Российская Академия Наук, Сибирское Отделение

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки

Байкальская астрофизическая обсерватория (БАО) расположена в пос. Листвянка на юго-западном побережье озера Байкал в 70 км от г. Иркутска. Площадь обсерватории составляет 51.06 га. Географические координаты: 104°53ʹ30ʺ в.д., 51°50ʹ47ʺ с.ш. Большая акватория озера, наличие локальной антициклональной зоны и географические особенности района обеспечивают продолжительные периоды стабильного высокого качества изображения в течение дня, особенно в отдельные сезоны года.

[править] Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ)

БСВТ входит в десятку крупнейших солнечных телескопов мира, в перечень уникальных установок РФ № 01-29. Идея создания на Байкале такого инструмента принадлежит чл.-корр. АН СССР Степанову В.Е. Телескоп имеет уникальные оптические характеристики, позволяющие проводить высококачественные наблюдения тонкоструктурных образований на Солнце, изучать физические процессы в атмосфере Солнца с высоким пространственным, спектральным и временным разрешением.

[править] Основные характеристики:

Зеркально-линзовая оптическая система телескопа включает полярный сидеростат диаметром 1 м, двухлинзовый ахроматический объектив диаметром 760 мм с фокусным расстоянием 40 м и спектрограф. Наклонная 40-метровая труба телескопа заключена в металлический герметичный корпус, закрытый сверху и снизу прозрачными плоскопараллельными пластинами. Для устранения влияния флуктуаций плотности воздуха на качество изображения имеется специальная установка, позволяющая вакуумировать телескоп, понижая давление внутри трубы до нескольких миллиметров ртутного столба. БСВТ оснащен высокодисперсионным спектрографом, с помощью которого можно определять физические параметры солнечной плазмы (скорость движения вещества, химический состав, магнитное поле), а также оценивать температуру, скорость микротурбулентности и электронную концентрацию.

[править] Основные характеристики спектрографа:

Оптическая схема спектрографа представляет схему Эберта — Фасти с фокусным расстоянием 15 м. В спектрографе имеются два камерных зеркала, что дает возможность одновременной регистрации разных областей солнечного спектра. Для получения поляризационных спектров и расчета параметров Стокса узел спектральной щели снабжен ромбоэдром и фазовыми пластинками. Таким образом, в камерной части спектрографа формируются четыре спектра (два спектральных участка в разных поляризациях). Регистрация спектров проводится с помощью широкоформатной CCD-камеры FLIGrab (2048×2048 пк). Параллельно со спектрами осуществляется съемка Солнца в линии Нα в отраженном от зеркальной щели спектрографа свете с помощью узкополосного (5 нм) интерференционно-поляризационного фильтра и CCD-камеры Princeton Instruments (512×512 пк). Фактическое пространственное разрешение комплекса телескоп — спектрограф достигает 0,4 угл. сек. Для улучшения качества изображений в последнее время на БСВТ ведутся работы по разработке адаптивной оптической системы.

[править] Основные результаты:

Одним из основных объектов наблюдений на БСВТ являются солнечные вспышки. Согласно современным представлениям, в начале вспышки в короне происходит освобождение энергии, затем регистрируется нагрев хромосферы. Механизм этого нагрева, связанный с возникновением вспышек, является одной из важных научных проблем. Перенос энергии из короны в хромосферу возможен за счет теплопроводности, рентгеновского излучения, а также пучками заряженных частиц. Хотя нет единой теории образования вспышек, последний механизм в настоящее время доминирует. Существуют наблюдения, показывающие хорошее пространственное совпадение рентгеновских источников с положением эмиссионных элементов солнечных вспышек в хромосфере. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением электронов и протонов в плотных хромосферных слоях. Если предположить, что пучки частиц вторгаются в хромосферу радиально, максимальная поляризация должна наблюдаться у вспышек, находящихся на краю Солнца, т. е. степень поляризации спектральных линий должна зависеть от положения вспышки на солнечном диске. Изучению описанных процессов посвящены основные исследования на БСВТ. На основе наблюдений большого числа солнечных вспышек было доказано существование в некоторых солнечных вспышках ударной линейной поляризации. Различие профилей параметров Стокса в разных участках вспышки позволило оценить тип и энергию энергичных частиц, участвующих в нагреве хромосферы, а также глубину проникновения пучков частиц в хромосферные слои. Эти результаты свидетельствуют о том, что во время солнечных вспышек перенос энергии из короны в хромосферу осуществляется потоками энергичных частиц.

