4.1. 太陽スペクトル#

スペクトル校正は、重複または隣接するスペクトル範囲を持つ複数の分光器を使用して、同じ光源のスペクトルを記録する場合にも関連します（図 4.1の図を参照）。図 4.3は、可視光および近赤外域の太陽スペクトルをカバーする2台の分光器を使用した太陽のスペクトルを示しています。

../_images/application_sun_scheme.png — 図 4.1 2台の分光器を使用した太陽スペクトルの測定#

両方の分光器（およびその入力ファイバー）は、節 2.1.6に概説されている手順に従って、同じ参照光源を使用して校正されました(強度校正)。

参照光源（色温度2600 Kの白熱灯）のスペクトルが、両方の分光器を使用して取得されました（図 4.2左）。VIS分光器のNIR波長（700～800 nm）での感度低下がはっきりと確認できます。このスペクトルがタングステンランプの期待される形状と全く一致しないことは明らかです。
参照強度の曲線は、プランクの法則 (4.1)を使用して、参照光源の既知の色温度を用いて200～3000 nmのスペクトル範囲で計算されました。

(4.1)#\[ I = \frac{2hc^2}{\lambda^5} \frac{1}{\exp(\frac{h c}{\lambda k_B T}) -1 } \]

ここで、\(\rm{h}\)はプランク定数、\(\rm{c}\)は光速、\(\rm{k_B}\)はボルツマン定数、\(\rm{T}\)は黒体放射体の絶対温度、\(\rm{\lambda}\)は波長です。
校正データが2台の分光器に適用されました。これにより、参照光源の強度補正されたスペクトルが得られます（図 4.2右）。

校正前 — 図 4.2 Calibrating two spectrometers#

両分光器の強度校正後、記録された太陽のスペクトル（図 4.1）は、色温度5000 Kを超える黒体放射体のスペクトルと一致します（入力ファイバーを太陽から離れた方向に向けると増加する大気散乱による偏差があります）。スペクトルにはフラウンホーファー線が見られます。フラウンホーファー線は、太陽や他の恒星の連続スペクトルに観測される一連の暗いスペクトル吸収線であり、恒星大気の化学組成を明らかにします。AバンドやBバンドのような一部の暗線はテロル線であり、太陽ではなく地球の大気中の分子（主に酸素（\(\text{O}_2\)）と水蒸気（\(\text{H}_2\text{O}\)））による吸収が原因であることに注意してください。

参考

太陽スペクトルは、応用例 光源の放射測定分析 & 太陽スペクトルの色彩分析でさらに分析されます。