Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://vega.inp.nsk.su/~inest/astrolib/Sun/kursoviki/sun/LINES.PS Дата изменения: Fri Jan 21 05:27:36 2000 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:42:52 2012 Кодировка: Windows-1251

Министерство общего
и профессионального образования
Российской Федерации
Новосибирский Государственный Университет
Никулин Максим Александрович
Идентификация основных фраунгоферовых линий
поглощения в спектре Солнца
Курсовая работа
Научный руководитель
Нестеренко И. Н.
? ? 1999 г
Новосибирск, 1999

Аннотация
В работе проведена идентификация основных фраунгоферовых линий в спектре Солн-
ца в диапазоне длин волн 35006700  A. Спектр был получен на автоматизированной
установке, созданной в обсерватории ?Вега?. Эта установка имеет следующие харак-
теристики: диапазон длин волн  20008000  A, минимальный шаг спектра  0.2  A, ши-
рина аппаратной функции с наиболее узкими щелями  0.7  A.
Для расшифровки была написана программа, сравнивающая линии поглощения,
найденные в спектре, с таблицами спектральных линий элементов. При этом исполь-
зовалась база данных спектральных линий [1].
Примененная методика может быть использована для расшифровки других спек-
тров.

1 Введение
Излучение Солнца в видимой области спектра, а также ближних инфракрасной и
ультрафиолетовой областях, формируется в фотосфере. Это слой протяженностью
около 500 км, где резко падает коэффициент поглощения, и конвективный перенос
энергии сменяется лучистым. Излучение Солнца при этом достаточно точно описы-
вается функцией Планка [2] c эффективной температурой около 6000 К.
Очень важной особенностью спектра является присутствие фраунгоферовых ли-
ний, названных по имени их открывателя. Эти линии имеют вид узких впадин на
кривой зависимости интенсивности от длины волны. Они возникают из-за поглоще-
ния излучения атомами и ионами различных химических элементов. Изучая линии
поглощения, можно определить состав вещества из которого образовалось Солнце.
Термоядерные реакции идут на большей глубине и практически не влияют на состав
фотосферы.
Также по форме фраунгоферовых линий можно определить температуру и давле-
ние вещества Солнца. 1
Для изучения спектральных линий необходимо сначала определить, каким элемен-
там они принадлежат. Однако сравнение спектра с таблицами спектральных линий
является трудоемкой задачей. С другой стороны, полная автоматическая обработка
очень сложна. Из-за этого в работе была сделана попытка найти компромисс между
?ручной? и автоматической расшифровкой спектров.
2 Постановка задачи
Всякий атом или ион предпочитает поглощать или испускать излучение на опреде-
ленных дискретных длинах волн. Взяв несколько элементов мы получим в спектре
суперпозицию их линий поглощения. Но картина усложняется тем, что линии погло-
щения имеют ненулевую ширину, и близкие линии сливаются, их становится невоз-
можно различить на спектре. Это сильно затрудняет автоматическую расшифровку
спектра.
Рассмотрим два вида анализа полученного спектра Солнца.
1. Проверка присутствия линий какого-либо элемента в спектре.
2. Определение элементов, которым принадлежат наблюдаемые линии поглоще-
ния.
В первом случае необходимо к каждой линии излучения данного элемента най-
ти линии поглощения среди тех, которые присутствуют в спектре. При этом может
оказаться, что в интервал, соответствующий погрешности определения длины волны,
попадает несколько линий. Этот случай требует более тонкого анализа.
Вторая задача подразумевает следующее. Для линии поглощения из полученного
спектра найти наиболее близкие линии из базы данных [1].
Оба способа анализа были проделаны в данной работе. Для удобства обработ-
ки спектр поглощения преобразовывался к эквивалентному спектру излучения. Если
s()  спектр Солнца, а s 1 ()  его огибающая, полученная при исключении линий
1 Более подробно эти процессы описаны в книге Гибсона [3].
1

5 6 9 10
8
7
13
4
11
12
1.9-2.5kV
14
+12
-12
V
0
15
3
2
1
Рис. 1. Схема установки:
1. световод;
2. фокусирующая система;
3. телескоп с монтировкой;
4. монохроматор;
5. ФЭУ;
6. усилитель;
7. крейт;
8. вольтметр;
9. блок управления шаговым двигателем;
10. крейт-контроллер;
11. редуктор;
12. шаговый двигатель;
13. персональный компьютер;
14. блок питания ФЭУ;
15. блок питания усилителя и шагового
двигателя.
поглощения, то из спектра поглощения можно получить эквивалентный спектр излу-
чения по формуле
s 1 () s()
s 1 ()
: (1)
3 Описание установки
3.1 Принцип работы установки
Схема установки приведена на рис. 1.
Свет от Солнца проходит через фокусирующую систему 2 с кварцевой линзой и
попадает в световод 1, который передает свет на входную щель монохроматора 4.
Фокусирующая система крепится вместо видоискателя на телескоп 3, монтировка ко-
торого обеспечивает слежение за Солнцем.
Монохроматор 4 выделяет узкий участок спектра. Далее свет попадает на катод
фотоумножителя 5, установленный за выходной щелью монохроматора. Установка
нужной длины волны осуществляется при помощи шагового двигателя 11 с редук-
тором 12, присоединенным к ручке монохроматора. Ток на выходе фотоумножителя
достаточно высокий и позволяет использовать его в аналоговом режиме работы. Для
измерения выходного сигнала фотоумножителя, к нему подключен преобразователь
ток-напряжение 6, выполненный на операционном усилителе с полевыми входами.
Управление шаговым двигателем осуществляется с помощью блока 9, измерения
напряжения с выхода усилителя 6 производятся вольтметром 8. Связь с ЭВМ 13 осу-
ществляется через крейт-контроллер 10. Указанные блоки, за исключением усилите-
ля, выполнены в стандарте КАМАК.
Регистрация спектра излучения Солнца производится следующим образом. С по-
мощью двигателя на монохроматоре выбирается нужная длина волны, один или не-
сколько раз измеряется выходной сигнал с ФЭУ, устанавливается новая длина волны,
снова измеряется напряжение и так далее.
2

0
500
1000
1500
2000
2500
3000
3500
3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000
'?' ??, '?-?
O 2
H 2 O O 2
Рис. 2. Спектр Солнца. Указаны молекулярные линии поглощения, возникающие в атмосфе-
ре Земли.
0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
0.6
0.7
0.8
3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500
'?' ??, '?-?
Ha
Na
Hg
Hb
Mg
Рис. 3. Эквивалентный спектр поглощения. Отмечены те линии, по которым определялся
сдвиг длин волн
3.2 Оборудование
В установке использовано следующее стандартное оборудование.
Монохроматор МУМ. В нем в качестве диспергирующего элемента используется
вогнутая дифракционная решетка, рабочий диапазон длин волн  20008000  A. Вели-
чина обратной дисперсии составляет 3040  A/мм. Монохроматор оснащен сменными
щелями постоянной ширины 0.05, 0.25, 1.0 мм. Для повышения разрешения по длинам
волн были изготовлены более тонкие щели, позволяющие изучать структуру линий
поглощения. Ширина аппаратной функции на полувысоте с этими щелями составляет
около 0.7  A.
Шаговый двигатель и редуктор позволяют снимать спектры с минимальным ша-
гом 0.2  A.
Фотоумножитель ФЭУ-100 имеет кварцевое окно, которое дает возможность рабо-
тать с ультрафиолетовой областью спектра.
Следующие блоки выполнены в стандарте КАМАК и изготовлены в Институте
Ядерной Физики имени Будкера.
Интегрирующий вольтметр ?Липенок? может измерять напряжение с точностью
1420 двоичных разрядов в зависимости от времени интегрирования.
Блок управления шаговым двигателем  УШД-2.
Крейт-контроллер  К0607.
3

3.3 Программное обеспечение
Управление установкой осуществляется персональным компьютером. На нем установ-
лена операционная система Red Hat Linux 4.2, ядро 2.0.35, драйвер платы ППИ-2
ppi2-0.2.4a (автор  А. Никифоров).
Для работы с установкой была написана программа spectrum. Она позволяет
получать спектры в двух режимах. В первом сканирование спектра идет с фиксиро-
ванным шагом. Второй режим позволяет провести измерение уровня сигнала только
на определенных длинах волн. В каждой точке спектра напряжение может измерять-
ся несколько раз. Это сделано для того, чтобы избавиться от быстрых флуктуаций
яркости.
Еще несколько программ были написаны для обработки результатов.
4 Результаты измерений
Для обработки использовались спектры, полученные 15 октября 1999 года. Шаг этих
спектров составляет 2  A. В ходе обработки выяснилось, что они недостаточно под-
робные, то есть в некоторые линии попадает только одна точка спектра. Кроме того,
определить положение линии поглощения с погрешностью меньшей шага спектра не-
возможно. По этой причине было решено отложить количественный анализ до полу-
чения более подробных спектров.
Обработка спектров состояла из следующих этапов. Она проводилась написанными
для этого программами.
Исходный спектр приведен на рис. 2. На спектре отмечены линии поглощения, воз-
никающие в земной атмосфере. Также можно заметить, что при длинах волн больших
6700  A видимые линии поглощения относятся к молекулярным линиям поглощения в
атмосфере Земли и интереса не представляют.
Сначала была учтена спектральная чувствительность фотокатода. Это было сде-
лано для того, чтобы получить более плавный график, и облегчить следующий этап
обработки.
Затем спектры были обработан программой, удаляющей линии поглощения. По-
ясним алгоритм ее работы. Сначала она избавляется от точек, в которых слишком
большая производная, затем от тех, где большая кривизна. Таким образом были по-
лучены точки по которым можно провести огибающую.
Далее по формуле 1 был получен эквивалентный спектр излучения. Он приведен
на рис. 3.
Затем каждому локальному максимуму на графике была поставлена в соответст-
вие одна линия. Ее положение соответствует положению максимума.
Следующим шагом была калибровка монохроматора. Для этого положение наибо-
лее интенсивных линий сравнивалось со значениями из базы данных. Таким образом
была определена систематическая погрешность измерения длины волны. Эту часть
работы автоматизировать пока не удалось. Линии, по которым проводилась калиб-
ровка, обозначены на рис. 2.
Когда все подготовительные операции закончены, можно приступать к расшиф-
ровке. Выполнялась она двояко. Сравнения проводились со следующими элементами:
C, Ca, Fe, H, Mg, N, Na, O.
4

