对太阳光谱中神秘图谱的解释
太阳辐射谱
太阳辐射谱
太阳辐射谱是指太阳辐射能量随波长变化的图谱。
可以通过对太阳辐射进行分析，得到太阳不同波长的辐射强度分布情况。
根据太阳辐射能量随波长变化的特点，可以将太阳辐射谱分为以下几个区域：
1. 可见光区：太阳辐射谱中，波长在400 nm至700 nm之间的区域被称为可见光区。
这是人类眼睛可以感知到的光谱区域，其中辐射强度最高的部分是绿色光。
2. 紫外线区：波长小于400 nm的太阳辐射被称为紫外线。
紫
外线可进一步分为UVA(315 nm-400 nm)、UVB(280 nm-315 nm)和UVC(200 nm-280 nm)三个区域。
3. 近红外区：波长介于700 nm至1400 nm之间的太阳辐射被
称为近红外线。
近红外线对人眼不可见，但对于一些物体的热传导和化学作用具有影响。
除了上述区域，太阳辐射谱还包括远紫外区、远红外区和微波区等。
不同区域的太阳辐射谱对于各种应用具有重要意义，比如可见光区的光谱分析可用于研究星系演化，紫外线区的辐射可用于杀灭细菌和病毒，红外线区的辐射可用于红外线热成像。
太阳辐射光谱图
太阳辐射光谱图
太阳辐射光谱图是描述太阳辐射能量分布的图谱。
它展示了太阳辐射在不同波长范围内的强度。
太阳辐射光谱图通常以波长为横轴，辐射能量为纵轴。
太阳辐射光谱图可以分为可见光、紫外线和红外线三个主要区域。
1. 可见光区域：这是人类眼睛可以观察到的光谱区域。
它覆盖了波长范围为400纳米（紫色）到700纳米（红色）之间的光线。
在这个区域内，太阳辐射的强度达到最大值。
2. 紫外线区域：紫外线包括较短的波长，从400纳米以下到10纳米左右。
紫外线被大气层中的臭氧层部分吸收，只有部分紫外线能够到达地表。
3. 红外线区域：红外线包括较长的波长，从700纳米以上到几毫米不等。
红外线也被大气层吸收，但在可见光和微波之间有一个窗口，红外线能够通过大气层传播。
太阳辐射光谱图对于研究太阳能和地球能量平衡等领域非常重要。
它和地球大气层的吸收特性相结合，可以帮助科学家了解太阳辐射的分布和影响地球的方式。
课件：拉曼光谱
4 包裹体：
矿物中的包 裹体成分的鉴 定。
玻璃中的包 裹体（气泡） 成分的鉴定。
5.7.3 拉曼图谱的表示方法
横坐标： 拉曼位移(Raman Shift)，以波数（cm-1）
表示。
Δν=| ν入–ν散 |＝ΔE/h
纵坐标： 拉曼（散射）强度，以(Raman Intensity)
表示。
CaCO3 的Raman图谱
Raman Intensity
140000
120000
100000
拉曼谱带， 随单键双键三键谱带强度增加。 2）CN，C=S，S-H伸缩振动在拉曼光谱中是强谱带。 3）环状化合物的对称呼吸振动常常是最强的拉曼谱
带。 4）在拉曼光谱中，X=Y=Z，C=N=C，O=C=O-类键的对
称伸缩振动是强谱，反对称伸缩振动是弱谱带。
5）C-C伸缩振动在拉曼光谱中是强谱带。
6）醇和烷烃的拉曼光谱是相似的： I. C-O键与C-C键的力常数或键的强度
Δν/cm-1
三 拉曼位移（Raman shift）
Δν=| ν入–ν散 |＝ΔΕ/h
即入射光（激发光）频率与散射光 频率之差，只与能级差有关。
与入射光波长无关 适用于分子结构分析
四 拉曼光谱与分子极化率
1 分子的极化
在外电场作用，分子变形产生诱导偶极 矩或增大永久偶极矩的现象。 分子的变形：
正电中心与负电中心发生位移(由重合变 为不重合，由偶极长度小变偶极长度大) 。
3 珠宝
鉴定和分析真假宝石（如钻石，石英，红 宝石，绿宝石等）以及对珍珠、玉石及其他珠 宝产品进行分析。
手 镯
100000 80000
1316.89 1589.77
Intensity
太阳光谱介绍
太阳光谱介绍(描述分类AM0, AM1.5)太阳表面温度接近6000K，因此其放射光谱几乎等同于该温度下的黑体辐射，并且光谱照射是并无方向性的，地球与太阳相距约一亿5千万公里远，而能到达地球表面的光子，几乎只有正向入射至地球表面的光谱所贡献，到达地球大气圈表面的光谱辐射能量定义为太阳常数(solar constant)，其数值大约1.353kW/m2，因此大气圈外的太阳光谱定义为AM0，其中大气质量(air mass)用来估量因为大气层吸收后，所导致影响太阳光谱表现与总体能量值，而这些能量值亦是地球表面应用的太阳电池组件所能运用的。
图二说明大气质量的计算方法，大气质量数值常是使用Air Mass =1/cos θ来计算的，其中θ=0所代表的是太阳光线从头顶上方直射下来，而由上述的计算市中可知，地球表面用以衡量太阳光谱的大气质量值是大于等于1，目前被惯以使用的太阳光谱AM1.5，即是太阳光入射角偏离头顶46.8度，当太阳光照射到地球表面时，由于大气层与地表景物的散射与折射的因素，会多增加百分之二十的太阳光入射量，抵达地表上所使用的太阳电池表面，其中这些能量称之为扩散部份(diffusion component)，因此针对地表上的太阳光谱能量有AM1.5G (global)与AM1.5D(direct)之分，其中AM1.5G即是有包含扩散部分的太阳光能量，而AM1.5D则没有。
图三所表示的即是大气圈外(AM0)与地表上(AM1.5)太阳光能量光谱。
图二、大气质量的计算方法示意图图三、大气圈外(AM0)与地表上(AM1.5)太阳光能量光谱太空用的太阳电池组件电性量测所使用的标准光谱是以AM0，而地面上应用的太阳电池组件电性量测所使用的标准光谱，依其应用性之不同，可采用AM1.5G或是AM1.5D，其中AM1.5G光谱的总照度为963.75W/m2，而AM1.5D光谱的总照度为768.31W/m2，在量测计算应用上方便，常会将此二值做归一化(normalize)至1000 W/m2。