[править] Телескоп полного диска Солнца в линии Hα

Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН в 1980 г. по оригинальной оптической схеме, установлен в стационарной башне с куполом диаметром 5 м на высоте 12 м в 150 м от берега Байкала (75 м над уровнем озера).

В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) на спектральную линию Нα (656.3 нм) с полушириной полосы пропускания 0.05 нм и возможностью смещения полосы в пределах ±0.1 нм. Благодаря оригинальной оптической схеме телескоп по основным характеристикам не уступает американскому телескопу фирмы «Локхид» и превосходит германский аналог фирмы «Оптон». До 2000 г. в телескопе использовалась фотокамера (ширина фотопленки 80 мм). В 2000–2002 гг. в наблюдениях стала использоваться ПЗС-матрица Princeton Instruments, представляющая собой матричный детектор 2048×2048 пк. С 2008 г. по настоящее время на хромосферном телескопе полного диска Солнца используется ПЗС-камера Hamamatsu С9300-124 с детектором 2760×4000 пк. Архив наблюдений на фотопленках и в электронном виде хранится в ИСЗФ.

[править] Основные результаты

1. В 1981 г. начались исследования комплексов активности (КА) на хромосферном и фотосферном уровнях. Было показано, что в центральной части КА, где находятся активные области, включающие в себя одну или несколько групп пятен, преобладают сильные квазивертикальные магнитные поля (флоккульные и пятенные). Центральная часть КА охвачена поясом квазигоризонтальных магнитных полей, расположенных радиально по отношению к центральной части, что указывает на сходство комплекса активности со структурой солнечного пятна. С помощью разработанного метода, основанного на анализе синоптических карт пятенной активности Солнца в каждом кэррингтоновском обороте Солнца в кэррингтоновских гелиоцентрических координатах и прямоугольной проекции, выделены участки, где на протяжении не менее трех солнечных оборотов наблюдалась пятенная активность. Эти участки названы ядрами КА. Такой подход позволил обнаружить новое важное проявление солнечной активности, а также исследовать его феноменологию, особенности развития (эволюцию), пространственные и временные характеристики. Переход от традиционного изучения комплексов активных областей к идеологии КА, которая рассматривает прежде всего длительное эволюционное развитие очагов активности (не смещающихся в кэррингтоновской системе координат), проявляющееся в многомесячном развитии ядер КА, позволил установить целый ряд важных закономерностей развития геоэффективных структур на Солнце. Удалось показать, что ядра КА вращаются твердотельно со скоростью, характерной для широт ~15º (кэррингтоновская скорость вращения). Важным для изучения проблемы солнечных вспышек оказался вывод о том, что до 95 % всех наиболее мощных вспышек на Солнце наблюдается именно в КА. Цикл выполненных исследований позволил развить концепцию КА как основных геоэффективных вспышечноопасных структур. Выяснилось, что, помимо вспышек, КА генетически связаны с низкоширотными корональными дырами, которые образуются вблизи КА и на их месте после распада. Тем самым было показано, что геоэффективные потоки высокоскоростного солнечного ветра, истекающие из низкоширотных корональных дыр, тесно, хотя и опосредованно, связаны с КА. Изучение статистики, эволюционных особенностей и динамики КА стало важным элементом развернутой на базе наблюдений в БАО программы изучения мощных солнечных вспышек как в плане уточнения механизма вспышек, так и для их долгосрочного прогноза. Был развернут мониторинг КА, создан непрерывно пополняющийся каталог.

