Способ получения магнитограмм солнечной поверхности

Способ получения магнитограмм солнечной поверхности

Иллюстрации

Показать все

Реферат

Предлагаемое изобретение относится к области астрофизики и может быть использовано для исследования пространственного распределения магнитных полей на поверхности Солнца.

Известен способ получения магнитограмм солнечной поверхности, основанный на использовании телескопа, модулятора поляризации и спектрографа, осуществляемый путем последовательного сканирования изображения Солнца [1, 2]. Основной недостаток этого способа заключается в значительных затратах времени (до десятков минут) на сканирование изображения. Это исключает использование метода для исследования быстрых динамических процессов, изменяющих структуру магнитного поля.

Наиболее близким методом, именуемым далее прототипом, по сущности технического решения является способ получения магнитограмм при помощи магнитооптического фильтра (МОФ), помещаемого, в зависимости от особенности оптической схемы, в параллельный, телецентрический или сходящийся пучок лучей телескопа [3]. В каждый момент времени на вход МОФ пропускают свет, соответствующий только одному состоянию поляризации. Поэтому для измерения, например, продольного магнитного поля последовательно выполняют четыре экспозиции, соответствующие двум состояниям поляризации в двух крыльях (красном и фиолетовом) спектральной линии. К основным недостаткам метода относится уменьшение светового потока в два раза за счет поочередного гашения каждой из компонент зеемановского расщепления. Кроме того, четырехкадровый цикл измерений занимает значительное время, что способствует проникновению атмосферных нестабильностей в измеряемый сигнал и увеличивает погрешность измерений.

Целью предлагаемого изобретения является повышение эффективности использования светового потока при одновременном сокращении времени измерения.

Поставленная цель достигается тем, что через МОФ одновременно пропускают лучи от разнополяризованных компонент зеемановского расщепления, строят общее изображение и экспонируют первый кадр, затем на входе МОФ меняют циркулярную поляризацию на противоположную и аналогичным образом экспонируют второй кадр, а магнитограмму получают как разность двух последовательных кадров, деленную на их сумму, при этом свет, рассеиваемый в перпендикулярном направлении относительно оптической оси, концентрируют линзой поля на дополнительный фотоприемник и синхронно с модуляцией поляризации компонент зеемановского расщепления на входе МОФ, измеряют изменения интенсивности светового потока, по которым идентифицируют величину и знак общего магнитного поля Солнца.

На фигуре 1 представлена схема устройства для реализации предлагаемого способа, где: 1 - электрооптический модулятор поляризации (0, λ/2); 2 - широкополосный фильтр; 3 - 1-я резонансная ячейка МОФ; 4 - поляризатор; 5 - 2-я резонансная ячейка МОФ; 6 - анализатор; 7 - объектив; 8 - ПЗС-матрица; 9 - контроллер для управления электрооптическим модулятором; 10 - компьютер для управления измерениями и сбором информации; 11 - линза поля; 12 - дополнительный фотоприемник; 13 - фазовый детектор. Стрелка с буквой "Н" наверху показывает направление магнитного поля в МОФ. Фотоэлектрический модулятор поляризации 1 представляет собой управляемую фазовую пластину (0, λ/2) и предназначен для смены знака круговой поляризации компонент зеемановского расщепления. Предварительный широкополосный фильтр 2 может быть подобран из стандартного набора цветных оптических стекол и служит для снижения требований по ахроматизму к поляризаторам 4, 6. Резонансные ячейки 3, 5 представляют собой стеклянные кюветы с парами натрия, помещенные в магнитное поле, параллельное оптической оси. Скрещенные поляризаторы 4, 6 не пропускают световые лучи других длин волн вне двух полос резонансного рассеяния. Объектив 7 служит для построения и фокусировки изображения солнечной поверхности на светочувствительную площадку ПЗС-матрицы 8. Контроллер 9 обеспечивает управление модулятором поляризации 1 и синхронизирует работу фазового демодулятора 13 и ПЗС-матрицы 8. Линза поля 11 концентрирует часть света, рассеянную резонансной ячейкой 3 на фотоприемник 12.

На фигуре 2а, б представлены последовательные стадии фильтрации и преобразования поляризации, производимые устройством (фиг.1) при осуществлении предлагаемого способа. Профили зеемановских компонент спектральной линии упрощенно представлены треугольными контурами.

Способ осуществляют следующим образом: при фазе модулятора 0 на вход первой резонансной ячейки пропускают обе σ-компоненты зеемановского расщепления линии натрия при сохранении их исходной поляризации. Условимся за σ⁺ считать компоненту, поляризованную по правому кругу. На этом этапе через резонансную ячейку 3 на длине волны λ₁ пройдет правоциркулярно поляризованный свет от левого крыла σ⁺, а на длине волны λ₂ - левоциркулярно поляризованный свет от правого крыла компоненты σ^- (фиг.2а).

