NVST高分辨率磁像仪控制系统研制
【学位授予单位】:中国科学院大学(中国科学院云南天文台)
【学位级别】:硕士
【学位授予年份】:2018
【分类号】:P111.41
【图文】:
第 1 章 引言1.1 研究背景太阳磁场及其变化是太阳爆发并导致灾害性空间天气的主要因素,太阳大气的高分辨率二维磁场是当今太阳物理主流研究不可缺少的数据。为进一步提高一米新真空太阳望远镜(New Vacuum Solar Telescope,简称 NVST)的观测能力[1],获得与其多通道高分辨率成像观测系统空间分辨率相匹配的二维磁图,NVST 正研制一台高分辨率的二维磁场测量系统(简称磁像仪)[2],工作在 532.419nm 波段,以获得太阳光球的磁场。NVST 高分辨率磁像仪垂直悬挂安装在仪器旋转平台的最上层与中层之间,由于光路相互干涉,与 NVST 的大色光谱仪和多波段光谱仪分时复用,需要观测时切入光路,不观测时切出光路,整体布局如图 1.1 所示。
图 1.2 NVST 高分辨率磁像仪NVST 高分辨率磁像仪对对数据采集和控制提出了极高的要求,一是如何连续高速同步地采集两个通道的大量短曝光斑点图,并保证两个通道的每帧斑点图严格在时间上和空间上同步,二是如何保证用以统计重建的一组序列斑点图严格与偏振分析器的调制状态同步。除此之外,控制系统还需要考虑磁像仪与光谱仪分时复用的切换控制、滤光器的偏带调整、以及与望远镜控制系统融合等。1.2 国内外研究现状目前对太阳磁场的测量均是通过一些与磁场相关的物理效应来间接进行的,例如塞曼效应和汉勒效应。塞曼效应泛指原子光谱在外磁场中出现分裂的现象,分裂后的谱线将随着磁场位形的不同而具有不同的偏振状态。因此,测量由四个斯托克斯参数(I、Q、U、V)来表述的太阳辐射偏振状态,就可得出太阳大气
图 2.2 NVST 高分辨率磁像仪结构图磁像仪控制系统总体设计为一个分布式系统,通过一个中虑与望远镜控制系统的集成,总体结构示意图如图 2.3 所 输入输出口(简称 IO 口)、串口、以太网与外围系统传递主要产生两个图像采集相机的外触发同步时序,并获取当偏振分析器采用 KD*P 调制时,IO 口还需采集 KD*P。串口主要是与滤光器控制器交互命令和状态信息,对偏。以太网主要是与望远镜控制系统进行状态信息交互,对,以及提供对磁像仪进行远程操控等。
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本文编号:2805447
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