Российская Академия Наук, Сибирское Отделение
Ордена Трудового Красного Знамени Институт Солнечно‑Земной Физики
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки
Байкальская астрофизическая обсерватория
Материал из ISTP SB RAS.
| Версия 06:18, 23 июня 2021 (править) Admin (Обсуждение | вклад) ← К предыдущему изменению |
Версия 07:34, 25 июня 2021 (править) (отменить) Admin (Обсуждение | вклад) К следующему изменению → |
||
| Строка 24: | Строка 24: | ||
| *[[Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ)|Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ) — на стадии ввода в эксплуатацию]] | *[[Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ)|Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ) — на стадии ввода в эксплуатацию]] | ||
| |} | |} | ||
| + | |||
| + | |||
| + | ==<center>Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ)</center>== | ||
| + | |||
| + | 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. | ||
| + | |||
| + | ===Основные характеристики:=== | ||
| + | {| class="wikitable" | ||
| + | |Высота башни || 25 м | ||
| + | |- | ||
| + | |Диаметр зеркала сидеростата || 1 м | ||
| + | |- | ||
| + | |Диаметр главного объектива || 760 мм | ||
| + | |- | ||
| + | |Эквивалентное фокусное расстояние || 40 м | ||
| + | |- | ||
| + | |Поле зрения || 32 угл. мин | ||
| + | |- | ||
| + | |Диаметр изображения Солнца || 38 см | ||
| + | |- | ||
| + | |Пространственное разрешение || 0.2 угл. сек | ||
| + | |} | ||
| + | |||
| + | 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. | ||
| + | |||
| + | |||
| + | ===Основные характеристики спектрографа:=== | ||
| + | {| class="wikitable" | ||
| + | |Диаметр камерных зеркал || 600 мм | ||
| + | |- | ||
| + | |Фокусное расстояние камерных зеркал || 15 м | ||
| + | |- | ||
| + | |Фокусное расстояние коллиматорного зеркала || 9 м | ||
| + | |- | ||
| + | |Дифракционная решётка || 600 штр/мм, размер 200×300 мм | ||
| + | |- | ||
| + | |Разрешающая способность в рабочих порядках || 0.0007 нм | ||
| + | |} | ||
| + | |||
| + | 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. | ||
| + | |||
| + | |||
| + | ===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. | ||
| + | |||
| [[Category:Research]] | [[Category:Research]] | ||
| [[en:Baikal Astrophysical Observatory]] | [[en:Baikal Astrophysical Observatory]] | ||
Версия 07:34, 25 июня 2021
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.
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.
Основные характеристики:
| Высота башни | 25 м |
| Диаметр зеркала сидеростата | 1 м |
| Диаметр главного объектива | 760 мм |
| Эквивалентное фокусное расстояние | 40 м |
| Поле зрения | 32 угл. мин |
| Диаметр изображения Солнца | 38 см |
| Пространственное разрешение | 0.2 угл. сек |
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.
Основные характеристики спектрографа:
| Диаметр камерных зеркал | 600 мм |
| Фокусное расстояние камерных зеркал | 15 м |
| Фокусное расстояние коллиматорного зеркала | 9 м |
| Дифракционная решётка | 600 штр/мм, размер 200×300 мм |
| Разрешающая способность в рабочих порядках | 0.0007 нм |
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.
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.
- 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.