями, которые находятся втех самых местах, где должны быть расположены яркие линии, присущие данному газу. Например, две темные линии поглощения натрия расположены в желтой части спектра.

Сказанное выше позволяет производить анализ химического состава паров, излучающих свет или поглощающих его, находятся ли они в лаборатории или на небесном светиле. Количество атомов или молекул, лежащих на нашем луче зрения, излучающих или поглощающих, определяется по интенсивности линий. Чем больше атомов, тем ярче линия или тем она темнее в спектре поглощения. Солнце и звезды окружены газовыми атмосферами. Непрерывный спектр их видимой поверхности перерезан темными линиями поглощения, возникающими при прохождении света через атмосферу звезд. Поэтому спектры Солнца и звезд — это спектры поглощения.

Надо помнить, что спектральный анализ позволяет определять химический состав только самосветящихся или поглощающих излучение газов. Химический состав твердого или жидкого тела при помощи спектрального анализа определить нельзя.

Когда тело раскалено докрасна, в его сплошом спектре ярче всего красная часть. При дальнейшем нагревании наибольшая яркость в спектре переходит в желтую, потом в зеленую часть и т. д. Теория излучения света, проверенная на опыте, показывает, что распределение яркости «вдоль сплошного спектра зависит от температуры тела. Зная эту зависимость, можно установить температуру Солнца и звезд. Температуру планет и температуру звезд определяют еще при помощи термоэлемента, помещенного в фокусе телескопа. При нагревании термоэлемента в нем возникает электрический ток, характеризующий количество теплоты, приходящее от светила.

Наверх | Главная | Форум | Контакты

Копирование материалов сайта разрешено только с указанием обратной ссылки на SkyWatching.Net

Исследование спектра Солнца с помощью спектрометров серии HyperFine от LightMachinery

За последние несколько лет компания LightMachinery разработала новую серию спектрометров с перекрестной дисперсией. Семейство спектрометров LightMachinery охватывает спектральный рабочий диапазон от 270 нм до 1675 нм с разрешением до 0.5 пикометра в одних спектрометрах и перекрытие диапазона длин волн ≈300 нм в других приборах. На рис. 1 представлен типовой внешний вид данных приборов.

Рис. 1. Два спектрометра со 150 мм линейками для масштаба. Прибор модели HN-9332 справа имеет разрешение ≈30 пм, а более крупный модели HF-8993-0.5 имеет разрешение 0.5 пм.

Принципы работы спектрометров LightMachinery с перекрестной дисперсией описаны в [1]. В этих спектрометрах эталон типа Фабри-Перо используется для обеспечения большой дисперсии (и, следовательно, высокого разрешения) в вертикальном направлении, но только для ограниченного диапазона длин волн, соответствующего свободному спектральному диапазону (области дисперсии) эталона. В горизонтальном направлении дифракционная решетка разделяет перекрывающиеся порядки эталона, что позволяет «развернуть» весь спектр высокого разрешения.

Схема перекрестной дисперсии рассеивает падающий свет в двух измерениях до захвата с помощью 2D-детектора, что обычно позволяет одновременно захватывать более 10000 спектральных элементов за одну экспозицию. Таким образом, когда спектрометр освещается белым светом, поперечно-дисперсный спектр, видимый детектором, представляет собой серию почти вертикальных полос, как показано на рис. 2.

Рис. 2. Схема дисплея, ожидаемого на КМОП-камере, когда скрещенные эталон (VIPA) и решетка освещены широкополосным («белым») светом. Вертикальные полосы разделены одной областью дисперсии в горизонтальном направлении. На диаграмме красный цвет означает более длинные волны; синий более короткие длины волн. Справа показан типичный снимок экрана с камеры. Показана только небольшая часть полного КМОП сенсора, охватывающая 23 области дисперсии эталона по горизонтали и 0.5 области дисперсии по вертикали.

Особенно интересным и полезным источником белого света является Солнце. Мало того, что прямой солнечный свет является очень интенсивным источником белого света, но и наличие тысяч линий поглощения Фраунгофера [2-4] по всему спектру делает солнечный свет идеальным для калибровки спектрометра и оценки его характеристик.

Свойства солнечного света как источника света для спектрометров

Многие источники дают очень точные и полные солнечные спектры [2-4]. На рис. 3 показана видимая часть спектра солнца с сильными линиями Фраунгофера и расширенная область вблизи 590 нм.

