Прецизионная поляриметрия и диагностика крупномасштабных магнитных полей Солнца

• Автор: Демидов, Михаил Леонидович
• Шифр специальности: 01.03.03
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2005
• Место защиты: Иркутск
• Количество страниц: 320 с. : ил.

Любимой супруге, безвременно ушедшей,
посвящаю

Навряд ли б стали мы людьми, Когда б на звёзды не смотрели, И как устроены они,
Понять упорно б не хотели
(Автор диссертации)

АННОТАЦИЯ
Глава I. МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА ЗВЁЗДАХ И НА СОЛНЦЕ И ОСНОВНЫЕ СВЕДЕНИЯ О МЕТОДАХ ИХ ДИАГНОСТИКИ
Параграф 1.1. Роль магнитных полей в астрофизике
Параграф 1.2. Поляризованный свет и способы его описания. Эффект Зеемана
и перенос поляризованного излучения в среде с магнитным
полем
Параграф 1.3. Основные сведения о принципах поляриметрических
измерений
Глава II. КРУПНОМАСШТАБНЫЕ МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ НА СОЛНЦЕ. ОБЗОР
Параграф 2.1. Основные этапы исследований солнечного магнетизма
Параграф 2.2. КМП и вопросы внутреннего строения Солнца
Параграф 2.3. Временные вариации КМП на различных масштабах времени
Параграф 2.4. Связь КМП Солнца с некоторыми другими параметрами
Параграф 2.5. Актуальные задачи будущих исследований
Глава III. СОЛНЕЧНЫЙ ТЕЛЕСКОП ОПЕРАТИВНЫХ ПРОГНОЗОВ САЯНСКОЙ ОБСЕРВАТОРИИ И НЕКОТОРЫЕ ИНСТРУМЕНТАЛЬНОМЕТОДИЧЕСКИЕ АСПЕКТЫ ПРЕЦИЗИОННЫХ ПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ
НАБЛЮДЕНИЙ
Параграф 3.1. Конструкция Солнечного телескопа оперативных прогнозов
Саянской обсерватории. Этапы развития регистрирующей и
управляющей аппаратуры
Параграф 3.2. Исследование поляризационных характеристик Йенш-целостата
3.2.1. Введение
3.2.2. Основные сведения из теории металлооптики
3.2.3. Основные сведения по геометрии Йенш-целостата

V2 . Неполяризовашшй (естественный) свет описывается вектором Стокса в = 1о(1,0,0,0)т. За исключением случаев наблюдений вблизи солнечного лимба в резонансных линиях, когда возможна линейная поляризация света ввиду рассеяния, при наблюдениях на диске параметры Стокса будут нулевыми, если в наблюдаемой области магнитное поле отсутствует. И, наоборот, отличие параметров Стокса от нуля при наблюдениях в большинстве спектральных линий свидетельствует о присутствии в апертуре магнитных деталей, даже если они пространственно не разрешены. При этом установление количественного соответствия между измеренными параметрами Стокса и параметрами магнитного поля в наблюдаемом объекте является весьма сложной научной проблемой, вплоть до настоящего времени решаемой в рамках определённых предположений. Совершенно обязательным при этом является привлечение совместно теории эффекта Зеемана и теории переноса излучения.
Сущность эффекта Зеемана заключается в том, что в присутствии магнитного поля напряженностью В атомные уровни, энергия EJ каждого из которых без магнитного поля зависела лишь от абсолютной величины квантового числа полного углового момента I, расщепляются на 21 +1 компонент (т.е. уровни являлись (21+1)-кратно вырожденными). В линейном приближении (линейный эффект Зеемана), применимом в случае, если энергия магнитного поля меньше энергии спин-орбитального взаимодействия (которая соответствует полю В ~ 105 Гс), энергия каждой из компонент расщепления составляет
Ел,м = Ел + Цо£Мл В. (1.2.2)
В этой формуле величины имеют следующий смысл: Мл - магнитное квантовое число (-1 < Мл < I), т.е. компонента вектора Л, параллельная вектору В; цо = еЬ/(4лтс), -магнетон Бора, где е и ш - заряд и масса электрона, с - скорость света, Ь — постоянная Планка; § - фактор Ландэ, определяемый в случае применимости ЬБ связи (Ь -полное орбитальное квантовое число, Б - спиновое квантовое число):
ё = 1 + (1(1+1) + Б(Б+1) - ЦЬ+1))/ (21(1+1)). (1.2.3)
Спектральные линии образуются при переходах между верхним (индекс 11) и нижним (Ь) энергетическими уровнями атома. На основании законов квантовой механики справедливы следующие правила отбора для возможных переходов: