Способ измерения напряженности магнитного поля самосветящихся объектов
Изобретение относится к области астрофизических измерений и предназначено для исследования структуры и динамики магнитных полей в атмосфере Солнца. Технический результат: способ позволяет одновременно измерять продольную напряженность магнитного поля и лучевую скорость всего за одну экспозицию, что значительно ослабляет действие атмосферных нестабильностей и сокращает время наблюдений. Сущность изобретения: измеряют интенсивность светового излучения одновременно на участке переналожения спектральных компонент Фl rb, синем Фl b и красном Фl r крыльях спектральной линии, а также на ближайшем к линии участке непрерывного спектра Фс. Напряженность магнитного поля вычисляют по формуле: где kН - калибровочный коэффициент. 2 ил.
Изобретение относится к области технической физики и предназначено для измерения магнитного поля в солнечной плазме.
Известному методу [1] присущ ряд погрешностей вследствие принципиальных недостатков фотометра и схемы модуляции. Наиболее близким техническим решением является способ измерения напряженности магнитного поля [2] , основанный на измерении Зеемановского расщепления спектральной линии путем трансформации вида поляризации с последующим раздвоением спектра вдоль направления дисперсии спектрографа. В этом способе модулируют пространственное положение спектральных компонент, при этом амплитуда сигнала на частоте модуляций пропорциональна напряженности магнитного поля в том участке солнечной поверхности, свет от которого проходит через входную щель спектрографа. К недостаткам прототипа следует отнести значительные световые потери на элементах электрооптического модулятора, что приводит к уменьшению чувствительности, и невозможность одновременных измерений лучевой скорости. Кроме того, известный метод трудно применять для работы с современными многоканальными фотоприемниками. Из-за малой скорости считывания (около 20-30 Гц) частота модуляции окажется слишком низкой. В результате внутренние шумы спектрографа и атмосферные нестабильности создадут ложные сигналы, совершенно искажающие результат измерений. Предлагаемое техническое решение направлено на устранение перечисленных недостатков прототипа при достижении новых качеств (сокращение времени наблюдения, одновременное измерение лучевой скорости). Согласно предлагаемому способу круговую поляризацию Зеемановских компонент спектральной линии трансформируют в линейную, разнополяризованные спектральные компоненты разносят вдоль направления дисперсии спектрографа на величину, равную полуширине рабочей спектральной линии, измеряют интенсивность светового излучения на участке переналожения спектральных компонент, а также и фиолетовом и красном крыльях спектральной линии и в примыкающем к линии участке непрерывного спектра, а напряженность магнитного поля вычисляют по формуле![](https://img.poleznayamodel.ru/img_pat/44/440920.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/177.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/215.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
4 - поляризационная призма;
5 - спектрограф;
6 - многоканальный фотоприемник (CCD - линейка, CCD - матрица). Объектив телескопа 1 строит изображение Солнца в плоскости входной щели спектрографа 2, через которую в спектрограф проходит свет от исследуемого участка солнечной поверхности. Поляризационная призма 4 обеспечивает разведение световых лучей в направлении дисперсии на величину, эквивалентную полуширине рабочей спектральной линии. Разнесение спектральных компонент на полуширину линии обеспечивается использованием для измерений наиболее крутых и линейных участков профиля линии, что, с одной стороны, гарантирует максимальную чувствительность к изменениям измеряемой напряженности магнитного поля, а с другой - независимость сигнала от любых совместных смещений компонент в пределах линейного участка. В фокальной плоскости спектрографа при этом получают два изображения спектра, сдвинутых один относительно другого на величину, определяемую призмой 4 и линейной дисперсией спектрографа в данном спектральном порядке. Поскольку это небольшой сдвиг, то изображения спектральной линии окажутся переналоженными на фоточувствительной поверхности многоканального фотоприемника, например CCD-линейки или матрицы. Четыре группы пикселей линейки, приходящиеся на зону переналожения спектральных компонент, красное и синее крылья спектральной линии и участок непрерывного спектра образуют четыре "электронных щели". "Электронные щели" в крыльях удалены от центральной "щели" в зоне переналожения на расстояние, равное полуширине рабочей спектральной линии. При таком расположении автоматически достигается равенство нулю сигнала, рассчитываемого по формуле (1), при нулевой напряженности магнитного поля. Суммарные заряды в каждой из этих щелей пропорциональны интегральным световым потокам "вырезаемым" ими. Таким образом, осуществляют измерение Фl rb, Фl r, Фl b и Фc. В случае матрицы, в вертикальном направлении, т. е. вдоль столбца матрицы располагается протяженный участок солнечного изображения, вырезаемый входной щелью спектрографа. Измерения осуществляют следующим образом. На входную щель 2 наводят исследуемый участок изображения Солнца, предположительно без магнитного поля. Если магнитное поле отсутствует (нулевая напряженность) на этом участке, то проходящий в спектрограф свет будет неполяризован, Зеемановское расщепление спектральной линии отсутствет, а четвертьволновая пластина 3 в этом случае не окажет никакого влияния, и расстояние между спектральными компонентами будет определяться исключительно параметрами поляризационной призмы и дисперсией спектрографа и составит
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/916.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/chr/955.gif)
![](https://img.poleznayamodel.ru/img_pat/44/440921.gif)
где Kv - калибровочный коэффициент, определяемый экспериментально по известной скорости вращения Солнца или рассчитываемый по справочным данным для рабочей спектральной линии. Из фиг. 2 видно, что при смещении спектральной линии в красную сторону (лучевая скорость направлена от наблюдателя), Фl b по величине превышает Фl r и знак измеряемой скорости будет положительным. При обратном смещении соответственно сменится и знак измеряемой скорости. Таким образом, значения напряженности магнитного поля и лучевой скорости измеряют всего за одну экспозицию, не меняя состояния поляризации на обратное, что снимает принципиальное ограничение на применение современных многоэлементных фотоприемников для измерений напряженности магнитного поля. Это позволяет уменьшить влияние атмосферных искажений и по крайней мере вдвое сократить время наблюдений. Источники информации, принятые во внимание
1) Кузнецов Д. А. , Куклин Г. В. , Степанов В. Е. Результаты наблюдений и исследований в период МГСС, 1966, вып. 1. М. : Наука, 80. 2) Лебедев Н. Н. , Клочек Н. В. , Григорьев В. М. , Кобанов Н. И. Авторское свидетельство СССР 335652, кл. G 01 J 3/06, 1972, БИ 13. 3) Григорьев В. М. , Демидов М. Л. , Кобанов Н. И. Авторское свидетельство СССР 1245895, кл. G 01 J 3/04, 1986, БИ 27.
Формула изобретения
![](https://img.poleznayamodel.ru/img_pat/44/440922.gif)
где kН - калибровочный коэффициент.
РИСУНКИ
Рисунок 1, Рисунок 2