Рис. 3. Верхний спектр показывает сильные линии Фраунгофера, наложенные на спектр белого света Солнца. Отмеченные линии поглощения взяты из [2]. Расширенный вид D-линий натрия взят из [3].

Обратите внимание на две близко расположенные линии поглощения в желтой части спектра. Это D-линии натрия, полученные в результате поглощения желтого света натрием во внешней атмосфере Солнца. Стоит отметить, что [4] предоставляет точные спектры солнечного света с высоким разрешением от УФ до инфракрасного.

Таким образом, солнечный свет является идеальным источником света для демонстрации возможностей спектрометров и для их калибровки. В следующем разделе будет описано, как направлять и заводить солнечный свет в спектрометр.

Введение солнечного света в спектрометр и его отслеживание

Самый простой способ отображения солнечного спектра на спектрометре LightMachinery – это направить прямые солнечные лучи в оптическое волокно, подключенное к входному порту спектрометра. Некоторые версии спектрометров LightMachinery обладают достаточной пропускной способностью и чувствительностью, чтобы можно было зарегистрировать солнечный спектр, направив конец волокна примерно в направлении Солнца. Для большинства спектрометров следует использовать линзу для сбора солнечного света, когда входной торец волокна расположен в фокусе линзы.

У этого простого концептуального эксперимента есть два недостатка. Во-первых, нетривиально направить линзу на Солнце, располагая вход волокна в ее фокусе. Во-вторых, суточное вращение Земли гарантирует, что изображение Солнца в фокусе переместится на один полный диаметр диска за ≈3 минуты, что требует повторной подстройки каждые пару минут. Обе эти проблемы можно решить, используя коммерчески доступный волоконный коллиматор [5] для передачи солнечного света в волокно. Если коллиматор установлен на устойчивой треноге, он может быть направлен на Солнце и позволяет вручную отслеживать движение Солнца по небу. Более элегантный способ – купить недорогой солнечный телескоп (два примера приведены в [6] и [7]), который будет автоматически отслеживать Солнце на небосводе. По запросу компания LightMachinery может предоставить адаптер для окуляра, чтобы завести изображение Солнца в оптоволокно. На рис. 4 показаны образцы телескопов и коллиматора.

Рис. 4. В верхней части рисунка показаны два солнечных телескопа, которые автоматически отслеживают Солнце по небу. Любой из них можно купить у [6,7]. В нижней части рисунка показан адаптер для окуляра для передачи света от телескопа в волокно и коммерческий волоконный коллиматор [5], который можно установить на штатив для ручного отслеживания Солнца.

Исследование солнечного спектра с помощью спектрометров LightMachinery

Когда солнечный свет попадает в спектрометр, изображение полосы регистрируется на детекторе камеры, как показано на рис. 5. Полосы аналогичны показанным на рис. 2, но дополнительные темные области в белых полосах соответствуют линиям поглощения солнечного света. В этих узких диапазонах длин волн интенсивность солнечного света снижается за счет поглощения либо во внешних слоях атмосферы Солнца (линии Фраунгофера), либо за счет поглощения в атмосфере Земли (теллурические линии, вызванные такими газами, как кислород и водяной пар). Каждая полоса отделяется одной областью дисперсии эталона.

Рис. 5. Сравнение солнечного спектра из [4] с изображением детектора, записанным в районе 526 нм. Дисплей детектора представляет собой изображение в градациях серого с белыми пикселями, соответствующими более высокой интенсивности. Солнечный спектр был масштабирован по оси X, чтобы соответствовать известному расстоянию между полосами на изображении. Диапазон длин волн примерно от 524 до 528.5 нм, охватывающий 90 полос.

Поскольку область дисперсии эталона очень точно определяется производственным процессом, сравнительно просто сравнить солнечный спектр из литературы с необработанным изображением детектора. Если приблизительная спектральная область известна (например, по углу решетки), нет необходимости в точной калибровке. Такое сравнение показано на рис. 5 (изображение детектора было перевернуто на 180 градусов в горизонтальном направлении, чтобы соответствовать отображению длины волны из [4]).

Тщательное изучение изображения детектора на рис. 5 показывает, что некоторые характеристики поглощения повторяются вверху и внизу изображения. Как описано в [1], часть показанного изображения представляет >1 эталонного порядка в направлении Y, отсюда и повторяющиеся элементы. Все спектрометры LightMachinery поставляются с программным обеспечением SpectraLoK, которое предназначено для «сшивания» последовательных полос и отображения результирующего спектра – процесс, описываемый как «разворачивание» (процесс «разворачивания» учитывает нелинейную дисперсию в вертикальном направлении, вызванную эталоном). На рис. 6 показан развернутый солнечный спектр для интересной области вблизи 518 нм, непосредственно отображаемый программой SpectraLoK.

