Наблюдения солнечных образований на большом солнечном вакуумном телескопе

Большой солнечный вакуумный телескоп ( БСВТ ) создан для исследования солнечных образований с высоким про странственным и спектральным разрешением . Благодаря большим размерам реальное пространственное разрешение телескопа иногда достигает ≈ 0.4 угл . сек , что дает возможность наблюдать солнечные тонкоструктурные образования , такие как бомбы Эллермана и поры . В настоящее время основными объектами исследования являются солнечные вспышки . Методы исследования на БСВТ – спектральный , спектрополяриметрический и фильтровый – позволяют полу чать ценную информацию о физических параметрах в исследуемых образованиях . Регистрация спектров и изображения Солнца через интерференционно - поляризационный фильтр производится с помощью двух ПЗС - камер .

The large solar vacuum telescope (LSVT) was designed to study solar formations with high spatial and spectral resolution. Due to the large size of the telescope, its real spatial resolution may be as high as ≈ 0.4 arcseconds that makes it possible to observe solar fine-structure formations like Ellerman bombs and pores. At present, main subjects of investigation are solar flares. LSVT’s research methods – spectral, spectropolarimetric and filter – provide valuable information on physical parameters in the formations under study. Spectra and images of the Sun are registered through interference polarization filter by means of two CCD cameras.

Большой солнечный вакуумный телескоп ( БСВТ ), установленный в Байкальской астрофизи ческой обсерватории ИСЗФ СО РАН предназначен для исследования атмосферы Солнца в оптическом и ИК - диапазонах . БСВТ обладает уникальными оп тическими характеристиками , позволяющими ис следовать физические процессы в атмосфере Солнца с высоким пространственным , временным и спек тральным разрешением . Характеристики телескопа и используемый для наблюдений комплекс спек трофотометрической и поляриметрической аппара туры позволяют получать данные мирового уровня .

БСВТ введен в эксплуатацию в 1980 г . Идея соз дания на Байкале такого инструмента принадлежала член - корреспонденту АН СССР Степанову В . Е . ( рис . 1), он же курировал его строительство на протя жении нескольких лет [ Степанов и др ., 1979]. Выбор и оценку места для строительства провели д . ф .- м . н . Дарчия Ш . П . и д . ф .- м . н . Ковадло П . Г . Строитель ство БСВТ проводилось под руководством д . ф .- м . н .

Рис . 1. Член - корреспондент АН СССР Владимир Ев геньевич Степанов (1913–1986 г .).

Банина В . Г . [ Банин , 1980]. Вся оптика была изготов лена силами сотрудников ИСЗФ под руководством д . ф .- м . н . Скоморовского В . И . [ Домышев и др ., 1982]. Механическое оборудование было сделано в основном в цехе Института под руководством В . Я . Говорухина и В . И . Круглова [ Китов и др ., 1980]. Спектрограф был разработан д . ф .- м . н . Фирстовой Н . М . [ Фирстова и др ., 1990]. Большой вклад в работу по запуску теле скопа был внесен молодыми сотрудниками Институ та Ланкевичем Н . А . и Губиным А . В .

БСВТ ( рис . 2) является зеркально - линзовой сис темой . Полярный гелиостат с плоским зеркалом ус тановлен на вертикальной колонне . Гелиостат на правляет свет вдоль полярной оси на двухлинзовый объектив , расположенный в верхнем торце трубы теле скопа , помещенной в защитный футляр и накло ненной под углом 52º к горизонту . Для устранения влияния флуктуаций плотности воздуха на качество изображения в телескопе создается вакуум .

Рис . 2. Большой солнечный вакуумный телескоп .

Основные характеристики телескопа

Высота башни	25 м
Диаметр зеркала сидеростата	1 м
Диаметр главного объектива	760 мм
Эквивалентное фокусное расстояние	40 000 мм
Поле зрения	32 угл . мин
Диаметр изображения Солнца	380 мм
Теоретическое пространственное разрешение	0.2 угл . сек

Функциональность любого телескопа много кратно возрастает при оснащении его спектрогра фом . Спектрограф позволяет решать задачи , связан ные с химическим составом солнечной атмосферы , скоростью движения вещества ; по наблюдениям спектральных линий строятся модели солнечной атмосферы .

