太阳光谱知识

教 案 纸 №5-1

常州工程职业技术学院 原子吸收光谱法之

任务 5 原子吸收光谱法基本原理

教学任务 p 解释原子吸收光谱法的基本原理和原子吸收分光光度计的结构设计；

p 解释共振线、分析线、谱线轮廓、积分吸收、峰值吸收等基本概念；

p 说明谱线轮廓变宽的主要原因和吸光度与待测元素浓度的关系:原子吸收现象发现；原子吸

收法特点；分析流程；原子吸收产生；分析线轮廓；定量关系 教学方法

p 教师讲解 教学学时

p 以 40 人为学习组，需 4 学时 教学设计

p 问题引入，教师讲解，学生讨论，教师总结 问题:如何测定天体的组成？

天文学研究中经常需要测定各种恒星、行星的组成、结构，然而，这些星球距离我们非常遥远

并且恒星表面具有极高的温度使我们无法接近，不可能直接取样进行测定，天文学家是如何知道天

体组成的呢？ 原子吸收光谱的发现与发展

早在 1802 年，伍朗斯顿（W.H.Wollaston）在研究太阳连续光谱时，就发现了太阳连续光谱中

出现的暗线，图 4－1。

1859 年，克希荷夫（G.Kirchhoff）与本生（R.Bunson）在研究碱金属和碱土金属的火焰光谱 时，发现钠蒸气发出的光通过温度较低的钠蒸气时，会引起钠光的吸收，并且根据钠发射线与暗线

图 1 太阳光谱中的暗线 图 2 碱金属光谱研究

教 案 纸 №5-2

常州工程职业技术学院 在光谱中位置相同这一事实，断定太阳连续光谱中的暗线，正是太阳外围大气圈中的钠原子对太阳

光谱中的钠辐射吸收的结果。

1955 年澳大利亚的瓦尔西(A.Walsh)发表了他的著名论文”原子吸收光谱在化学分析中的应

用”奠定了原子吸收光谱法的基础。

50 年代末和 60 年代初，Hilger, Varian Techtron 及 Perkin-Elmer 公司先后推出了原子吸收

光谱商品仪器，发展了瓦尔西的设计思想。到了60 年代中期，原子吸收光谱开始进入迅速发展的时

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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1.353

kW/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 2 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。

第一章 太阳能基本知识

第一节 太阳能的来源

太阳从东方升起，到西方降落，太阳带来了温暖.使生物和人类生长，发育，这是人们听熟悉的自然现象。此外，太阳照射的变化，还引起四季和昼夜的更替，造成大气层中的风、雨、雷、电。那么，它的能量是从哪里来的呢?是我们要考察的问题。

首先，我们要了解太阳的构造。简单地说，太阳是一个炽热的大气体它的直径大约为139万km(万公里)，是地球直径的109倍，它的体积是地的130万倍，而它的质量为地球的33万倍，所以，它的密度只是地球的1/4。

太阳通常可分为内球和太阳大气两大部分。内球的外层是处于对流之中的流体区域；太阳大气又分为两层，其底层称为光球，就是我们平常所能看见的部分，它的上面是厚约几千公里的色球层，最外面是一层密度很小的日冕，它的形状不规则，而且经常变化。从太阳球心到平均半径为1/4的范围内，含有总质量的40%，温度高达1500万℃（万摄氏度)，密度超过100g/cm3(克/厘米3）；在平均半径为70%处，温度降至50万℃；在外面的对流层，温度进一步降至约6000 0℃，密度降至1×10-8g/cm3。

太阳的主要成份是氢和氮，其中氢约占78%，氦约占20%。在异常的高温、高压下，原子失去了全部或大部核外电子，它们在高速运动和互相碰撞之中，发生多种核反应。其中最主要的是氢核聚合成氦核反应，称为热核反应在这种反应中，每1g(克)氢变为氮时，质量损失0. 0072g。太阳每秒钟将6亿多吨氢变为氮，损失质量427万t(万吨)，这些质量转化为能量发射出来.总功率相当于3. 9×1020 M W(兆瓦)。根据地球和太阳的相对位置可知，太阳总辐射能量中，只有二十二亿分之一到达地球大气层的上界，大约为1亿7300万MW。由于大气层的散射和吸收，最后达到地球表面的太阳辐射功率大约为8500万MW。这仍然是全球发电容量的数十万倍。尽管太阳的发射功率如此巨大，但是，太阳的质量毕竟太大了，照这样消耗下去，仍然能够维持几十亿年。

太阳光谱

太阳光谱是指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射线等几个波谱范围。

1 太阳光谱 - 简介

太阳光的极为宽阔的阳光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。

太阳辐射主要集中在可见光部分（0.4～0.76μm），波长大于可见光的红外线（>0.76μm）和小于可见光的紫外线（<0.4μm）的部分少。在全部辐射能中，波长在0.15～4μm之间的占99%以上，且主要分布在可见光区和红外区，前者占太阳辐射总能量的约50%，后者占约43%，紫外区的太阳辐射能很少，只占总量的约7%。

在地面上观测的 太阳辐射的波段范围大约为0．295～2．5μm。短于0．295 μm和大于2．5 μm波长的太阳辐射，因地球大气中臭氧、水气和其他大气分子的强烈吸收，不能到达地面。 2 太阳光谱 - 功率分布

太阳是能量最强、天然稳定的自然在太阳光谱中远红外线辐射源，其中心温度为1.5*107K，压强约为1016Pa。内部发生由氢转换成氦的聚核反应。

太阳聚核反应释放出巨大能量，其总辐射功率为3.8*1026W，其中被地球接收的部分约为1.7*1016W。太阳的辐射能量用太阳常数表示，太阳常数是在平均日地距离上、在地球大气层外测得的太阳辐射照度值。从1900年有测试数据以来，其测量值几乎一直为1350W/m2。对大气的吸收和散射进行修正后的地球表面值约为这个值的2/3。

通常假定太阳的辐射温度为5900K，则其辐射温度随波长的增加而降低。根据黑体辐射理论，当物体温度升高时，发出的辐射能量增加，峰值波长向短波方向移动。

太阳辐射的波长范围覆盖了从X射线到无线电波的整个电磁波普。在大气层外，太阳和5900K黑体的光谱分布曲线相近。受大气中各种气体成分吸收的影响，太阳光在穿过大气层到达地球表面时某些光谱区域的辐射能量受到较大的衰减而在光谱分布曲线上产生一些凹陷。