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 Ф_l ^rb, синем Ф_l ^b и красном Ф_l ^r крыльях спектральной линии, а также на ближайшем к линии участке непрерывного спектра Ф_с. Напряженность магнитного поля вычисляют по формуле: где k_Н - 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 где Ф_l ^rb - интенсивность светового излучения на участке переналожения спектральных компонент; Ф_l ^r, Ф_l ^b, Ф_c - интенсивности светового излучения в красном, синем крыльях спектральной линии и непрерывном спектре соответственно; k_H - калибровочный коэффициент.

Калибровочный коэффициент можно определить экспериментально, воспользовавшись одним из известных методов, (например, по авторскому свидетельству СССР 1245895 "Способ калибровки измерений напряженности магнитного поля и дифференциальной лучевой скорости", 1986, Бюлл. Изобр. 27). В этом методе калибровки [3] Зеемановское расщепление Δλ_H спектральной линии вследствие действия магнитного поля известной величины H_k имитируется искусственно, при этом регистрируется соответствующий калибровочный сигнал S_k. Отношение H_k/s_k в дальнейшем и используется как калибровочный коэффициент. Такая калибровка основана на известной формуле Δλ_H = ±4,67×10^-13λ²gH, где g - фактор Ланде, характеризующий магнитную чувствительность спектральной линии) и пригодна для любых методов измерения продольной компоненты напряженности магнитного поля. Цитированная формула общеизвестна и ее можно найти в следующих публикациях: 1) Физика космоса, под редакцией Р. А. Сюняева. М. , 1986, изд-во "Советская энциклопедия", с. 270, левый столбец. 2) В. М. Григорьев, Н. И. Кобанов "Солнечные магнитографы", сб. "Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца", 1980, вып. 52, 155, изд-во "Наука", на с. 157.

Идея предлагаемого метода измерений основана на том, что с изменением напряженности магнитного поля интенсивность Ф_l ^rb и сумма Ф_l ^b + Ф_l ^r меняются в противофазе. Увеличение Ф_l ^rb сопровождается уменьшением Ф_l ^b + Ф_l ^r и наоборот, увеличивая таким образом чувствительность к изменению напряженности магнитного поля.

Необходимость в измерении Ф_с обусловлена тем, что половинная интенсивность непрерывного спектра в неявном виде присутствует при измерениях Ф_l ^b и Ф_l ^r. Если этот вклад не декомпенсировать, то возникнут проблемы с определением нуля измерительной шкалы.

На фиг. 1 представлена упрощенная оптическая схема, реализующая предлагаемый метод, где 1 - объектив телескопа; 2 - входная щель спектрографа; 3 - четвертьволновая фазосдвигающая пластина;
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 Ф_l ^rb, Ф_l ^r, Ф_l ^b и Ф_c. 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 Δλ_o (левая позиция на фиг. 2). Электронные щели в крыльях спектральной линии располагают симметрично относительно щели в зоне переналожения спектральных компонент на расстоянии, близком к полуширине спектральной линии. Далее меняют это расстояние, добиваясь равенства нулю значения сигнала, вычисляемого по формуле (1). Поскольку заранее неизвестно, что это участок с нулевым полем, то во избежание ошибки выводят из светового пучка четвертьволновую пластину 3 и повторяют операцию настройки положения электронных щелей, добиваясь нулевого сигнала. После этого возвращают пластину 3 в исходное положение - готовность к измерениям достигнута. Если напряженность магнитного поля ненулевая, спектральная линия расщепляется на две Зеемановских компоненты, поляризация которых зависит от полярности магнитного поля. Пусть полярность такова, что после прохождения четвертьволновой пластины 3 поляризация левой Зеемановской компоненты совпадет с поляризацией луча, отклоняемого призмой 4 влево, а правой - вправо. В этом случае расстояние между спектральными компонентами увеличится на величину Δλ_H и станет равным Δλ_o+ Δλ_H Соответственно интенсивность Ф_l ^rb возрастет, а Ф_l ^r и Ф_l ^b уменьшатся и числитель в формуле (1) примет некоторое положительное значение. Если полярность магнитного поля противоположная, то призмой 4 Зеемановские компоненты смещаются навстречу друг другу, расстояние между спектральными компонентами уменьшится на величину Δλ_H и станет равным Δλ_o- Δλ_H. При этом интенсивность Ф_l ^rb уменьшится, а Ф_l ^r и Ф_l ^b возрастут и числитель в формуле (1) станет отрицательным, отражая факт смены знака поля. Лучевую скорость отыскивают по формуле

где K_v - 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), Ф_l ^b по величине превышает Ф_l ^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

Способ измерения напряженности магнитного поля самосветящихся объектов, основанный на измерении Зеемановского расщепления спектральной линии путем превращения циркулярно-поляризованных спектральных компонент в линейно-поляризованные с последующим разведением их вдоль дисперсии спектрографа, отличающийся тем, что измеряют интенсивность светового излучения одновременно на участке переналожения спектральных компонент Ф_l ^rb, синем Ф_l ^b и красном Ф_l ^r крыльях спектральной линии, а также на ближайшем к линии участке непрерывного спектра Ф_с, а напряженность магнитного поля вычисляют по формуле:

где k_Н - калибровочный коэффициент.

РИСУНКИ

Рисунок 1, Рисунок 2