Рис. 6. Солнечный спектр, зарегистрированный спектрометром модели HN-9332 в области вблизи 518 нм, демонстрирующий поглощение триплета Mg во внешних слоях Солнца. (Помимо указанных линий Mg и Fe в этой области солнечного спектра присутствуют также линии поглощения Ni [8]).

Помимо прямого отображения спектров, программное обеспечение SpectraLoK позволяет экспортировать данные для дальнейшего анализа и сравнения с эталонными спектрами. На рис. 7 показано сравнение графиков с использованием данных, загруженных SpectraLoK (красный спектр) и эталонного спектра [4] (синий спектр).

Рис. 7. Сравнение солнечного спектра, зарегистрированного спектрометром LightMachinery модели HF-8989-2e (красный спектр), и эталонного спектра (синий спектр) из [4]. Отображаемая область имеет ширину ≈1 нм с центром около 628 нм.

На рис. 7 показана спектральная плотность линий поглощения, качество спектров солнечного излучения высокого разрешения, доступных онлайн, и полезность онлайн-данных для сравнения с экспериментальными спектрами.

«Солнечные эксперименты»

Перекрытие диапазона ≈300 нм за одну экспозицию

Поскольку солнечный спектр охватывает диапазон от УФ до ИК и включает спектральные линии поглощения, возникающие при прохождении света, как через внешнюю атмосферу Солнца, так и через атмосферу Земли, существует огромное количество возможностей для «забавных» спектрометрических экспериментов и демонстраций (многие примеры в этой статье были вдохновлены [9]). Этот раздел включает несколько примеров возможных экспериментов. В качестве основы на рис. 8 показан спектр солнечного излучения, снятый спектрометром модели HN-9332. Этот спектрометр может регистрировать практически весь видимый диапазон длин волн за одну экспозицию.

Рис. 8. Демонстрация широкого рабочего диапазона длин волн спектрометра HN-9332 путем регистрации видимой области солнечного спектра с однократной экспозицией всего за 0.7 секунды. Верхняя часть рисунка показывает весь диапазон длин волн 425 – 700 нм, отображаемый непосредственно программным обеспечением SpectraLoK. Количество пикселей на экране компьютера, а не предел разрешения спектрометра, ограничивает точное представление множества линий поглощения. Нижняя часть рисунка показывает последовательно увеличиваемые области вокруг триплета магния вблизи 517 нм.

Инструментальное разрешение спектрометра HN-9332 лучше всего выражается в единицах частоты: ≈20 ГГц в рабочем диапазоне длин волн прибора. Это соответствует разрешению ≈15 пм на 425 нм, ≈20 пм на 550 нм и ≈30 пм на 700 нм. Таким образом, данные, показанные на рис. 8, эквивалентны > 10000 точек разрешения, все записанные за одну экспозицию менее одной секунды. Широкий рабочий диапазон длин волн прибора HN-9332 позволяет быстро снимать «обзорные» спектры во всей видимой области спектра. Однако некоторые из линий Фраунгофера (и большинство теллурических линий) уже, чем разрешение прибора HN-9332. Детальное изучение интересных областей солнечного спектра требует перехода на спектрометры с более высоким разрешением, например, из семейства HF-8989.

Солнечные спектры высокого разрешения

На рис. 9 показана особенно интересная область солнечного спектра. В этой области около 689 нм преобладает теллурическое поглощение в атмосфере Земли, вызванное кислородом. Отчетливо видны отдельные линии поглощения как в R-ветви, так и в P-ветви кислородной полосы, а более сильные линии поглощения демонстрируют ≈100%-ое поглощение в центре линии.

Рис. 9. Теллурическая полоса кислорода в области 689 нм солнечного спектра. Часть рисунка сверху снята прибором HN-9332 (разрешение ≈30 пм). Экспериментальные данные (красный спектр) снизу были зарегистрированы спектрометром HF-8989-3 с разрешением ≈1 пм и далее сравнены со спектром из [4] (синий спектр).

