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.

Подробные характеристики
спектрометра HyperFine

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