Методы удаленного исследования свойств плазмы по параметрам радиационного теплообмена

• Автор: Шумов, Андрей Валерьевич
• Шифр специальности: 01.04.14
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 186 с. : ил.

ОГЛАВЛЕНИЕ

ВВЕДЕНИЕ
1. МЕТОДЫ ИССЛЕДОВАНИЯ ТЕПЛОФИЗИЧЕСКИХ СВОЙСТВ
ПЛАЗМЫ С ПОМОЩЬЮ АВТОМАТИЗИРОВАННЫХ
КОМПЛЕКСОВ
1.1. Измерительно-вычислительные комплексы и методы определения теплофизических параметров плазмы
1.2. Методы исследования свойств плазмы по характеристикам радиационного теплообмена
1.2.1. Диагностика параметров магнетронной плазмы
1.2.2. Диагностика параметров плазмы солнечной атмосферы 32
1.3. Постановка задачи исследований
2. СИСТЕМА УДАЛЕННОЙ ДИАГНОСТИКИ ПЛАЗМЫ ПО
ХАРАКТЕРИСТИКАМ РАДИАЦИОННОГО ТЕПЛООБМЕНА НА
БАЗЕ МОНОХРОМАТОРА МДР
2.1. Аппаратная часть автоматизированной системы спектральной диагностики плазмы
2.2. Удаленная спектральная диагностика плазмы
2.3. Анализ созданной системы удаленной спектральной диагностики и обобщение основ методов дистанционного исследования плазмы
3. МЕТОД УДАЛЕННОГО ИССЛЕДОВАНИЯ МАГНЕТРОННОЙ
ПЛАЗМЫ СЛОЖНОГО СОСТАВА
3.1. Автоматизированная диагностическая система для удаленных спектральных исследований плазмы магнетронного разряда
3.1.1. Модернизированный экспериментальный стенд
МАУГЛИ

3.1.2. Магнетронная распылительная система
3.1.3. Автоматизированная оптико-механическая система регистрации излучения плазмы
3.1.4. Управление работой диагностической системой
3.1.5. Организация удаленного доступа через сеть Интернет
3.2. Метод исследования характеристик радиационного теплообмена в плазме магнетронного разряда
3.2.1. Метод определения электронной температуры плазмы магнетронного разряда по эмиссионному спектру
3.2.2. Алгоритмы обработки результатов экспериментов
3.2.3. Градуировка оптической системы
3.3. Анализ результатов спектральных измерений параметров плазмы
3.3.1. Качественный состав магнетронной плазмы
3.3.2. Пространственное распределение параметров плазмы
4. МЕТОД УДАЛЕННОГО ИССЛЕДОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ ПО РАДИОИЗЛУЧЕНИЮ
4.1. Программно-аппаратная система для удаленных исследований солнечной плазмы в миллиметровом диапазоне
длин волн
4.1.1. Оборудование радиотелескопа
4.1.2. Организация удаленного доступа к оборудованию радиотелескопа
4.1.3. Интегрированная база данных
4.2. Метод расчета радиальных зависимостей температуры и концентрации электронов по миллиметровому радиоизлучению Солнца
4.2.1. Расчет распределения температуры плазмы в
солнечной хромосфере


4.2.2. Расчет распределения электронной концентрации по радиусу хромосферы
4.2.3. Алгоритм обработки результатов сканирования Солнца
4.3. Распределения теплофизических параметров хромосферы
4.3.1. Распределение яркостной температуры по солнечному диску
4.3.2. Распределение температуры плазмы хромосферы по оптической глубине
4.3.3. Распределение электронной концентрации и температуры плазмы хромосферы по глубине
5. ПРИМЕНЕНИЕ АВТОМАТИЗИРОВАННЫХ СИСТЕМ УДАЛЕННЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ ПЛАЗМЫ ДЛЯ ПРОВЕДЕНИЯ УЧЕБНЫХ ЭКСПЕРИМЕНТОВ
5.1. Автоматизированный лабораторный практикум с удаленным доступом с использованием монохроматора
5.2. Удаленные учебные эксперименты по спектральной диагностике плазмы с помощью спектрометра
5.3. Практикум в Интернет-лаборатории «Радиотелескоп МГТУ»
5.4. Обобщение разработанных методов сетевого исследования для использования на других сложных экспериментальных стендах
ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
ПРИЛОЖЕНИЕ

Радиус Солнца Яс = 6,96'Ю10 см, т.е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса Солнца Мс= 1,99 1033 г, т. е. в 333 ООО раз больше массы Земли. Средняя плотность солнечного вещества 1,41 г/см3, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70% водорода, свыше 20% гелия и около 2% других элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности Солнца g = GMc/Rc =2,74-104 см/с2. Мощность излучения Солнца - его светимость 3,86 1 026 Вт, эффективная температура поверхности Тэ = 5780 К
действием гравитации Солнце, как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой температуры и плотности внутренних слоев Солнца.
Верхняя часть фотосферы, хромосферы и переходного слоя прозрачна для частот непрерывного спектра в оптическом диапазоне длин волн. Однако на некоторых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, излучение рассеивается или поглощается, и в спектре появляются фраунгоферовы линии поглощения. В спектре Солнца отождествлено свыше 30 000 линий более чем 70 химических элементов. Наиболее распространен водород, атомов гелия примерно в 10 раз меньше, атомов всех других элементов - меньше тысячной доли числа атомов водорода. В областях с меньшими температурами (-4000-5000 К) образуются простейшие молекулы: СН, СЫ и другие.
Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0,5 см. В этом диапазоне фотосферное излучение близко к излучению абсолютно чёрного тела с Т ~ 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до ~ 4500 К в УФ-диапазоне (1800-3000 А) и до 5200 К в далёкой ИК-области (Х~ 5 мкм).
В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение остаётся непрерывным, однако его яркостная температура Тя начинает