Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://vega.inp.nsk.su/~inest/astrolib/Sun/kursoviki/lines-c/lines.ps Дата изменения: Tue Feb 8 08:02:11 2000 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:45:02 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: titan

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 поглощения в
спектре Солнца в диапазоне длин волн 35006700  A. Спектр был получен на автомати-
зированной установке, созданной в обсерватории ?Вега?. Эта установка имеет следую-
щие характеристики: диапазон длин волн  20008000  A, минимальный шаг спектра 
0.2  A, ширина 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. Спектр излучения при этом достаточно точно описыва-
ется 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 спектральной зависимости интенсивности от длины волны. Они возникают
из-за поглощения излучения атомами и ионами различных химических элементов,
содержащихся в солнечной атмосфере. Изучая линии поглощения, можно определить
химический состав вещества из которого образовалось Солнце.
Также по форме фраунгоферовых линий можно определить условия, в которых
находится вещество в солнечной атмосфере. 1
Для изучения спектральных линий необходимо сначала определить, каким элемен-
там они принадлежат. Для этого существуют таблицы спектральных линий. С одной
стороны, 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 автома-
тической расшифровкой спектров.
2 Постановка задачи
Всякий атом или ион поглощать или испускать излучение на определенных дис-
кретных длинах волн. Взяв несколько элементов, мы получим в спектре суперпо-
зицию их линий поглощения. Но картина усложняется тем, что линии поглощения
имеют ненулевую ширину в результате чего близкие линии сливаются, их становится
невозможно различить на спектре. Это обстоятельство 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].
В данной работе были использованы оба метода анализа спектров. Для удобства
обработки спектр поглощения преобразовывался к эквивалентному спектру излуче-
ния. Если s()  спектр Солнца, а s 1 ()  его огибающая, полученная при исключении
1 Более подробно об этом можно прочитать 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.
линий поглощения, то из спектра поглощения можно получить эквивалентный спектр
излучения 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. Фо-
кусирующая система крепится вместо искателя на телескоп 3, монтировка которого
обеспечивает слежение за Солнцем. Монохроматор 4 выделяет узкий участок спек-
тра. Далее свет попадает на катод фотоумножителя 5, установленный за выходной
щелью монохроматора. Установка нужной длины волны осуществляется при помощи
шагового двигателя 11 с редуктором 12, присоединенным к ручке монохроматора. Ток
на выходе фотоумножителя достаточно большой, что позволяет использовать ФЭУ 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 несколь-
ко раз измеряется выходной сигнал с ФЭУ, устанавливается новая длина волны, снова
измеряется напряжение и так далее.
2

3.2 Оборудование
В установке использовано следующее стандартное оборудование.
1. Монохроматор МУМ. В нем в качестве диспергирующего элемента используется
вогнутая дифракционная решетка, рабочий диапазон длин волн  20008000  A.
Величина обратной дисперсии составляет 3040  A/мм. Монохроматор оснащен
сменными щелями постоянной ширины 0.05, 0.25, 1.0 мм. Для повышения раз-
решения по длинам волн были изготовлены более тонкие щели, позволяющие
изучать структуру линий поглощения. Ширина аппаратной функции на полу-
высоте с этими щелями составляет около 0.7  A.
2. Шаговый двигатель и редуктор позволяют снимать спектры с минимальным
шагом 0.2  A.
3. Фотоумножитель ФЭУ-100 имеет кварцевое окно, которое дает возможность ра-
ботать с ультрафиолетовой областью спектра.
Следующие блоки выполнены в стандарте КАМАК и изготовлены в Институте
Ядерной Физики имени Будкера.
1. Интегрирующий вольтметр ?Липенок? может измерять напряжение с точностью
1420 двоичных разрядов в зависимости от времени интегрирования.
2. Блок управления шаговым двигателем  УШД-2.
3. Крейт-контроллер  К0607.
3.3 Программное обеспечение
Управление установкой осуществляется персональным компьютером. На нем уста-
новлена 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
подробные, то есть в некоторые линии попадает только одна точка спектра. Кроме
того, определить положение линии поглощения с погрешностью меньшей шага спек-
тра невозможно. По этой причине было решено отложить количественный анализ до
получения более подробных спектров.
3