光谱中pfd谱-概述说明以及解释
光谱中pfd谱-概述说明以及解释1.引言1.1 概述在撰写本文之前，我们首先需要了解光谱和PFD谱的基本概念。
光谱是指将某个物体或物质所产生的辐射能量按照波长或频率进行分类和分析的过程和结果。
通过对光谱的研究，我们可以获得有关物质的信息，例如其组成、结构和性质等。
PFD谱是光谱分析中的一种重要方法，它是对光源进行光谱辐射功率密度（Photosynthetic Photon Flux Density）的测量和分析。
PFD谱描述了光源在不同波长范围内的能量分布情况，它可以帮助研究者理解光对生物体的影响以及光在生物体中的吸收和利用过程。
PFD谱在植物生物学、生物医学、农业科学和光化学等领域广泛应用。
例如，在植物生物学研究中，PFD谱可以用于研究植物的光能转化效率、光合作用以及调控植物生长和开花等生理过程。
在生物医学研究中，PFD 谱可以用于研究光对生物体的生物化学反应、光疗和光诱导治疗等。
在农业科学中，PFD谱可以用于优化光照条件，提高作物的产量和品质。
在光化学研究中，PFD谱可以用于研究光化学反应的光能转化效率和动力学过程等。
本文将重点介绍PFD谱在光谱分析中的定义和基本原理、PFD谱的概念和应用、PFD谱的特点和分析方法等内容。
通过对PFD谱的深入研究，我们可以更好地理解光能对生物体的作用机制和生物体对光能的响应，为相关领域的研究和应用提供科学依据。
在下一章节中，我们将详细介绍光谱的定义和基本原理，为后续对PFD 谱的讨论打下基础。
1.2文章结构文章结构部分的内容可以包括以下信息：1.2 文章结构本文将按照以下结构进行讲述和阐述：第一部分：引言引言部分介绍了本文的研究背景和目的，以及大纲的整体结构。
第二部分：正文2.1 光谱的定义和基本原理本节将对光谱进行定义和基本原理的介绍，包括光谱的概念、光谱的产生原理以及常见的光谱类型等内容。
2.2 PFD谱的概念和应用本节将详细介绍PFD谱的定义、概念和应用领域。
太阳光谱分析及其在天体物理学中的应用
太阳光谱分析及其在天体物理学中的应用太阳是地球上最重要的能源之一，它不仅提供了光和热，也为我们提供了关于宇宙起源和演化的重要线索。
太阳光谱分析是一种研究太阳辐射性质和组成的方法，通过观测和分析太阳的光谱，我们可以揭示太阳的内部结构和活动，以及它对地球和其他行星的影响。
本文将介绍太阳光谱分析的基本原理，并探讨其在天体物理学中的应用。
1. 太阳光谱分析的基本原理太阳光谱是太阳辐射通过光栅或光谱仪分解后所得到的图像或光谱线。
根据光的波长和强度，可以划分为可见光、紫外光和红外光等不同波段。
太阳的光谱呈现出一个连续的彩色带，其中穿插着一些黑色狭窄的谱线，这些谱线称为谱线吸收线或谱线发射线。
通过对这些谱线进行分析，我们可以了解太阳大气中的元素和物质的性质，以及太阳活动的特征。
2. 光谱分析在太阳物理学中的应用2.1 太阳内部结构研究太阳光谱分析可以帮助科学家了解太阳内部的物理过程和结构。
通过对太阳光谱中的频谱分析，可以研究物质在太阳内部的温度、密度、压力等物理参数的分布。
例如，通过观测谱线的宽度和强度变化，可以推断出太阳内部的磁场活动和对流流动。
2.2 太阳大气层研究太阳光谱分析也可以帮助科学家了解太阳大气层的结构和动态。
太阳的大气层包括光球、色球、过渡区和日冕等层次，每个层次都有不同的温度和物理特性。
通过分析太阳光谱中的不同谱线，可以揭示这些层次中的化学成分、温度和密度分布等信息。
2.3 太阳活动研究太阳光谱分析对于研究太阳活动如日珥、耀斑、色球闪爆等现象也非常重要。
这些现象的发生与太阳大气层的物理参数变化有关，通过观测和分析谱线的形态和强度变化，可以研究不同活动事件与太阳磁场、能量释放等之间的关系。
3. 太阳光谱分析的技术方法3.1 光谱仪太阳光谱分析主要依靠光谱仪来观测和记录太阳光谱，并进行谱线分析。
现代光谱仪种类繁多，包括投影仪、光栅光谱仪、干涉光谱仪等。
这些仪器使用不同的原理和技术，可获得不同波长范围和分辨率的光谱数据。
太阳光谱
太阳光谱的探索阳光经过三棱镜会展开成一条彩色的光谱，那么，除了太阳光，其他光，如蜡烛光、固体发光和气体发光，经过三棱镜又会出现什么呢？1752年苏格兰人梅耳维尔开始对这个课题进行了开拓性的研究。
当时他年仅26岁，是格拉斯哥神学院的学生。
他是这样介绍自己的实验的：“在我的眼和酒精火焰之间放置一块开有一个圆孔的胶纸板，以便缩小和限定我的目标。
然后，我用一块棱镜来检查这些不同光的构成……。
”他发现炽热的固体和液体都会发射出所有波长的光，在光屏上得到一条虹霓色彩的连续光谱。
然而，炽热的气体产生的光谱并不是一条由紫逐渐变到红的连续谱带。
而是由一些分开的斑点构成，每一斑点有它所在位置的那一部分光谱的颜色，而且各斑之间有暗的间色。
后来，当人们普遍地利用狭缝来让光通过时，就看到了气体的发射光谱是一组明线。
事实上，这些明线是狭缝的彩色像。
这样的光谱存在，表明来自气体的光只是几种确定颜色的光，或几种狭窄波长范围的光的混合。
梅耳维尔还注意到，把不同的物质放进火焰时，明斑的颜色和位置是不同的。
他说：“当硇砂、明矾或钾碱放进酒精火焰中，发射出了各种光线，但不是相同的数量，黄光比同时产生的其他一切光要明亮得多……，大大地超过其他颜色的明亮的黄光必定是一种具有确定的可折射度的光，并且从它到邻近的较弱的颜色的光的过渡不是逐渐的，而是直接的。