В общем, теллурические линии кислорода имеют значительно более узкую ширину линии, чем линии Фраунгофера, и поэтому иногда используются для определения инструментальной ширины линий спектрометров, регистрирующих солнечный спектр. Недавняя (2014 г.) статья Фатхивавсари и др. [10] описывает использование двух теллурических линий кислорода около 629 нм для сравнения инструментальных профилей двух различных спектрометров, используемых для записи спектральных атласов Солнца. Мы использовали спектрометр LightMachinery HF-8989-3 для регистрации тех же двух кислородных линий, которые представлены на рис. 10.

Рис. 10. Сверху – спектр солнечного излучения высокого разрешения, снятый спектрометром HF-8989-3 в области 629 нм. Две кислородные линии, использованные в [10] для сравнения профилей приборов, отмечены стрелками (экспериментальные данные показаны красным цветом и сравнены с эталонным спектром из [4] синего цвета). Снизу показаны увеличенные изображения кислородной линии на 629.216 нм вместе со вставкой, показывающей спектр красного гелий-неонового лазера (по существу, одночастотный источник на 632.816 нм), записанный с тем же разрешением прибора.

Fathivavsari и др. в работе [10] использовали спектрометр с большой решеткой (зеркала диаметром 30 см с фокусным расстоянием 3 м и решеткой шириной 16 см), но измеренное значение ширины линии по уровню FWHM для кислородной линии 629.216 нм составило 8.9 пм. Их результаты сравнивались с измерениями, выполненными на массивном FT спектрометре Kitt Peak [11], который измерял ширину линии в 3.1 пм по уровню FWHM для той же линии кислорода. Спектрометр HF-8989-3 гораздо меньшего размера измеряет для этой линии значение по уровню FWHM, равное 3.6 пм. Спектрометры HF-8989 и Kitt Peak демонстрируют небольшое инструментальное уширение кислородных линий (инструментальное разрешение HF-8989-3 составляет 1.0 пм, как демонстрирует спектр He-Ne, в то время как инструментальное разрешение для 1-метровой разности хода в Kitt Peak FTS составляет ≈0.2 пм).

Исследования атмосферы

Теллурические линии кислорода также можно использовать для демонстрации изменения солнечного спектра при изменении длины пути солнечного света через атмосферу Земли, как показано на рис. 11.

Рис. 11. Влияние изменения длины пути через атмосферу Земли на спектры Солнца, снятые вблизи 630 нм. В этой области присутствуют как узкие теллурические линии кислорода, так и более широкие солнечные линии Fe. Красный спектр был записан около полудня, а синий спектр был записан ближе к вечеру. Дополнительное поглощение кислорода, вызванное более длинным путем через атмосферу Земли, можно ясно увидеть в четырех линиях кислорода, отмеченных стрелками.

Можно идентифицировать теллурические линии по их чувствительности к длине пути через атмосферу, и при сравнении солнечных спектров с разных веб-сайтов часто становится очевидным, что спектры были получены с существенно разными длинами пути через атмосферу Земли. В общем, сравнение экспериментальных солнечных спектров с эталонными солнечными спектрами [4] позволяет очень легко подтвердить калибровку большинства спектрометров. Однако в некоторых спектральных областях может не быть точного соответствия между экспериментальными линиями поглощения и линиями, показанными в [4]. Например, в области длин волн около 800 нм в экспериментальных спектрах могут появиться дополнительные линии поглощения, как показано на рисунке 12.

Рис. 12. Демонстрация влияния влажности на солнечные спектры путем сравнения спектров из [4] (синий) со спектрами, полученными в Оттаве влажным летним днем с использованием спектрометра HF-8995-1 (красный). На верхнем графике легко узнать 3 линии Фраунгофера, отмеченные желтыми линиями. Из [8] оставшиеся две линии (отмеченные синими стрелками) можно идентифицировать как линии водяного пара атмосферы. На нижнем графике показана близлежащая область длин волн, в спектрах которой преобладают линии водяного пара. Очевидно, спектры из [4] были записаны в месте с гораздо меньшим содержанием водяного пара в атмосфере.

Интересно отметить, что регистрация спектра Солнца не только сообщает нам подробности об условиях внешней атмосферы Солнца, но также предоставляет информацию об атмосфере Земли над спектрометром.

