光谱型太阳辐射计可以直接测量得到太阳辐射变化, 反映各个波段对应的辐射度信息, 其直射通道全波段的仪器定标精度直接影响大气参数的反演精度。 常用的Langley拟合法在大气强吸收波段定标精度不高, 最终计算的可降水量、 强吸收波段透过率数据均存在一定的误差。 为了满足可见-近红外全波段太阳光谱的高精度测量需求, 提出一种非吸收波段的Langley定标法和基于理论计算强吸收波段大气层顶太阳辐照度相结合的混合定标法, 得到光谱辐射计全波段的定标值。 因为仪器响应函数是随波长缓慢变化的, 通过非吸收波段定标的仪器响应函数按波长线性插值得到强吸收波段下的仪器响应函数, 再结合大气层顶太阳辐照度和仪器定标值之间的关系得到强吸收波段下的仪器定标值。 通过对比Langley定标法、 改进Langley法以及混合定标法的仪器定标值变化曲线发现, 前两种方法在强吸收波段的定标值有明显的突变, 而混合定标法计算的强吸收波段仪器定标值变化更平缓, 符合仪器响应规律; 通过对比不同定标法测量的大气透过率与CART理论计算透过率的相对偏差, 发现混合定标法平均偏差减少了1.15%, 误差的减小主要归因于混合定标法提高了强吸收波段大气透过率的测量精度。 将改进Langley法和混合定标法计算得到的可降水量数据与国外同类型的POM辐射计测量得到的可降水量数据进行对比, 混合定标法计算得到的可降水量与POM辐射计的计算结果几乎一致, 相对误差在10%以下, 而相对于改进Langley定标法平均减少了40%; 对于测量的大气透过率, 与POM辐射计测量的透过率数据进行对比, 在940 nm水汽强吸收带处, 混合定标法测量的相对误差减小了25%。 因此混合定标法对于光谱型太阳辐射计直射通道全波段定标、 可降水量计算以及强吸收波段透过率计算有应用价值, 较好地改善了强吸收波段的定标精度。

星光掩星技术是利用恒星光谱进行地球及其他行星大气痕量成分密度、 温度、 气溶胶等测量的有效手段。 该探测原理主要是根据不同的大气成分在恒星光谱的不同位置上表现出不同的吸收特征, 具体表现在： 紫外波段可进行臭氧、 氧气、 氢气等的测量, 可见光谱段可探测二氧化氮、 三氧化氮、 氧气等, 红外可探测水蒸气、 气溶胶、 甲烷、 二氧化碳、 氧气等。 星光掩星的实现过程为： 当LEO卫星和恒星分别位于地球的两侧时, 恒星发射的光经过地球大气的吸收、 散射等作用, 被另一侧的LEO所接收, 即构成掩星观测。 根据光谱流量得到恒星的视星等范围, 给出恒星在天球坐标系中的分布和不同的光谱型, 以及利用各光谱型可探测的大气成分, 再利用恒星和LEO卫星在地固坐标系中的相对位置, 进行恒星-LEO星光掩星轨道观测模拟, 基本流程为： 首先读取LEO卫星的轨道位置以及目标恒星的位置, 设置24 h的模拟时间, 其次判断是否处于掩星状态, 当掩星开始时, 计算并输出掩星发生的经纬度、 速度等, 直至模拟时间结束。 其中涉及恒星从天球坐标系转换到地固系的过程, LEO卫星轨道、 掩星切点经纬度等的计算。 根据模拟流程, 计算并分析掩星事件的日观测量、 全球分布、 持续时间以及漂移速度等, 得到以下结果： (1）目标恒星在全天区都有一定数量的分布且具有不同的光谱型, 可进行臭氧、 二氧化氮等成分的探测； (2）在对星光掩星进行24 h的轨道模拟过程中, 日观测量为5 563次, 其中包括2 737次上升掩星, 2 826次下降掩星； (3）从全球分布来看, 掩星事件主要分布在低纬度, 两极最少, 其他纬度数量相当, 且经度方向分布均匀； (4）根据方位角的分布, 正常掩星占比为78.25%, 持续时间平均为1.5 min, 切点水平漂移在18～600 km； (5）21.75%的侧面掩星事件, 其较正常掩星来说, 持续时间长, 切点的水平漂移速度大, 方位角变化也大。 该结果为卫星轨道设计和探测载荷设计提供理论指导。