2. Архив наблюдений на хромосферном телескопе БАО содержит значительное количество вспышек разной мощности с высоким качеством изображения. Это позволило выполнить цикл исследований феноменологии вспышек в хромосфере. Подробно описана последовательность изменений тонкой структуры хромосферы перед сильными вспышками и во время них. Активизации тонкой структуры и уярчения, находящиеся далеко от области вспышки и даже в другом полушарии, позволили обнаружить эти изменения и выявить особую роль линий раздела магнитных полярностей в развитии и распространении вспышечных активизаций. Отмечена важная роль конвективных структур в формировании и развитии вспышечных лент.

3. Высокое угловое разрешение телескопа позволило успешно решать задачи исследования структуры и развития самого многочисленного и еще слабоизученного класса оптических вспышек S (площадь менее 2 кв. град), составляющих более 90 % всех вспышек на Солнце. Была поставлена цель: попытаться понять развитие вспышечного процесса в его чистом (относительно простом) проявлении. В результате было установлено, что вспышечные процессы такого типа как правило разыгрываются на границах хромосферной и супергрануляционной сеток, где наблюдается усиление магнитных полей, а также эмиссионных и других процессов. С точки зрения особенностей развития вспышки малой мощности не отличаются от крупных солнечных вспышек. Они, как и мощные вспышки, возникают на линиях раздела полярности продольного магнитного поля, имеют взрывную фазу, сопровождаются активизациями и исчезновением волокон, многократными всплесками интенсивности, рентгеновским излучением разной мощности (в том числе класса Х), а также потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Вспышки имеют тенденцию к временной группировке в серии и к пространственной — в центры вспышечной активности, время жизни которых может составлять до четырех солнечных оборотов. Обнаружено, что крупные вспышки оптических классов 2–4 обычно происходят на фоне слабой активности малых вспышек (МВ) или в их отсутствие. В среднем за 7.8 ч до крупной вспышки МВ прекращаются и могут возобновиться не ранее чем через 6.7 ч после ее начала. При этом ленты крупных вспышек развиваются в областях, где МВ не было или их число было незначительно, что обусловливает накопление свободной магнитной энергии, достаточной для возникновения мощной вспышки. Новое развитие исследование МВ получило в работах по изучению вспышек, возникающих вдали от пятен в областях спокойной хромосферы. Установлено, что внепятенные вспышки сопровождаются крупномасштабными активизациями хромосферы, в значительной степени превосходящими по размерам активные области. Определяющую роль в их развитии играет топология магнитного поля. Вспышечные узлы как правило возникают на границах магнитной сетки в непосредственной близости от магнитных холмов с напряженностью больше 80 Гс, в которых происходят существенные изменения магнитного поля. Ленты внепятенных вспышек могут появляться на значительном удалении от линии раздела полярности, при этом расхождения лент может не наблюдаться. На основе анализа хромосферных данных впервые предложена эмпирическая модель, объясняющая основные этапы развития внепятенной солнечной вспышки. В результате проведенных исследований дана новая интерпретация роли МВ в общей структуре солнечной активности. Доказано, что они не являются случайными (фоновыми) событиями на Солнце, их можно рассматривать как индикаторы изменения магнитной обстановки на Солнце, указывающие места, подверженные возмущениям магнитных полей.

4. С помощью метода двумерной томографии получена плотность распределения хромосферных структур по направлениям в ареале АО NOAA 9077 и обнаружены интенсивные перестройки ориентации этих структур за 15–55 мин до вспышки. Исследования были продолжены с применением аппарата мультифрактального анализа. Показано существование перемежаемой турбулентности (мультифрактальной структуры) в хромосфере и нижней короне активных областей. По синхронным наблюдениям в линии Hα и линии FeXI 171 Å переходной зоны от хромосферы к короне обнаружены квазипериодические (10–20 мин) вариации скейлинговых параметров, коррелирующие со вспышками. Применение метода мультифрактальной сегментации к хромосферным изображениям показало, что участки максимальных значений показателя сингулярности совпадают с очагами вспышек. В дальнейшем тот же метод впервые был применен для обнаружения новых магнитных потоков и очагов вспышечной активности по солнечным фотосферным магнитограммам.