0
500
1000
1500
2000
2500
3000
3500
3500 4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000 7500 8000
Wavelength, A
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
Wavelength, A
Ha
Na
Hg
Hb
Mg
Рис. 3. Эквивалентный спектр поглощения. Отмечены те линии, по которым производилась
калибровка монохроматора.
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 в данный момент интереса не представляют.
Обработка спектров проводилась написанными для этого программами и состояла
из следующих этапов. Сначала была учтена спектральная чувствительность фотока-
тода. Это было сделано для того, чтобы получить более плавный график, и облегчить
следующий этап обработки. Затем спектры были обработан программой, удаляющей
линии поглощения. Алгоритм ее работы следующий. Сначала убираются точки, в ко-
торых слишком большая производная, затем те, где большая кривизна. Таким образом
были получены точки по которым можно провести огибающую.
Далее по формуле (1) был получен эквивалентный спектр излучения. Он приведен
на рис. 3.
Очередной этап обработки состоял в том, что каждому локальному максимуму
на графике была поставлена в соответствие одна линия. Ее положение соответствует
положению максимума.
Следующим шагом была калибровка монохроматора. Для этого положения наибо-
лее интенсивных линий сравнивались со значениями из базы данных. Таким образом
была определена систематическая погрешность измерения длины волны, которая в
дальнейшем учитывалась при идентификации других линий поглощения. Эту часть
работы автоматизировать пока не удалось. Линии, по которым проводилась калиб-
ровка монохроматора, обозначены на рис. 3.
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 ?-?.
Когда все подготовительные операции закончены, можно приступать к расшиф-
ровке, полученного спектра. Выполнялась она двояко. Сравнения полученного спек-
тра проводились со спектрами следующих элементов: H, He, C, Ca, Fe, Mg, N, Na,
O.
Результат сопоставления для водорода представлен на рис. 4. Сначала приводится
строка из базы данных. В ней содержаться:
1. длина волны,
2. элемент,
3. степень ионизации (для водорода, естественно, не приводится),
4. относительная интенсивность.
5

Если в спектре удалось найти близкую линию, то она расположена в следующей строч-
ке и отмечена знаками ?-?. Для нее приведены: длина волны, отклонение длины волны,
интенсивность. Длины волн указаны в ангстремах.
Для гелия найдены все яркие линии, кроме тех, которые соответствуют дважды
ионизированному состоянию. Это можно объяснить большой энергией, необходимой
для получения иона He 2+ . Несколько хуже оказалась ситуация с железом. У него
есть яркие линии, которые не нашлись в спектре. Эта проблема будет исследована
подробнее после получения более подробных спектров.
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
Полученный спектр позволил определить основные фраунгоферовы линии погло-
щения гелия и водорода и отработать методику расшифровки спектров.
Большой шаг спектра сделал невозможным точное определение систематической
погрешности измерения длины волны. И, наконец, при расшифровке пришлось задать
большой интервал поиска линий (он, естественно, должен превышать шаг спектра, то
есть статистическую погрешность определения длины волны линии поглощения). Это
привело к тому, что не удалось однозначно идентифицировать некоторые линии в
спектре. Из-за аппаратного интегрирования могли быть потеряны некоторые слабые
линии поглощения.
6 Заключение
При получении подробных спектров можно будет провести более точный спек-
тральный и количественный анализ.
Новые направления исследований может дать усовершенствование установки, на-
пример, использование телескопа в качестве фокусирующей системы. Это позволит
изучать спектры в разных частях диска Солнца. Перевод фотоумножителя в счетный
режим даст возможность исследовать спектры объектов, менее ярких, чем Солнце.
При этом описанный способ анализа применим к спектрам других 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