На рис . 3, 4 показаны элементы внутренней час ти спектрографа . Обычно у физиков вызывает удив ление как размер спектрографа , так и то , что его составные элементы не заключены в трубу . Так , нобелевский лауреат Жорес Алферов , посетивший БСВТ , сказал : « Я первый раз в жизни нахожусь внутри спектрографа ».

Основным элементом спектрографа является ди фракционная решетка ( рис . 4) размером 200×300 мм ², имеющая 600 штрихов / мм . Разрешающая способность спектрографа в рабочем V порядке составляет 900 000. Предел разрешения спектрографа 0.028 Å для I поряд ка и 0.006 Å для V порядка .

Рис . 3 . Зеркала спектрографа схемы Эберта - Фасти : коллиматор ( справа ) и два камерных зеркала .

Рис . 4. Поляризационная оптика , состоящая из ромбо эдра и полуволновой фазовой пластинки ( слева ), и ди фракционная решетка .

Используемый размер щели спектрографа – 30"×0.35". Узел спектральной щели снабжен поля ризационной оптикой , состоящей из ромбоэдра и полуволновой фазовой пластинки ( рис . 4). Поляри зационная оптика дает возможность исследовать структуру и эволюцию магнитного поля – главного источника всех событий , происходящих в солнечной атмосфере .

На БСВТ в 2002 г . был установлен интерферен ционно - поляризационный фильтр для получения монохроматических изображений в линии Нα в от раженном от щели спектрографа свете . Для этого участок изображения Солнца направляется зеркаль ными щечками щели в оптическую систему , которая содержит перестраивающие объективы и ИПФ . Рас положение установки с ИПФ на оптической скамье приведено на рис . 5.

Как и во всем астрономическом мире , на БСВТ со временем перешли на фотоэлектрическую систе му регистрации спектра . С 1998 г . на БСВТ начались наблюдения спектров с помощью СС D- матрицы Princeton Instruments 512×512 ( рис . 6). Эта матрица имеет окно размером 12×12 мм ².

В 2008 г . для спектрополяриметрических наблю дений была установлена CCD- камера FLIGrab (2048×2048) ( рис . 7). Ее размер ( D =8 см ) позволил , наконец , использовать второе камерное зеркало . Таким образом , стало возможным одновременно получать четыре спектра : по два в двух разных по рядках и длинах волн .

Имеющаяся ранее матрица Princeton Instruments используется для регистрации через ИПФ изображе ния Солнца в отраженном от щели спектрографа свете .

Рис . 5. Интерференционно - поляризационный фильтр .

Рис . 6. СС D- камера Princeton Instruments.

Рис . 7. СС D- камера FLIGrab.

При исследовании поляризационных свойств солнечной плазмы источником ошибок является инструментальная поляризация . Для получения по ляризационной матрицы телескопа исходные поля ризационные характеристики падающего света должны быть известны . Это обычно осуществляется установкой на входе пучка ( в нашем случае перед зеркалом сидеростата ) поляроида и четвертьволновой фазовой пластинки . Понятно , что при диаметре глав ного зеркала 1 м это была непростая задача , которая была решена под руководством В . И . Скоморовского . Был разработан « матричный » поляризатор , состоя щий из набора однородных прямоугольных поляриза торов . Пятнадцать поляризаторов , уложенные в прямоугольную матрицу , полностью перекрывают входную апертуру телескопа ( рис . 8).

При измерениях наблюдатель поворачивает матрицу - поляризатор и снимает отсчеты по лимбу на кольце при заданных положениях четвертьвол новой фазовой пластинки , которая собрана из по лос полипропиленовой пленки .