[править] Телескоп полного диска Солнца в линии KcaII

Наблюдения в спектральной линии K СаII дают возможность оценки полного магнитного потока, а также исследования природы быстрых изменений крупномасштабных магнитных полей и динамики тонкой структуры магнитного поля в полярных областях в период переполюсовки общего магнитного поля Солнца.

Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН по оптической схеме, аналогичной схеме телескопа полного диска в линии Нα. В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) с полушириной полосы пропускания 0.06 нм.

Наблюдения на телескопе ведутся с 1995 г. До 2003 г. изображение регистрировалось на 80-мм фотопленку. В 2003 г. оптическая схема изменена для регистрации изображения на цифровую камеру Sony Cyber-Shot DSC-S85 c матрицей 1704×2272 пк.

[править] Солнечный телескоп оперативных прогнозов нового поколения (СТОП-1)

[править] Общие сведения об инструменте:

[править] Назначение и основные измерительные характеристики инструмента

СТОП-1 предназначен для получения ежедневных магнитограмм всего диска Солнца с угловой апертурой 30″ на уровне солнечной фотосферы в квазиреальном времени, а также для регистрации распределения параметров Стокса в различных спектральных линиях солнечной фотосферы.

[править] Основные измерительные данные инструмента:

• программное управление телескопом с помощью автоматизированной системы;
• автоматические сбор и обработка данных с отображением результатов измерений на мониторах ПК;
• максимальное угловое разрешение телескопа — ~30 угл. сек;
• шаг регулировки углового разрешения — дискретный (6 угл. сек);
• точность координатных измерений x, y — ~2 угл. сек;
• способ отсчета координат — прямой с обратной связью (оптические оси телескопа и системы сканирования жестко связаны;
• точность привязки инструментальной системы отсчета координат к гелиографическим —направление оси вращения Солнца — ~1 угл. мин, центр диска Солнца x, y — 2 угл. сек;
• дисперсия спектрографа для основных наблюдений в зеленой области спектра спектрофотометра — ~2.50 Å/мм;
• пространственное разрешение ПЗС-фотометра — ~16 мкм;
• динамический диапазон ПЗС-фотометра — 16 бит;
• квантовая эффективность ПЗС-фотометра для длин волн 500–650 нм — ~95 %;
• минимальное время измерения — ~10 мс;
• максимальная точность измерения степени поляризации — ~10–5;
• время получения одной магнитограммы — ~15 мин;
• точность измерений магнитного поля в заданной точке изображения Солнца для времени накопления сигнала 10 с — ~0,1 Гс;
• максимальная точность измерения доплеровской скорости — ~1 м/с;
• калибровка измерений с использованием различных теоретических предположений, при этом исходные зарегистрированные сигналы не подвергаются искажениям и их значения не искажены теоретическими приближениями.

[править] Состав инструмента и основные технические характеристики систем

[править] Системы и узлы:

• питающая оптика (ПО), включающая объектив и целостатную установку;
• спектрограф Литрова (СЛ), включающий узел входной щели, объектив Литрова, дифракционную решетку, диагональное зеркало и широкополосные светофильтры;
• фотометр на базе ПЗС-матрицы (ПЗСФ);
• анализатор поляризованного излучения (АПИ), включающий призму Глана, поляроиды, электрооптический кристалл, калибровочную круговую насадку и полуволновую фазовую пластинку;
• система тонкого гидирования и сканирования (СТГС), включающая ПЗС-матрицу и приводы слежения;
• система управления, регистрации и предварительной обработки данных (СУРО), включающая интерфейсы, линии связи и передачи данных, блоки управления и питания, микропроцессоры, ПК и программное обеспечение, приводы;
• павильон телескопа;
• операторская комната.

[править] Основные технические характеристики подсистем инструмента:

• объектив телескопа — рефрактор диаметром 42 мм с фокусным расстоянием 500 мм;
• диаметр зеркал двухканального целостата — 150мм;
• спектрограф автоколлимационного типа: решетка — 200×300 мм, 600 штр/мм, дисперсия — ~2.50 Å/мм, ширина входной щели — 0.05–0.15 мм, диаметр и фокусное расстояние линзы Литрова —147 мм и 16000 мм соответственно;
• общее количество управляемых приводов координатных перемещений —10;
• количество каналов слежения за Солнцем — 1;
• потребляемая мощность — не более 1 кВт.

