Вы здесь

Магнітні поля зірок пізніх спектральних типів

Автор: 
Тарасова Таісія Миколаївна
Тип работы: 
Дис. канд. наук
Год: 
2003
Артикул:
0403U002197
99 грн
(320 руб)
Добавить в корзину

Содержимое

глава 2
аппаратура и методика измерения магнитных полей звёзд
2.1. Введение
Впервые магнитные поля были измерены Хэйлом в солнечных пятнах в 1908 году.
Первый прибор для измерения магнитных полей состоял из призмы Френеля,
действующей как пластинка в четверть длины волны, и призмы Николя. Классический
анализатор Бэбкока [73] состоял из четвертьволновой фазовой пластинки и
кристалла исландского шпата. Свет от звезды, пройдя через анализатор,
расщеплялся на два луча, поляризованных линейно параллельно и перпендикулярно
штрихам дифракционной решетки. Основной недостаток такого анализатора
заключался в том, что спектры с ортогональной поляризацией имели разную
интенсивность, так как решетка по-разному отражает световые лучи с указанной
поляризацией.
В настоящее время разработаны несколько типов анализаторов, существенно
повысивших точность измерения магнитных полей. В Европейской Южной обсерватории
(ESO) на 3.6 метра телескопе установлен анализатор, изготовленный для эшелле
спектрографа (CASPEC) [74]. Он состоит из ахроматической четвертьволновой
пластины и призмы Волластона. Анализатор установлен в кассегреновском фокусе
телескопа сразу после щели спектрографа. В САО Найденов и Чунтонов [75]
разработали и изготовили несколько ахроматических анализаторов круговой
поляризации.
Существенного повышения точности измерений магнитного поля можно достичь
вращением четвертьволновой пластины. Такие анализаторы разработаны в КраО для
Шайновского телескопа с диаметром зеркала 2.6 метра [76], для 6-метрового
телескопа обсерватории САО [77] и MuSiCos эшелле спектрографа [78]. Модификация
анализатора на телескопе 2.7 метра обсерватории МакДональд [79], разработанного
Вогт и др. [80], в настоящее время позволяет получать эшелле - спектры с
взаимно ортогональной поляризацией. В конструкции анализатора предусмотрено
введение дополнительной ахроматической пластины в ? длины волны, которая
позволяет реализовать механизм подобный вращению четвертьволновой пластины.
Описание методов наблюдения магнитных полей с помощью анализаторов можно найти
в работах Северного [64], Борра и Ландстрит [65], Матис [81], Ландстрит [82],
Донати и др. [83].
2.2. Эффект Зеемана - основной принцип измерения магнитных полей звёзд
Метод измерения магнитных полей прямыми спектрополяри-метрическими методами
использует эффект Зеемана. Под действием на излучающее вещество магнитного поля
любая спектральная линия излучения расщепляется на ряд компонент, либо линейно
поляризованных в направлении поля, либо поляризованных по кругу в плоскости
перпендикулярно полю. Первые называются p компонентами, вторые – s
компонентами. Если магнитное поле действует на поглощающее вещество, то такой
эффект Зеемана называется обратным. Все закономерности, характерные для
нормального эффекта Зеемана справедливы и для обратного. Наиболее простая
картина расщепления соответствует нормальному триплету. Явление расщепление
линии на три компоненты называется нормальным эффектом Зеемана, а расщепление
на большое число компонент – аномальным. Обычно наблюдается именно аномальный
эффект. В случае нормального эффекта Зеемана, если луч зрения параллелен полю,
то p компонента отсутствует, а s компоненты поляризованы по кругу во
взаимно-противоположных направлениях; если же луч зрения расположен
перпендикулярно полю, то p компоненты будут линейно поляризована вдоль поля, а
s компоненты – также линейно поляризованы, но перпендикулярно полю (рис. 2.1).
Если вектор магнитного поля составляет некоторый произвольный угол с лучом
зрения, то p компонента линейно поляризована, а s компоненты поляризованы
эллиптически. Как смещения, так и интенсивности зеемановских компонент всегда
симметричны относительно положения невозмущенной линии. Величина расщепления
определяется из выражения:
DlВ = 4.67ґ10-13gl2B, (2.1)
B – напряжённость магнитного поля в гауссах, g - фактор Ланде, l- длина волны
несмещенной спектральной линии в A.
Величину магнитного поля можно измерить по расстоянию между s компонентами.
Если магнитное поле определяется непосредственно величиной смещения между
расщепленными компонентами, то такое поле называют средним поверхностным полем
или средним модулем поля. Однако в подавляющем большинстве случаев смещение
невозможно определить из-за малости расщепления спектральной линии по сравнению
с её шириной. Так, например, для триплетного расщепления с фактором Ланде 1.5 в
поле 104 гаусс расстояние между p и s компонентами равно 0.18A для длины волны
5000A, а уширение спектральной линии - ?лv ? 0.17 Е при вращении звезды со
скоростью v sin i = 10 км/с.
Спектр наблюдается вдоль поля Спектр наблюдается поперек поля
у- у+ у- р у+
л0 - ДлB л0 + ДлB л0 - ДлB л0 + ДлB

Рис. 2.1. Расщепление простого триплета в магнитном поле
В случае, когда расщепление мало по сравнению с шириной спектральной линии
применяются специальные анализаторы поляризации.
2.3. Анализатор поляризации - стоксметр
2.3.1. Описание анализатора.
Для измерения магнитных полей использовался поляризационный анализатор Зеемана
(стоксметр), разработанный в Крымской Астрофизической обсерватории [76].
Анализатор состоит из входной четвертьволновой (l/4) пластины, кристалла
исландского шпата и выходной четвертьволновой пластины. Схематическое
изображение анализатора представлено на рис. 2.2.
Пластины l/4 изготовлена из пластика в Голосеево (ГАО НАНУ) и работает в
широком диапазоне длин волн от 4000 до 6800 A. Входная пластина преобразует
поляризованный по кругу свет в линейно по