3660.271 H -
3661.221 H -
3662.258 H -
3663.406 H -
3664.679 H -
3666.097 H -
3667.684 H -
3669.466 H - | 3671.1 -1.6
3671.478 H - | 3671.1 +0.4
3673.761 H -
3676.365 H -
3679.355 H -
3682.810 H - | 3681.5 +1.3
3686.833 H -
3691.557 H 2 | 3689.8 +1.8
3697.154 H 3 | 3696.1 +1.1
3703.855 H 4
3711.974 H 5 | 3710.7 +1.3
3721.940 H 6 | 3721.1 +0.8
3734.370 H 8 | 3735.7 -1.3
3750.154 H 10 | 3750.2 -0.0
3770.632 H 15 | 3771.1 -0.5
3797.900 H 20 | 3796.1 +1.8
3835.386 H 40 | 3835.7 -0.3
3889.051 H 60 | 3887.7 +1.4
3970.074 H 80 | 3969.0 +1.1
4101.737 H 100 | 4102.3 -0.6
4340.468 H 200 | 4339.8 +0.7
4861.332 H 500 | 4862.8 -1.5
6562.725 H 1000 | 6562.8 -0.0
6562.849 H 2000 | 6562.8 +0.1
Рис. 4. Результат сравнения спектра со спектром водорода. Линии, найденные в спектре,
отмечены знаками ?-?.
5

Результат сравнения для водорода представлен на рис. 4. Сначала приводится
строка из базы данных. В ней содержаться: длина волны, элемент, следующий пара-
метр  степень ионизации, для водорода естественно не приводится, последнее чис-
ло  относительная интенсивность. Если в спектре удалось найти близкую линию, то
она расположена в следующей строчке и отмечена знаками ?-?. Для нее приведены:
длина волны, отклонение длины волны, интенсивность. Длины волн указаны в анг-
стремах. Спектр был снят с шагом 2  A.
Для гелия найдены все яркие линии, кроме тех, которые соответствуют дважды
ионизированному состоянию. Несколько хуже оказалась ситуация с железом. У него
есть яркие линии, которых не нашлось в спектре.
При сопоставлении спектра со всеми этими элементами, нашлись линии, которые
не относятся ни к одному из этих элементов. В этом нет ничего удивительного, по-
скольку в таблице Менделеева еще много элементов. Кроме того в спектре могли
появиться линии поглощения, соответствующие молекулярным линиям земной атмо-
сферы.
5 Анализ результатов
Большой шаг спектра сделал невозможным точное определение систематической по-
грешности измерения длины волны. Также могли быть потеряны некоторые слабые
линии поглощения. И, наконец, при расшифровке пришлось задать большой интервал
поиска линий (он, естественно, должен превышать шаг спектра).
Положительным результатом можно считать то, что была отработана методика
расшифровки спектров. Также для гелия и водорода в спектре найдены все яркие
линии.
6 Заключение
При получении подробных спектров можно будет провести более точный анализ. Так-
же это позволит провести количественный анализ.
Новые направления исследований может дать усовершенствование установки. На-
пример, использование телескопа в качестве фокусирующей системы, позволит изу-
чать спектры в разных частях диска Солнца. Перевод фотоумножителя в счетный
режим даст возможность исследовать менее яркие объекты.
Можно также заметить, что описанный способ анализа применим к спектрам дру-
гих объектов.
Список литературы
[1] База данных спектральных линий атомов, http://www.aist.go.jp/RIODB/rfp_db/
waveleng/
[2] Лебедева В. В. Техника оптической спектроскопии, М.1986
[3] Гибсон Э. Спокойное Солнце, М.:?Мир?1977
6