[править] Принцип работы инструмента

Инструмент включает солнечный рефракторный телескоп горизонтального типа, снабженный оптически согласованным с ним спектрографом Литрова. С помощью этой системы строится изображение спектра в выбранном участке длин волн для заданной площадки изображения Солнца. Сканирование изображения и тонкое гидирование осуществляется с помощью ПЗС-камеры и приводов зеркала целостата, с помощью которых изображение смещается относительно входной щели спектрографа и измеряется его положение в инструментальной системе отсчета координат. Сканирование изображения осуществляется в пошаговом режиме по заданному закону, при этом с помощью ПЗС-камеры регистрируется распределение интенсивности полоски спектра для каждого участка изображения Солнца, а также текущее время и координаты.

Для измерения параметров Стокса используется электрооптический анализатор, расположенный за входной щелью спектрографа. Для каждого состояния анализатора измеряется значение интенсивности, необходимое и достаточное для дальнейшего расчета параметров Стокса. Инструментальная поляризация учитывается с помощью фазовых пластинок, устанавливаемых перед целостатом. При этом модулируется только полезный сигнал, а все сигналы инструментального происхождения остаются неизменными, что позволяет разделять сигналы солнечного и инструментального происхождения.

Измерение магнитного поля основаны на эффекте Зеемана для фотосферных линий поглощения. При этом измерение методически ничем не отличается от измерений параметров Стокса. Многоканальный сенсор дает возможность одновременных наблюдений в нескольких магниточувствительных линиях в области спектра ~4 Å.

Лучевые скорости движения вещества Солнца измеряются с использованием эффекта Доплера различного рода реперов. Доплеровские скорости всегда измеряются при поляризационных наблюдениях с целью повышения качества данных.

Система управления, регистрации и обработки данных дает возможность сохранения данных, их предварительной обработки, визуализации измеренных параметров в квазиреальном времени, а также управления телескопом в интерактивном режиме.

[править] Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ)

В физике Солнца все большее внимание уделяется регулярным долговременным измерениям магнитных полей, охватывающим всю солнечную поверхность. Только имея такую информацию, при определенных предположениях можно проводить расчет параметров гелиосферы и предсказывать геоэффективные явления. Поэтому в мире значительное внимание уделяется созданию инструментов, способных обеспечивать такие наблюдения. С целью сокращения отставания России в этой области по сравнению с передовыми странами несколько лет назад в ИСЗФ СО РАН в сотрудничестве с АО ЛОМО были начаты работы по разработке и созданию нового инструмента — СОЛнечного СИноптического Телескопа (СОЛСИТ).

Телескоп включает две основные части — объектив и спектрограф. Объектив представляет собой систему Мерсенна, состоящую из двух внеосевых парабол, и узла промежуточной щели с теплообменником, охлаждающегося до температуры окружающей среды. В параллельном пучке лучей (существенное условие для используемого электрооптического анализатора поляризации, поскольку при этом устраняются ошибки поля зрения) после вторичного зеркала перед апохроматическим объективом установлена турель с интерференционными фильтрами и анализатор поляризации.

[править] Основные технические характеристики главного зеркала:

С помощью объектива-апохромата, в котором проведена коррекция хроматизма для длин волн 525, 630, 850 и 1085 нм и аберрации скомпенсированы при работе с протяженным источником, изображение Солнца строится на входной щели спектрографа.

[править] Параметры спектрографа СОЛСИТ при наблюдениях в основных рабочих линиях

• К этой странице обращались 114 085 раз.
•  
• Продолжая использовать наш сайт, Вы даете согласие на обработку пользовательских данных (IP-адрес; версия ОС; версия веб-браузера; сведения об устройстве (тип, производитель, модель); разрешение экрана и количество цветов экрана; версия Flash; версия Silverlight; наличие программного обеспечения для блокирования рекламы, наличие Cookies, наличие JavaScript; язык ОС и Браузера; время, проведенное на сайте; действия пользователя на сайте) в целях определения посещаемости сайта.
•