”从这些话中不难看出他已经敏锐地注意到了那条“明亮的黄光”，并把它和“确定的可折射度的光”联系在一起了。
在这个基础上他只要向前跨一步，就可能摸到了光谱分析的“大门口”。
然而他的研究生涯只有1年，27岁的梅耳维尔就过早地离开了人世，真是一件令人遗撼的事。
除了梅耳维尔，在那个时代里几乎无人再去注意那些隐匿在光谱中的明线，他们只是会观察火焰的颜色来判别物质的成分。
当时有位德国化学家马格拉夫就很精于此道。
他认为两种物质在燃烧的时候会发出同样颜色的光，是因为它们具有相同的成分。
例如苏打和岩盐在燃烧时都会发出黄光，因为它们有一种相同的成分——钠；而锅灰碱和硝石在燃烧时都发出紫光，因为它们具有一种称为“钾”的相同的成分。
对太阳光谱中神秘图谱的解释
光学波动说托马斯·杨出生在英国索默塞特郡（Somersetshire）的米尔弗顿（Milverton），我们要感谢他，因为他复兴了被忽略了一个世纪之久的光的波动说。
这位伟大的科学家有一个非凡的幼年时代。
在他两岁时他就能很流畅地读书，当他4岁时，他已通读了两遍圣经；当他6岁时，他能整篇地背诵“哥德斯密思的荒村”（ Goldsndth′s Deserted Village）。
他一目数行，贪婪地阅读各种书籍，无论是古典的、文学的或是科学上的著作；说出奇怪，在他的发育成长中，他的体力和智力并没有减退。
在他约16岁时，由于他反对贩卖奴隶，他戒用食糖。
在他19岁时，他开始先在伦敦、而后在爱丁堡、哥丁根、最后在剑桥学医。
1800年他开始在伦敦行医。
第二年他接受了皇家研究院自然哲学教授的职务，这个研究院是由伦福德伯爵在这之前一年建立的京城科学院。
他担任这个职务有两年之久。
从1802年的1月到5月，他作了一系列讲演。
这些讲演和后来的一系列讲演以《关于自然哲学和机械工艺的讲演》（Lectures on Natural Philosophy and the Mechanical Arts）为题在 1807年出版，这本论丛今天还值得一读。
1802年他被委任为皇家研究院的外事秘书。
他担任这个职务直到他生命的最后一刻为止。
杨的最早研究是关于眼睛的构造和光学特性。
而后，1801—1804年是他光学发现的第一个时期。
他的学说受到嘲笑，于是他着手其他的研究工作。
连续有12个年头，他花费在医疗职业和语言学的研究上，特别是辨读象形文字的著作。
然而，当法国菲涅耳开始光学实验并且特别突出杨的理论时，杨才重新恢复他早期的研究，进人了他的光学研究的第二个时期。
1801年，杨在皇家学会宣读了关于薄片颜色的论文，他在这里表示他自己强烈地倾向光的波动说。
干涉原理的引人是这篇文章跨出的重大一步。
“两个在方向上或者是完全一致或者是很接近的不同光源的波动，它们的联合效应是每一种光的运动的合成。
kurucz太阳光谱 -回复
kurucz太阳光谱-回复什么是kurucz太阳光谱？kurucz太阳光谱是指由美国天文学家Robert Kurucz研发的一种用于研究恒星光谱的数值模型。
光谱是对恒星、行星和其他天体的光进行分析的方法之一。
通过测量光的波长和强度，我们可以了解天体的物理特性、温度、化学成分以及其他重要信息。
为什么需要太阳光谱？太阳光谱是我们理解宇宙的关键之一。
太阳是地球上生命存在的源泉，其光谱可提供有关太阳的宝贵信息，这些信息有助于解决许多天文学和物理学的未解之谜。
例如，我们可以通过太阳光谱来测量太阳的温度、光度以及太阳的物质组成。
此外，太阳光谱还可以帮助我们了解恒星演化、星际物质等其他天文现象。
怎样获得太阳光谱？获得太阳光谱的方法有多种。
最常见的方法是使用光谱仪将太阳光分解成其组成的不同波长。
通过测量光的强度，并与标准光源（如黑体辐射源）的光谱进行比较，可以获得精确的光谱数据。
另一种获得太阳光谱的方法是使用Kurucz太阳光谱模型。
这个数值模型基于对太阳大气层的理论建模，并使用大量实验数据进行校正。
模型的输出是太阳光谱的数值表格，其中包含了大量有关太阳物理特性的信息。
Kurucz太阳光谱模型如何工作？Kurucz太阳光谱模型是基于大气物理学、原子物理学和谱线形成理论的数值计算模型。
模型首先需要输入太阳的各种物理参数，包括温度、压力、化学成分等。
然后，根据这些参数，模型会计算太阳大气层中不同层次的温度和密度分布。
接下来，模型会考虑光的传播和吸收过程，并计算在不同波长范围内的光强度。
为了得到准确的光谱模拟结果，kurucz模型还需考虑大量的原子和分子谱线。
这些谱线是由对原子和分子能级的理论计算得到的。
模型会根据原子和分子的光谱数据来计算各种元素和化学物质在太阳大气层中的丰度。
使用太阳光谱模型可以获得的信息使用Kurucz太阳光谱模型，我们可以获得太阳光谱的详细数值数据。
这些数据包括太阳光谱的波长范围、光强度、各个波长处的辐射能量分布等。
太阳光谱研究
太阳光谱研究
太阳是人类研究的一个重要的天体，因为它对于地球的生命和气候都有着重要的影响。
太阳是一颗直径约为1.4 million km的热核反应堆，其核心温度高达1500万K，光亮度之所以能维持，是因为太阳的能量在核心中被不断释放。
而太阳光谱研究就是指对太阳辐射的光谱进行研究，从而获取更加深入的太阳信息。
太阳辐射的光谱被分为几个区域，主要包括可见光、紫外线、X射线以及无线电波。
其中，可见光就是我们能够看到的那部分光谱，而其他的部分则需要借助专业的仪器才能够检测到。
在太阳光谱的研究中，最具代表性的就是太阳色球层和日冕层的研究。