При этом на λ₁ будет рассеян свет с левоциркулярной поляризацией от левого крыла σ^-, а на λ₂ - с правоциркулярной от правого крыла σ⁺. Часть этого света, рассеянного перпендикулярно оптической оси, собирают с помощью линзы поля 11 и концентрируют на фотоприемник 12. На других длинах волн поляризация и интенсивность останутся без изменения. При прохождении поляризатора 4 интенсивность на всех длинах волн уменьшится вдвое, а поляризация станет вертикальной (фиг.2а). Через резонансную ячейку 5 пройдет свет на длинах волн λ₁, λ₂ с соответствующими направлениями циркулярной поляризации и интенсивностью, уменьшенной еще в два раза. Анализатор 6 пропустит свет с горизонтальной поляризацией и половинной интенсивностью от циркулярно поляризованного света на длинах волн λ₁ и λ₂. Вертикально поляризованный свет на других длинах волн полностью поглотится анализатором 6. С помощью объектива 7 из прошедших световых лучей на длинах волн λ₁, λ₂ строят общее изображение и экспонируют первый кадр. В нашем случае (фиг.2а) нулевой фазе модулятора будет соответствовать интенсивность элемента изображения F₁=1/8 (F_В ^σ++F_R ^σ-). Далее с помощью модулятора 1 изменяют исходную поляризацию зеемановских компонент на обратную, так что σ⁺ становится поляризованной по левому кругу, а σ^- - по правому (фиг.2б). При этом через резонансную ячейку 3 на длине волны λ₁ пройдет правоциркулярно поляризованный свет от левого крыла σ^--компоненты и на λ₂ - левоциркулярно поляризованный от σ⁺-компоненты. Из прошедших лучей снова строят общее изображение и экспонируют второй кадр. Как видно из фиг.2б, конечная интенсивность элемента общего изображения уменьшается и принимает значение F₂=1/8(F_B ^σ-+F_R ^σ+). Легко понять, что интенсивность рассеянного света в этом случае возрастет и собранная линзой поля часть рассеянного света составит величину Ф₂. Для получения искомой магнитограммы из первого кадра вычитают второй и нормируют результат на сумму кадров. Эта операция выполняется компьютером по заданной программе. Что касается рассеянного света, то изменения его интенсивности, преобразованные фотоприемником 12 в электрический сигнал, измеряют с помощью фазового детектора 13. По знаку и величине напряжения на выходе детектора 13 определяют полярность и величину напряженности общего магнитного поля Солнца. Под общим магнитным полем принято понимать магнитное поле, усредненное по всей видимой полусфере Солнца. В параллельных лучах каждый луч несет равноценную информацию о всей видимой поверхности Солнца.

Таким образом достигается наиболее полное использование светового потока: в лучах обеих зеемановских компонент строят общее изображение, при этом проходящий свет служит для получения магнитограмм, а рассеянный - для измерения общего магнитного поля Солнца. Кроме того, для всей процедуры достаточно двух тактов модуляции (соответственно двух экспонируемых кадров), а не четырех, как в прототипе. Двухтактный режим измерения предоставляет дополнительные преимущества, связанные с возможностью применения специальных ПЗС-матриц в качестве оптического синхронного интегратора-детектора [4, 5]. Это дает возможность использовать высокую (до десятков кГц) частоту модуляции поляризации на входе МОФ, благодаря чему резко (на 1-2 порядка) уменьшается искажающее влияние атмосферных нестабильностей и повышается чувствительность измерения.

Источники информации

1. В.М.Григорьев, B.C.Пещеров, Б.Ф.Осак, "Измерение фонового магнитного поля Солнца в Саянской солнечной обсерватории", сб. "Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца", Москва, Наука, 1983, Вып.64, стр.80-95.

2. W.Livingston and J.Harvey, "The Kitt Peak magnetograph", In "Solar magnetic fields", Symposium IAU No.43, ed. by R.Howard, 1971, D.Reidel Publishing Company, Dodrecht-Holland, pp.51-61.

3. A.Cacciani, P.F.Moretti and W.E.Rodgers, "Measuring doppler and magnetic fields simultaneously". Solar Physics, 1997, Vol.174, pp.115-128 (прототип).

4. A.M.Gandorfer and H.P.Povel, "First observations with a new imaging polarimeter", Astronomy and Astrophysics, 1997, Vol. 328, 381-389.

5. H.Povel, H.Aebersold, J.O.Stenflo, "Charge-coupled device image sensor as a demodulator in a 2-D polarimeter with a piezoelastic modulator". Applied Optics, 1990, Vol.29, p.1186.

Способ получения магнитограмм солнечной поверхности, основанный на использовании телескопа и магнитооптического фильтра (МОФ), отличающийся тем, что через МОФ одновременно пропускают лучи от обеих циркулярно поляризованных компонент зеемановского расщепления, строят общее изображение и экспонируют первый кадр, затем на входе МОФ меняют поляризацию компонент на противоположную и аналогичным образом экспонируют второй кадр, а магнитограмму получают как разность двух последовательных кадров, деленную на их сумму, при этом свет, рассеиваемый резонансной ячейкой МОФ в перпендикулярном направлении по отношению к оптической оси, концентрируют на фотоприемник и синхронно с изменением поляризации компонент измеряют изменения его интенсивности, по которым идентифицируют величину и знак напряженности общего магнитного поля Солнца.