На рис . 9 показано расщепление спектральной линии FeI 6302 Å в магнитном поле солнечных пя тен ( эффект Зеемана ).

Рисунок 10, а , б показывает изображение солнеч ной вспышки в линии Нα , полученное с помощью

Рис . 8 . Поляризатор и фазовая пластинка перед глав ным зеркалом .

матрицы Princeton Instruments в отраженном от ще ли свете через ИПФ ( полоса пропускания 0.5 Å, про пускание в максимуме 7 %).

На фильтрограмме ( рис . 11) показан протубера нец , а на рис . 12 – Нα - спектры этого объекта , соот ветствующие двум его сечениям .

Рис . 9. Поляризационные спектры в области спек тральной линии FeI 6302 Å. Длина спектров 6 Å, высота спектральных полосок 30 угл . сек .

Рис . 10. Фильтрограммы вспышки 30 июля 2005 г . в ли нии водорода Нα , полученные в отраженном от зеркальной щели свете . Второе изображение ( б ) получено через 2 мин после первого .

Рис . 11. Изображение протуберанца , полученное через ИПФ .

Рис . 12. Спектры протуберанца ( два разреза ) в облас ти Нα . Длина спектров 4 Å, высота спектральных поло сок 30 угл . сек .

С CD- камера FLIGrab позволяет использовать второе камерное зеркало и одновременно получать четыре спектра . На рис . 13 показаны спектрограм мы протуберанцев , полученные в водородных ли ниях Нα и Нβ одновременно .

На рис . 14 приведены спектры , полученные од новременно в линиях Нα и MgI в разных спектраль ных порядках .

Основным объектом наблюдений на БСВТ явля ются солнечные вспышки . Исследование солнечных

Рис . 13. Спектрограммы протуберанца , полученные в водородных линиях Нα ( два нижних спектра ) и Нβ ( два верхних спектра ) одновременно . Длина Нα - спектров 39 Å, Нβ – 25 Å, высота спектральных полосок 30 угл . сек .

Рис . 14. Спектры в области Нα ( два верхних спектра ) и MgI ( два нижних спектра ), полученные одновременно 30.06.08. Длина Нα - спектров 39 Å, MgI – 25 Å, высота спектральных полосок 30 угл . сек .

вспышек связано как с интересом к поведению плазмы в этой своеобразной лаборатории , которой нет аналога на Земле , так и с тем , что солнечные вспышки определяют состояние межпланетного и околоземного космического пространства . Важной проблемой , связанной с возникновением солнечной вспышки , является изучение механизма нагрева хромосферы во время этого процесса , т . е . выясне ние механизма передачи энергии в хромосферу из короны , где расположен источник энергии во время вспышки . Исследование этого процесса наиболее эффективно проводить с использованием так назы ваемой ударной поляризации спектральных линий , вызванной бомбардировкой ускоренными энергич ными частицами хромосферы во время вспышки .

Исследование ударной линейной поляризации проводятся на основе спектрополяриметрических наблюдений на БСВТ [Firstova et al., 2008].

Результаты исследований , выполненных на БСВТ , опубликованы в нескольких статьях [Firstova et al., 2003; Фирстова , Кашапова , 2001; Казанцев С . А ., Пет - рашень А . Г ., Фирстова , Эну , 1996], отечественных и зарубежных . Часть результатов вошла в моногра фию [Kazantsev et al., 1999].

Основные результаты исследований были пред ставлены в докладах в отечественных и междуна родных конференций Германии (1996); Чехии (1998); Франции (1993, 1995, 1997), Индии (1998), Италии (2002), Китае (2007), Швейцарии (2007).

С помощью БСВТ можно решать многие задачи физики Солнца , требующие высокого пространствен ного и спектрального разрешения . В этих наблюдени ях могут принимать участие сотрудники и других на учных учреждений . Студенты БГУ и ИГУ проходят практику и выполняют курсовые и дипломные работы по наблюдениям на этом уникальном телескопе .