太阳色球层是太阳大气的一层，它的温度达到了7000K以上，可以发射出大量的辐射。
而日冕层则是太阳大气最外层的一层，它的温度高达1000万K以上，是太阳发射X射线和紫外线的主要区域。
近年来，太阳光谱的研究得到了前所未有的重视。
其中，一个重要的原因就是利用太阳光谱可以对太阳活动周期进行观测和预测。
太阳活动周期通常是以太阳黑子数量的变化来衡量的，而太阳黑子数量和太阳活动周期之间的关系一般是反比例的。
因此，通过对太阳黑子数量的观测，可以获得关于太阳活动周期的重要信息。
另外，太阳光谱的研究也对地球的气候变化有着重要的启示。
太阳辐射的变化可能会对地球的气候产生巨大的影响，因此对太阳辐射的研究也有助于我们更好地了解地球气候的演变过程。
总体而言，太阳光谱研究是一个极其重要的领域。
其研究成果不仅有助于我们更好地了解太阳和地球之间的关系，也可能会对人类未来的发展产生重要的影响。
因此，我们应该继续加强太阳光谱的研究，不断挖掘其中的潜力。
太阳光谱知识
可见光通常指波长范围为:390nm - 780nm 的电磁波。
人眼可见范围
为:312nm - 1050nm
波长为380—780nm的电磁波为可见光。
可见光透过三棱镜可以呈现出红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种颜色组成的光谱。
红色光波最长，640—780nm；紫色光波最短，380—430nm。
上网搜索图片；连续光谱。
红780—640nm，橙640—610，黄610—530，绿525—505，蓝505—470，紫470—380。
红780—640nm (1.6ev,2.55*10e-19 J ---1.94ev,3.11*10e-19 J) 下同
橙640—610nm (1.94ev,3.11J—2.04ev,3.26J)
黄610—530nm (2.04ev,3.26J—2.35ev,3.75J)
绿525—505nm (2.37ev,3.79J---2.46ev,3.94J)
蓝505—470nm (2.46ev,3.94J—2.64ev,4.23J)
紫470—380nm (2.64ev,4.23J---3.27ev,5.23J)
肉眼看得见的是电磁波中很短的一段，从0.4-0.76微米这部分称为可见光。
可见光经三棱镜分光后，成为一条由红、橙、黄、绿、青、蓝、紫七种颜色组成的光带，这光带称为光谱。
其中红光波长最长，紫光波长最短，其它各色光的波长则依次介于其间。
波长长于红光的(>0.76微米)有红外线有无线
电波；波长短于紫色光的(<0.4微米)有紫外线。
至今天文学家无法解释的神秘太阳光谱暗线
至今天文学家无法解释的神秘太阳光谱暗线
李丹丹
2017-06-246评
每日一天文图带你探索太空：至今天文学家无法解释的神秘太阳光谱暗线
到现在为止，我们还是不知道为什么有些颜色的阳光不见了！
上图是我们的太阳在可见光波段的光谱，它是阳光通过一部基本原理和三棱镜很相似的仪器后所产生的。
在这张光谱里，可以看到七彩的太阳光谱有许多黑色的暗线，而到目前为止，天文学家还是不了解有些暗线是怎么形成的。
上面这幅光谱是由名为麦克梅斯-皮尔斯 (McMath-Pierce)的太阳塔所产生的，由光谱可以看出外观是黄色的太阳，虽然会发出各种颜色的辐射，但是还是以黄-绿光附近的辐射最强。
这幅光谱会有暗线，是因为太阳表面和它上方的气体吸收部份来自下方的阳光。
因为不同种类的气体会吸收不同颜色的光，所以从这些吸收暗线，我们可以定出太阳表面的气体组成。
举例来说，氦就是在1870年首先在太阳光谱中发现的新元素，后来才在地球上找到它的踪迹。
到目前为止，大部份吸收谱线的来源多已经知道，不过，还是有数条线的出处仍然不明。
今天的至今天文学家无法解释的神秘太阳光谱暗线就介绍到这里，咱们下期再见。
太阳光谱介绍
太阳光谱介绍太阳辐射经色散分光后按波长大小排列的图案。
太阳光按电磁波可分为可见光线和不可见光线。
不可见光线又可以分为射线、紫外线、红外线、微波和电波。
太阳光是极为宽阔的连续谱以及数以万计的吸收线和发射线，是一个极为丰富的太阳信息宝藏。
太阳光谱属于G2V光谱型，有效温度为5770 K。
太阳电磁辐射中99．9％的能量集中在红外区，可见光区和紫外区。
在地面上观测的太阳辐射的波段范围大约为0．295～2．5 tim。
利用太阳光谱，可以探测太阳大气的化学成分、温度、压力、运动、结构模型以及形形色色活动现象的产生机制与演变规律，可以认证辐射谱线和确认各种元素的丰度。
利用太阳光谱在磁场中的塞曼效应，可以研究太阳的磁场。
太阳平日所放出来的光谱主要来自太阳表面绝对温度约六千度的黑体辐射(Black Body Radiation) 。
光谱可见光的波长范围在770～390纳米之间。
波长不同的电磁波，引起人眼的颜色感觉不同。
770～ 622nm，感觉为红色；622～597nm，橙色；597～577nm，黄色；577～492nm，绿色；492～455nm，蓝靛色；455～390nm，紫色。
利用用太阳光谱，可以探测太阳大气的化学成分、温度、压力、运动、结构模型以及形形色色活动现象的产生机制与演变规律，可以认证辐射谱线和确认各种元素的丰度。
利用太阳光谱在磁场中的塞曼效应，可以研究太阳的磁场。
太阳光谱的总体变化很小，但有的谱线具有较大的变化。
在太阳发生爆发时，太阳极紫外和软X射线都会出现很大的变化。
利用这些波段的光谱变化特征可以研究太阳的多种活动现象。