Измерение доплеровских сдвигов, вызванных вращением Солнца

Близость линий солнечного поглощения и теллурических линий кислорода в некоторых областях солнечного спектра может быть использована для определения скорости вращения Солнца (и, следовательно, расстояния между Землей и Солнцем) путем измерения доплеровского сдвига солнечных линий относительно неподвижных кислородных линий. Единственное необходимое оборудование – это солнечный телескоп и HyperFine спектрометр. Поскольку Солнце вращается относительно Земли, одна часть солнечного диска движется к Земле, а другая – удаляется. Следовательно, свет с одной стороны диска Солнца смещается в красную сторону из-за эффекта Доплера, в то время как свет с другой стороны смещается в синюю область. Эти сдвиги можно наблюдать как сдвиги в длине волны солнечных линий относительно теллурических линий кислорода (линии кислорода возникают в результате поглощения в атмосфере Земли, которая не движется относительно телескопа). Полные детали этого эксперимента описаны в [9], а основные измерения показаны на рис. 13.

Рис. 13. Измерение доплеровского сдвига двух линий Фраунгофера Fe (относительно несмещенных теллурических линий кислорода), вызванного вращением Солнца. На левой диаграмме красные и синие линии представляют собой экспериментальные данные, полученные с помощью спектрометра HF-8989-3, когда изображение диска Солнца перемещалось по входному волокну к спектрометру (от одного края к другому). Время экспозиции для каждого экспериментального спектра было < 1 секунды. Рисунок справа взят из [9] и показывает аналогичное измерение, выполненное с помощью 1-метрового решетчатого спектрометра SPEX 1704.

Поскольку максимальное доплеровское смещение от лимба к краю солнечного диска составляет всего ≈20 часов [9,12], полное инструментальное разрешение HF-8989-3 (≈1 пм) требуется для проведения точных измерений. Однако очень высокая скорость сбора данных спектрометров LightMachinery также чрезвычайно полезна для этого типа измерений. Вместо того, чтобы настраивать сложную систему визуализации для отображения той части диска Солнца, которая была заведена в оптоволокно спектрометра, мы просто настроили программное обеспечение SpectraLoK на запись нового спектра каждые 100 миллисекунд при сканировании телескопа от одного лимба до другого. Быстрое отображение «живых» спектров позволило нам найти положения телескопа со значительными доплеровскими сдвигами и записать спектры с более длительной экспозицией с лучшим отношением сигнал/шум в этих положениях (обратите внимание, что линии Fe на рис. 13 разделены расстоянием ≈5 пм, так как эти спектры не были сняты на краях солнечного диска).

Заключение

Солнечный свет – это интенсивный, но недорогой источник света, который имеет тысячи «встроенных» функций калибровки. В этой статье проиллюстрированы некоторые из интересных экспериментов и наблюдений, которые могут быть выполнены с использованием солнечного света в качестве источника освещения, и эти эксперименты стали возможными благодаря высокому разрешению и широкому спектральному охвату семейства спектрометров LightMachinery. Еще много таких экспериментов возможно в спектральных областях от УФ до дальнего ИК.

Ссылки

1. https://www.czl.ru/tgroups/principle-of-the-picometer-resolution-spectrometers/
2. https://mark4sun.jpl.nasa.gov/report/UT_seminar_Solar_Spectrum_Toon.pdf
3. http://fermi.jhuapl.edu/liege/s08_0364.html
4. http://bass2000.obspm.fr/solar_spect.php?lang=en Данные, представленные в интерактивной диаграмме на этом веб-сайте, можно загрузить для дальнейшего анализа. Ссылки на этом сайте описывают инструменты и методы, используемые для регистрации солнечных спектров. Для нормализации интенсивности солнечного фона была проведена обширная обработка, а для минимизации шума было выполнено несколько сканирований в течение длительных периодов времени. В видимой области спектра кажется, что решеточный спектрометр имел разрешение ≈0.6 пм.
5. https://www.thorlabs.com/navigation.cfm?guide_id=27 Эта ссылка описывает большое разнообразие коллиматоров
6. https://www.ioptron.com/product-p/8806.htm
7. https://maisonastronomie.ca/en/product/solarquest-skywatcher/
8. http://bass2000.obspm.fr/download/solar_spect.pdf
9. Стивен Дж. Рэтклифф и др., «Спектроскопия высокого разрешения в студенческой физической лаборатории», Am. J. Phys. 60 (7), июль 1992 г., стр. 645-649.
10. https://arxiv.org/pdf/1407.5727.pdf
11. https://www.noao.edu/image_gallery/html/im0449.html
12. http://www.astrosurf.com/spectrohelio/spectre_solaire-en.php