采用光谱型椭偏仪(SE)和分光光度计分别测量了超薄类金刚石(DLC)薄膜和非晶硅(a-Si)薄膜的椭偏参数（y和D）和透射率T。由于薄膜的厚度与折射率、消光系数之间存在强烈的相关性，仅采用椭偏参数拟合，难以准确得到薄膜的光学常数。如果加入透射率同时进行拟合（以下简称SE+T 法），可简单、快速得到薄膜的厚度和光学常数。但随机噪声、样品表面的轻微污染或衬底上任何小的吸收都可能影响SE+T 法拟合的光学常数的准确性。因此将SE+T 法和光学常数参数化法联用，实现DLC、a-Si薄膜光学常数的参数化，以消除测量数据中的噪声对光学常数的影响。结果显示，联用时的拟合结果具有更好的唯一性，而且拟合得到的光学常数变得平滑、连续且符合Kramers-Kronig (K-K)关系。这种方法特别适合于精确表征厚度仅为几十纳米的非晶吸收薄膜的光学常数。

恒星的视向速度对于研究银河系的演化结构和动力学有很重要的意义， 同时也是寻找变源和特殊天体的一种手段。 不同的研究对其测量精度有不一样的要求。 使用模板匹配的方法计算不同类型的低分辨率可见光波段恒星光谱的视向速度精度， 从而为不同方面的科学研究提供有效可靠的参考。 分别选取不同光谱型高信噪比的美国斯隆巡天恒星光谱， 并加以噪声来模拟不同信噪比条件下的恒星光谱。 通过分别计算这些恒星样本的视向速度， 定量分析了各种类型的恒星在不同信噪比条件下能达到的视向速度测量精度。 同时， 还就白矮星的视向速度测量精度进行了分析。 结果显示， 对于相同信噪比的早型恒星的视向速度测量精度远没有晚型恒星的测量精度高， 尤其是A型星的视向速度测量标准误差是K型星和M型星的5~8倍。 分析其原因， 主要是由于不同类型恒星的具有不同宽度的谱线所导致的。 因此对于具有更宽谱线的白矮星光谱的视向速度测量误差更大， 可达50 km·s-1。 以上结论将为恒星科学研究提供很好的参考。

M矮星的研究对于探索银河系的结构、 演化以及搜寻地外生命有重要意义。 获得M矮星的光谱型是一项重要的基础工作。 本研究采用SLOAN DR7的M矮星样本, 参考随机森林的特征重要性度量, 提取M矮星可见光波段600~900 nm之间的特征。 提取的特征与现有的光谱分类程序Hammer中采用的特征进行对比增加了三个新的特征, 并重新计算了模板的特征指数。 对该方法测试结果表明, 增加了新指数的程序光谱型分类结果准确度有很大提高, 该方法已用于对LAMOST的M矮星光谱进行光谱型分类。

表面等离子体共振(SPR)传感技术具有很高的折射率分辨率。但是其折射率分辨率对金属膜厚度非常敏感，影响了SPR传感器的适用性。使用一种叫做“偏振干涉”的技术，来减小光谱型SPR传感器的折射率对金膜厚度的敏感性。实验结果表面，偏振干涉能够降低SPR光谱的最小值，提高使用非最佳金属膜的SPR传感器的折射率分辨率。金膜厚度在28.16~54.38 nm范围内变化时，系统的折射率分辨率达到3.9×10-7~8.1×10-7RIU(折射率单位)。

介绍了整层大气透过率测量仪及其测量原理和Langley-Plot定标方法,提出了基于恒星整层大气透过率仪测量大气透过率的多目标星定标方法, 并分别进行了K, A光谱类型恒星定标试验, 得到了基于K, A两种光谱类型恒星辐射的定标值。对多目标星定标方法与单颗恒星的Langley-Plot定标方法进行了对比实验,验证了多目标星定标方法的合理性与准确性。当实时测量同类型的恒星辐射整层大气透过率时,就可以根据对应的定标参数进行测量研究。

采用乙烷气体辉光放电法在单晶Si衬底上制备了名义厚度分别为75,150和250 nm的类金刚石碳(DLC)薄膜,除沉积时间外其他工艺参数完全一致。使用可变入射角光谱型椭偏仪(VASE)测量了380-1700 nm波段的椭偏谱。该研究发现,对单一DLC样品的椭偏数据进行分析时,一定的范围内,假定不同的薄膜厚度均可以得到非常好的拟合结果。结果表明,采用单样品椭偏法拟合时,厚度与光学常数呈现出强烈的关联性,无法快速获得准确的结果。采用多样品椭偏法,对三个样品建立相同的物理模型,假定他们的光学常数相同,进行数据拟合。分析发现该方法可以快速、简便地获得精确的折射率、消光系数以及厚度值。经过检验,结果具有非常好的唯一性。