因此，提高对太阳光谱的空间分辨率和拓展观测波段，可以大大增强对太阳和太阳活动的认识。
现在已探测到了完整的，称之为第二太阳光谱的偏振辐射谱。
利用第二太阳光谱，又可以进一步开展多项太阳物理研究，也可能成为探测太阳微弱磁场和湍流磁场的有效方法。
太阳光谱中的暗线产生的原因
太阳光谱中的暗线产生的原因
暗线光谱又叫吸收光谱。
吸收光谱是原子吸收白光里相应波长的光后产生的光谱，白光本来是连续的，一部分被吸收了之后就产生了暗线。
可见光大多数都能穿过大气层，大气层的吸收作用并不是形成太阳光谱暗线的真正原因。
这要说到太阳的大气结构了，在太阳的外层，被大量的氦气（He）所包裹着，而当太阳光从氦气层穿过时，氦气会吸收掉与氦元素明线光谱相符的光波，从而形成了暗线。
其实氦最早不是在地球上发现的，而是当人们检查太阳光谱时，发现有几条暗线，而这几条暗线与当时所知道的所有元素光谱都不相符，科学家确定这是一种新元素，并为它命名为Helium，愿意为“来自太阳的”。
“无字天书”——恒星光谱（恒星世界三）
“无字天书”——恒星光谱（恒星世界三）“无字天书”——恒星光谱（恒星世界三）和雨后形成彩虹一样，太阳光穿过小孔射入室内，通过三棱镜或光栅后，就会出现按红、橙、黄、绿、青、蓝、紫依次排列的彩色光带，这就是太阳光谱。
恒星从遥远的太空发出的光到达地球，经过天文望远镜和光珊之后，也会分解成一条按不同波长排列的光带，这就是恒星的“指纹”和“身份证”——恒星光谱。
恒星光谱包含有恒星各种特性的最丰富的信息，从中可以获得恒星的温度、光度、压力、直径、质量、磁场、化学成分、自转、视向速度等数值。
可以说，我们对恒星的所有知识，几乎都是从对恒星光谱的研究中得到的。
1666年，牛顿最先发现了太阳光谱。
1802年，英国光学家沃拉斯顿发现太阳光谱被几条暗线隔开。
1859年，德国物理学家基尔霍夫揭开了暗线的秘密，提出了著名的基尔霍夫定律，即每种化学元素都有自己的光谱；每种元素都可以吸收它能够发射的谱线。
1870年，开始了恒星光谱的拍摄和研究。
天文学家将拍摄的恒星光谱进行分析研究，可以确定恒星的元素组成；根据谱线强度确定各元素的丰度。
颜色相同的恒星，其光谱大致相同；颜色不同的恒星，其光谱也不同。
恒星虽然多如牛毛，但光谱大体分为几种类型。
19世纪末，美国哈佛大学天文台提出了哈佛分类法，确定了恒星的光谱型：O－B－A－F－G－K－M型。
从G型分出R、N子型；从M型分出S子型。
10种类型又分为10个次型。
如G0、G1、G2、G3……G9；G0是G型典型，G5介于G0型和K0型之间等等。
我们太阳的光谱为G2型。
光谱O型，蓝色，表面温度4万—2.5万K，典型恒星参宿一（猎户ξ）、参宿四（猎户δ）。
B型，蓝白色，表面2.5万—1.2万K，典型恒星角宿一（室女α）、参宿七（猎户β）。
A型，白色，表面1.15万—7700K，典型恒星织女一（天琴α）、天狼（大犬α）。
F型，黄白色，表面7600—6100K，典型恒星南河三（小犬α）、王良一(仙后β)。
太阳 光谱
太阳光谱1.引言太阳，作为离我们最近的恒星，一直以来都是天文学和物理学的重要研究对象。
通过研究太阳的光谱，科学家们能够深入了解太阳的组成、太阳活动、太阳的演化历程以及太阳对地球环境的影响。
本篇文档将详细介绍太阳光谱的获取、分析、与太阳活动和演化的关系，以及太阳光谱在空间天气预报和其他领域的应用。
2.太阳光谱的获取太阳光谱的获取主要通过天文观测和实验手段实现。
其中，分光仪是常用的观测设备，能够将太阳光分解成不同的光谱线，以便后续的分析。
此外，日冕仪和质谱仪等设备也被广泛应用于太阳光谱的观测和分析。
3.太阳光谱的分析太阳光谱的分析主要涉及对光谱线的识别和解读。
通过对光谱线的波长、强度、宽度等特征的研究，科学家们能够推断出太阳表面的温度、成分、磁场等信息。
其中，氢线、氦线和铁线等是太阳光谱中的重要特征线。
4.太阳光谱与太阳活动太阳光谱与太阳活动密切相关。
例如，当太阳活动增强时，太阳光谱中的某些谱线会发生变化，如出现额外的暗线或增强的辐射。
这些变化为科学家们提供了研究太阳活动的宝贵信息。
此外，通过对太阳光谱的分析，还可以监测太阳辐射的能量分布和变化，从而预测太阳风暴等极端事件。
5.太阳光谱与太阳演化通过研究太阳光谱，科学家们还能够了解太阳的演化历程。
例如，通过测量太阳光谱中的某些元素丰度，可以推断出太阳的形成时间和演化过程。
此外，太阳光谱还被用于研究恒星的演化理论，如赫罗图等。
6.太阳光谱在空间天气预报中的应用空间天气预报对于保障卫星通信、导航系统正常运行以及预防空间灾害具有重要意义。
通过分析太阳光谱，可以预测太阳风暴等极端空间天气事件，从而提前采取防范措施。
此外，太阳光谱还被用于研究地球磁场的结构与变化，为空间天气预报提供更多依据。
7.太阳光谱在其他领域的应用除了在天文学和物理学中的应用外，太阳光谱还在其他领域展现出广泛的应用价值。
例如，在环境科学领域，太阳光谱被用于研究大气污染物的光化学反应过程；在地质学领域，太阳光谱被用于分析地球表面的岩石和土壤成分；在农业领域，太阳光谱被用于指导农作物种植和管理；在医学领域，太阳光谱被用于研究光疗和光动力疗法等治疗方法。
太阳光谱定义
太阳光谱定义当我们抬头望向天空，看到那耀眼的太阳时，你是否想过太阳所散发出来的光其实有着丰富的奥秘呢？这其中就涉及到一个重要的概念——太阳光谱。
我们可以把太阳想象成一个超级大的糖果盒子，而太阳光谱呢，就像是这个糖果盒子里不同颜色、不同口味的糖果。
太阳这个“大糖果盒”不断地向外抛洒出各种“糖果”，也就是不同波长的光。
那到底什么是太阳光谱呢？简单来说，太阳光谱就是太阳辐射经色散分光后按波长大小排列的图案。
太阳光谱包括无线电波、红外线、可见光、紫外线、X 射线、γ射线等各种电磁波。
这些不同波长的光就像一支庞大的“光的军队”，各自有着独特的特点和作用。
我们先来聊聊可见光部分，这可是我们最熟悉的。
你看，赤橙黄绿青蓝紫，这些美丽的颜色组成了我们眼中五彩斑斓的世界。
比如，当我们看到天空是蓝色的，这其实就是太阳光中蓝色光被散射得更多的结果。
在生活中，我们日常使用的照明灯具，就是在努力模拟太阳光谱中的可见光部分，让我们在夜晚也能享受到接近自然光的照明效果。
再说说红外线。
红外线就像是一个温暖的“小天使”，我们在冬天使用的红外线取暖器就是利用了红外线的热效应。
当红外线照射到我们身上时，我们就会感觉到温暖。
还有，一些遥控器也是利用红外线来传递信号，让我们可以轻松地控制电视、空调等家电。
紫外线呢，可就有点让人又爱又恨了。
一方面，适当的紫外线可以帮助我们身体合成维生素 D，这对我们的骨骼健康很重要。
但是，如果紫外线过量，就会伤害我们的皮肤，让我们变黑甚至晒伤。
所以，我们出门要涂防晒霜、打遮阳伞，就是为了阻挡过多的紫外线。
在一些工业生产中，紫外线也有广泛的应用，比如用于杀菌消毒等。
太阳光谱的研究对于我们了解太阳本身以及地球的气候、环境等都有着至关重要的意义。
科学家们通过对太阳光谱的分析，可以了解太阳的化学成分、温度、压力等信息。
比如，通过研究太阳光谱中某些特定波长的吸收线，科学家们可以确定太阳中存在哪些元素。
这就好像是通过太阳光谱这个“密码本”来解读太阳的秘密。
太阳探索史画之五太阳常数_破解夫琅和费线之谜_太阳摄影_陈丹
德国物理学家基尔 霍夫和化学家本生
英国维多利亚女王时代的太阳光谱图 上图为太阳光谱中的夫琅和费线，下图为太阳日冕光 谱，其中的亮线是氢它
是怎样形成的？代表着什么意思？
破解这些奥秘的是两位德国科学家。
１９ 世纪中叶，化学家本生（１８１５～
谱线对应不同波长的光；每种元素 可以吸收它能够发射的光线，即发 射连续光谱的光穿过温度较低的气 体时，低温的气体原子会吸收它高 温时所发射的光线，从而在连续光 谱的背景上相应波长处出现暗色的 吸收线，即吸收的波长正好与该元 素发出的亮线波长相同。
这就是说，太阳光谱中显露出 的暗线就是吸收线，是因为某些波 长的光被太阳较冷的大气层中出现 化学元素所吸收而形成的。分析这
１８９９）发明了一种新型煤油灯，这 种灯的火焰没有颜色。物理学家基
夫琅和费开发衍射光栅，用以测定谱线 的波长
尔霍夫（１８２４～１８８７）听到这个消 息后，就和本生合作，做了一个实 验：将化学药品撒到本生灯的火焰 中，然后再用分光镜观察这些火焰 的光谱。
通过这一实验，他们终于在 １８５９ 年弄清了夫琅和费线形成的原 理：每种化学元素在加热到白炽时 都会产生自己特有的光谱；炽热的 固体、液体和高压气体发出连续光 谱，金属的蒸汽和稀薄气体发出某 些单独的明亮谱线（发射线），各条
设计用来逐渐减弱日冕最内部最明 亮的部分。使用了这种技术的照片 可以分辨出日冕结构中的细节。
英国天文学家沃伦·德拉鲁
第一张太阳达盖尔原型照片的复制品，原始照 片直径比 １２ 厘米稍大
英国天文学家沃伦·德拉鲁制造的太阳照 相仪，１８６０ 年西班牙日全食时这台太阳照 相仪被搬到观测地，拍摄了太阳日珥照片
些吸收线，把它们
谱斑
磁场
谱斑中磁场强度可达 200高斯。谱斑与中等场强的磁场共生,钙谱斑与20～200高斯的纵向磁场相关，钙谱斑 的外形与20～40高斯的等强度轮廓对应。钙谱斑与氢谱斑的亮度与场强大致成正比。氢单色像中的暗纤维或钙单 色像中的亮纤维，取向都与磁力线方向相同。谱斑的精细结构“亮结”可能是磁流环与形成电离钙谱线（或Hα谱 线）的色球层的交点。
感谢观看
钙和氢
日面的CaⅡ的K单色像与氢Hα单色像明显不同。CaⅡ的K单色像上谱斑比较清楚,和周围非扰背景比较，反衬 较大。用K3观测时，反衬最大，谱斑特别清楚。在Hα线心处观测时，氢谱斑以亮谱斑形式出现，但比钙谱斑模 糊,反衬不如CaⅡ的K线大。在氢谱斑中可看到旋涡结构,在黑子周围尤为明显。在Hα1中观测时，氢谱斑为暗谱 斑。在氢单色像中,特别是Hα3单色像中，还可清楚地看到暗条。有些暗条在钙单色像上也可看到，但很不清楚。
美国SOHO卫星拍摄的 1997年8月26日一次太阳日珥爆发过程。
的光谱
在谱斑中，CaⅡ的H、K线中心附近出现反转，即在吸收线中存在着发射，而在发射部分又有附加吸收。习惯 上把线心附近的发射峰称为K2，发射峰上由吸收造成的凹陷部分称为K3，在发射峰两旁很宽的吸收部分称为K1， 并用v、r下角字分别表示紫翼和红翼。谱线中吸收系数由线翼向线心增加。根据太阳大气中谱线的形成和致宽理 论可知：线心吸收系数最大，其辐射对应于太阳大气较高层次，而线翼处的辐射则对应于较低层次。因此，K1、 K2、K3分别代表色球层不同高度的辐射。虽然它们的准确位置还未确定，但可以肯定，K1和K3是分别在色球下层 和上层形成的。CaⅡ的H、K线形状的特点，是与谱斑中物理参数（包括温度、密度、压力，特别是电子压力等） 随高度的异常分布有关。 谱斑区域的Hα轮廓:Hα3表示线心部分,Hα2距离线心约0.25埃，而Hα1为离线心约 0.5埃的部分。它们同样表示来自色球层不同高度的辐射。在大多数谱斑中,Hα、Hβ的线心强度比非扰区域大； 但 Hγ以外的其他巴耳末线，谱斑区与非扰区的轮廓差别就不明显。在这些谱线的单色图中，谱斑已不可见。一 些较强的金属谱线，例如镁、钠、铁和电离锶等的谱线，它们的轮廓变化也比CaⅡ的H、K线简单。它们的线心一 般都有附加发射。所以，用这几条谱线的线心波长观测时，都可看到亮谱斑，但不如钙谱斑那么清晰；而在线翼 处观测时，则可看到暗谱斑。上述谱斑中不同谱线的轮廓变化特性是不同的，可以认为是由谱斑中特殊的物理条 件和形成不同谱线的高度不同所造成的。
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光学波动说托马斯·杨出生在英国索默塞特郡（Somersetshire）的米尔弗顿（Milverton），我们要感谢他，因为他复兴了被忽略了一个世纪之久的光的波动说。
这位伟大的科学家有一个非凡的幼年时代。
在他两岁时他就能很流畅地读书，当他4岁时，他已通读了两遍圣经；当他6岁时，他能整篇地背诵“哥德斯密思的荒村”（ Goldsndth′s Deserted Village）。
他一目数行，贪婪地阅读各种书籍，无论是古典的、文学的或是科学上的著作；说出奇怪，在他的发育成长中，他的体力和智力并没有减退。
在他约16岁时，由于他反对贩卖奴隶，他戒用食糖。
在他19岁时，他开始先在伦敦、而后在爱丁堡、哥丁根、最后在剑桥学医。
1800年他开始在伦敦行医。
第二年他接受了皇家研究院自然哲学教授的职务，这个研究院是由伦福德伯爵在这之前一年建立的京城科学院。
他担任这个职务有两年之久。
从1802年的1月到5月，他作了一系列讲演。
这些讲演和后来的一系列讲演以《关于自然哲学和机械工艺的讲演》（Lectures on Natural Philosophy and the Mechanical Arts）为题在 1807年出版，这本论丛今天还值得一读。
1802年他被委任为皇家研究院的外事秘书。
他担任这个职务直到他生命的最后一刻为止。
杨的最早研究是关于眼睛的构造和光学特性。
而后，1801—1804年是他光学发现的第一个时期。
他的学说受到嘲笑，于是他着手其他的研究工作。
连续有12个年头，他花费在医疗职业和语言学的研究上，特别是辨读象形文字的著作。
然而，当法国菲涅耳开始光学实验并且特别突出杨的理论时，杨才重新恢复他早期的研究，进人了他的光学研究的第二个时期。
1801年，杨在皇家学会宣读了关于薄片颜色的论文，他在这里表示他自己强烈地倾向光的波动说。
干涉原理的引人是这篇文章跨出的重大一步。
“两个在方向上或者是完全一致或者是很接近的不同光源的波动，它们的联合效应是每一种光的运动的合成。
”这个原理的不完全的暗示曾出现在胡克的《显微术》（Mcrogrophia）中，但杨直到他独自取得新见解之后才知道这些暗示。
杨第一次彻底地用干涉原理解释了声和光。
他以这个原理解释了薄片的色彩和刻条纹的表面或“条纹面”的衍射颜色。
杨的观察是以极大的精密度作的，但是，他说明这些观测事实的方式，正如他的大部分论文一样，是简洁而有点模糊不清的。
他的包含有重要的干涉原理的论文成为自牛顿的时代以来发行的最重要的物理光学出版物。
但它们并未在科学界留有印象。
布鲁厄姆在《爱丁堡评论》（Edinburgh Review）第Ⅱ期和第Ⅳ期上对这些论文发起了猛烈的攻击。
杨的文章被宣称为“没有值得称之为实验或发现的东西”、“没有任何价值”。
布鲁厄姆说：“我们想对革新创造发表点意见，它们除了阻碍科学的进展以外不会有别的效果。
”在指责干涉原理为“荒唐”和“不合逻辑”以后，这个评论者说：“我们现在暂时不接受这个作者无能的学究气的作品，从中我们未能找到一些有关的学问、敏锐和独创的痕迹，本来我们以为这些东西可以弥补他在顽强的思考力、冷静和耐性的研究以及通过踏实和审慎地观察自然的运转而成功地发展自然规律方面的明显缺点。
”杨发出了有力的回答，它是以一本小册子的形式发表的，但是并未使公众的舆论转向赞成他的学说。
因为正如他自己所说的一样，“只卖了一册”。
丁锋尔说：“通过那时掌握了舆论界的一个作者的激烈挖苦，这个有天才的人被压制了——被他的同胞的评头论足的才智埋没了——整整20年，他事实上被当做梦吃者……他首先要感谢著名的法国人菲涅耳和阿拉哥，感谢他们恢复了他的权利。
”菲涅耳出生在诺曼底（Normandy）的布罗意（Broglie）。
在他的学生时代他进步很慢，八岁时他才勉强能读书。
他的身体总是虚弱得很。
他不像杨一样，有希望成为一个大学者。
在他13岁时他上了卡昂（Caen）的中心学校，在16岁时他上了巴黎的综合技术学校。
然后上桥梁和道路学校。
以后他又当了约8年的政府工程师。
他是一个很顽固的保工党员，并且加人了反对拿破仑从厄尔伯岛（Elba）回国的军队组织。
结果是，他丢掉了职位。
在路易十八复位时，菲涅耳得到了一个新的工程师职位。
他在1815年开始他的实验研究。
他在1814年12月的一封信中讲了如下的话：“我不知道光的偏振意味着什么。
”在一年的时间内，他就把他的一篇关于衍射的重要论文寄给了科学院（在1815年10月）。
紧接着就很快完成了其他的一系列论文。
在由点光源发射出的光束中放上一根曲线，精确地测定从这光束的轴到所产生的条纹的距离。
正如杨在较早时候做过的一样，他注意到，当通过细线一边的光在它达到屏之前把它挡住时，影内的光带就消失了。
菲涅耳不知道杨早在13年以前就已经取得了这个成就，他正被引向发现干涉原理。
许多物理学家不倾向于承认这个现象就是干涉。
自从格里马耳迪时候起，人们就已经知道衍射条纹。
并且已经根据发射说，用光的微粒和引起衍射的物体边缘之间进行吸引和排斥的臆想的定律来解释这种现象。
为了消除这些反对意见，菲涅耳设计了一个值得纪念的实验，这个实验产生于两个与小孔或不透明障碍物边缘都元关的小光源。
用两块彼此形成一个接近180°角的平面金属镜，他避开了衍射，而以反射光束产生了干涉现象。
阿拉哥和潘索受命报告菲涅耳的第一篇论文。
阿拉哥热情地研究了这个问题，并且成为法国第一个改信波动说的人。
由于菲涅耳的一些数学上的假设不够好，因此，属于严密的数学学派的拉普拉斯、泊松等人起初都不屑于去考虑他的理论。
菲涅耳受他们的反对意见的刺激而作了更大的努力。
杨没有以大量的数值计算证明他的解释。
菲涅耳在大得多的程度上应用了数学分析，并且使许多人开始相信波动说。
他对于反对波动说的老意见——即波动说不能解释影子的存在或者光的近似直线传播——作了全面的回答。
光的干涉现象和声音和干涉现象不同是由于光的波长要短得多。
和杨不一样，菲涅耳广泛采用了惠更斯的子波原理，菲涅耳这样讲道：“在任何一点的光波振动可以看做在同一时刻传播到那一点上的光的元振动的总和，这些元振动来自所考察的未受阻拦的波的所有部分在它以前位置的任何一点的各个作用。
”正是阿拉哥第一个使菲涅耳注意到杨的研究，并且把这个法国学者的第一篇论文寄给了那位英国医生。
令人高兴的是，他们之间不存在激烈的优先权之争。
菲涅耳在1816年给杨的信中写道：“如果有什么能够安慰我没有获得优先权的利益的话，那就是，对我来说，我遇到了以如此大量的重要发现丰富了物理学的学者，同时他大大地有助于加强我对于我所采用的理论的信心。
”杨在1819年10月16日给菲涅耳写道：“先生，我为您赠送我令人敬羡的论文表示万分感谢，在对光学进展最有贡献的许多论文中，您的论文确实也是有很高的地位的。
”让我们进一步讲光的双折射和偏振。
巴托利努斯用冰晶石观察到双折射。
牛顿和惠更斯都曾研究过偏振。
惠更斯讲过单轴晶体的非常折射的真实定律。
他们把“双面”或“偏振”的性质看做是仅仅与双折射有关的孤立的事件。
过了一个世纪以后，马吕斯观察到偏振可以伴随着反射。
这样，除了晶体的作用外，还可以用其他的方法使光发生偏振。
马吕斯出生在巴黎。
他受过作为军事工程师的教育，并在德国和埃及的法国军队中服过役。
后来，在他指挥的在安特卫普（Antwerp）和施特拉斯堡（Strassburg）进行的工作期间，他找到了时间来从事研究法国学会提出的寻求双折射的数学理论的有奖赛题。
他偶然地得到了有关上述问题的发现。
他通过一片晶体看到从卢森堡宫的窗户反射到他所居住的因弗尔街（Rue d’Enfer）的住宅的太阳的像，他很惊奇地发现，当晶体在某种位置时，「太阳的」双像之一消失了。
他试图以光在大气中运行时发生某种变形来解释这个奇特的现象。
但到了晚上时，他发现烛光以36°角落在水面时会有类似的情况，事实上，烛光是偏振化了的。
此外，如果从方解石来的两束光同时以36°角落在水面，并且如果寻常光线部分地被反射，则非常光线全然不被反射，反之也一样。
这样，在一个晚上，马日斯找到了现代物理学的一个新分支。
这时候，波动说还没有对偏振现象作出解释，它处在被马吕斯发现的大量新事实推翻的危险之中。
托马斯·杨在1811年写信给马吕斯（他是发射说的一个坚决的信徒）：“你的实验证明了我所采用的理论（即干涉现象）的不足，但是这些实验并没有证明它是错的。
”正如惠威尔说的一样，毫无疑问，这是“波动说历史上最黑暗的时候”。
杨没有隐匿困难；他也没有放弃调和这个表面上的矛盾的希望。
经过了六年以后，曙光开始出现了。
在1817年1月12日，杨给阿拉哥写信时说道：“根据这个「波动」学说的原理，所有的波都像声波一样是通过均匀介质以同心球面单独传播的，在径向方向上只有粒子的前进或后退运动，以及伴随着它们的凝聚和稀疏。
虽然波动说可以解释横向振动也在径向方向上并以相等速度传播，但粒子的运动是在相对于径向的某个恒定方向上的，而这就是偏振。
”这是一个巧妙的提示，它使人们有可能理解光线如何能够显现出两面性。
后来，人们选定了垂直于光线的特定方向来代替杨所说的“恒定方向”。
菲涅耳独立地获得了这个解释的模式，但它的论文发表在杨之后。
在领悟横向振动的说法时，从阿拉哥对惠威尔的叙述中产生了某种困难的观念：“当他（阿拉哥）和菲涅耳已经共同得到了他们关于相反的偏振光线的非干涉性的实验结果时，并且当菲涅耳指出，只有横向振动才可能把这个事实纳人波动论时，他自己表示，他没有胆量发表这样的一种观点；因此，《论文》的第二部分仅仅是以菲涅耳的名字发表的。
”菲涅耳推进了偏振光的整个课题。
通过某种晶体的偏振光所产生的多种颜色是阿拉哥在1811年发现的。
两个对立的光学学说的坚决拥护者促进了发现这种消偏振现象的解释。
杨根据波动说第一个作出了解释，而后阿拉哥和菲涅耳更充分地解释了它。
毕奥根据微粒说在复杂的非常优美的数学研究中对这些事实作了解释。
这受到拉普拉斯和其他数学家的赞赏，他们发现华奥的思辨比菲涅耳的那些解释更符合他们的思考习惯。
阿拉哥参加了反对华奥的行列，这两个物理学家进行了如此激烈的争论，以致一度曾经亲密合作的两个人完全变得疏远了。
约1816年，毕奥发现了显示双折射的电石片，但它吸收寻常光线。
这就导致他制造了闻名的电气石钳以便研究偏振现象。
他还提出了重要的旋光偏振定律并把它应用于各种物质的分析。
布鲁斯特很成功地对晶体的偏振光现象进行了考察。
虽然他受过牧师训练，但他从未束缚在他充当的职业上。
在1799年，他受到他的同学布鲁厄姆的鼓动，重复并研究了牛顿的衍射实验。
从那时起，布鲁斯特几乎是连续地从事创造性研究。
他成为圣·安德鲁斯的物理学教授，后来又当上了爱丁堡大学校长。