Структуры солнечной атмосферы на разных временных и пространственных масштабах

2
ОГЛАВЛЕНИЕ
Введение 5
В. 1. Актуальность работы 5
В.2. Цели диссертации 6
В.З. Основные положения, выносимые на защиту 6
В.4. Новизна и научная значимость. Практическая ценность 8
В.5. Апробация работы 9
В.6. Публикации по теме диссертации 11
В. 7. Структура и объем 11
Часть первая МЕТОДЫ И АППАРАТУРА 13
Глава 1. Светоинформационные астрономические системы, использованные для исследования Солнца
1.1. Оптимальность астрономической светоинформационной системы. 13
1.2. Солнечные телескопы 21
1.2.1. Вводные замечания.
1.2.2. Памирский мобильный солнечный телескоп открытого типа (АНК-451) на альтазимутапьной монтировке (26). Дневной астроклимат урочища Шорбулак. (30) Краткое описание телескопа. (35)
Выводы. 43
1.2.3. Стратосферная солнечная обсерватория «Сатурн» и ее наземный вариант - 100см телескоп “Сатурн-1.” (46) Спектрограф со скрещенной дисперсией.(50) Об аберрациях.(52) Возможные перспективы телескопа «Сатурн-1 ».(53)
1.2.4. Горизонтальный солнечный телескоп АЦУ-5 и 5-дюймовый фотогс-
лиограф с CCD-видеокамерой и На фильтром. (56)
Выводы. 62
Глава 2. Телевизионный спектрогелиограф-магнитограф.
2.1. Аналоговый телевизионный спсктрогелищ-раф-магнитограф. 63
2.2. Прибор второго поколения - CCD спектрогелиограф - магнитограф. 75
Основные выводы по главе 82
Глава 3. Новый метод организации процесса астрономических наблюдений.
3.1. Дистанционный доступ к навесной аппаратуре солнечного телескопа с помощью \уеЬ-гехнологий.(85)
Выводы
Часть вторая РЕЗУЛЬТАТЫ ИССЛЕДОВАНИЙ СОЛНЕЧНЫХ СТРУКТУР
Глава 4. Исследование морфологии и динамики солнечных структур.
Введение (светлые точки, лоры, особенности движения гранул и пр.)
4.1. Организация тонкой структуры солнечной фотосферы.
4.2. Развитие сложных групп пятен, связь вспышсчмой активности с быстрыми изменениями продольных магнитных полей(121). Эволюция активной группы (139). Светлые мосты в пятнах (142).
4.3. Исследование темных гелиевых точек в ПК - линии Не1Х10830Л.
Глава 5. Колебательные процессы в пятнах и окружающей фотосфере Введение
5.1. Короткопериодическис колебания.
5.1.1. Наблюдения колебаний скорости и магнитного поля в тени пягна в 1994г.(171); 5.1.2. О колебании магнитного поля в солнечных пятнах по пяти группам солнечных пятен в июне-июле 1999г.(178); 5.1.3. Колебания лучевых скоростей и магнитного поля в тени солнечных пятен по наблюдениям 1998-2002гг.(189); 5.1.4. Исследование колебаний лучевых скоростей в активных областях Солнца с помощью цифровых камср(196);
5.1.5. Колебания лучевых скоростей на разных высотах фотосферы в спокойных и активных областях Солнца (203).
5.2. Долгопериодические колебания.
5.2.1. Методика наблюдений и обработки. (209); Результаты наблюдений и их обсуждение (214).
5.2.2. Особенности проявления долгопериодических и короткопериодических колебаний солнечных пятен в оптическом и радиодиапазоиах (223).
5.2.3. Особенности высотного распределения мощности коротко- и долгопериодических колебаний в пятне и в окружающих магнитных элс-ментах(227); 5.2.3.1. Результаты обработки длительных временных сс-рин(227); 5.2.3.2. Обсуждение и интерпретация (233); Выводы(240).
5.2.4. Долгопернодические колебания лучевых скоростей солнечных пятен по наземным наблюдениям и по данным инструмента MDI(SOHO). 241
Введение; 5.2.4.1. Наземные наблюдения (243); 5.2.4.2. Наблюдения на приборе MDI космического аппарата SOHO (244); 5.2.4.3. Результаты обработки и анализ (265); 5.2.4.З.1. Наземные набшоде-
ния(265); 5.2.4.3.2. MPEG доплерограммы инструмента MDI(SOHO)
(247), PITS мапштограммы инструмента MDI(SOHO) (255); Выводы (259).
5.2.5. Предельная низкочастотная мода магнитогравитационных колебаний сол-
нечных пятен и ее свойства по данным MDI(SOHO) и HMI(SDO). 260
Введение.
5.2.5.1. Методы обработки наблюдений (261); 5.2.5.1.1. Метод пространственного усреднения магнитного поля (262); 5.2.5.1.2. Метод экстремальных величин (265); 5.2.5.1.3. Процедура стабилизации
изображения (267).
5.2.5.2. Сравнение качества данных М01(80Н0) и НМДБЭО). 270
5.2.5.3. О ложной гармонике (артефакте). 271
5.2.5.4. Результаты обработки. 275
5.2.5.5. Дискуссия. 282
5.2.6. Первые результаты обработки длинных серий наблюдений
прибора ИМ1 космической обсерватории ЭБО 285
Основные результаты по главе. 292
Заключение 293
Литература 295
ВВЕДЕНИЕ
Диссертационная работа посвящена исследованиям различных структур солнечной атмосферы с высоким пространственным и спектральным разрешением. Основой работ но исследованию колебательных процессов в солнечных пятнах являются новые методы регистрации и цифровой обработки солнечного спектра, многолетние ряды наблюдений, полученные на пулковском солнечном телескопе с помощью быстродействующего видсомагни-тографа и цифровых камер. При исследовании долгопсриодичсских колебаний пятен исполь-
5
зованы длинные серии магнитограмм и доплерограмм солнечных пятен, полученные с космических аппаратов М01(80Н0)и НМ1(8БО).
Основой работ по изучению морфологии и динамики тонкой структуры солнечной атмосферы (грануляция, светлые мосты, темные гелиевые точки и др ) являются новые эффективные средства и методы получения высокого пространственного разрешения. Для систематического исследования тонкой структуры фотосферы создан новый телескоп «открытого типа», с коротким ходом лучей большой апертуры, установленный, на высоте 4330 м на Восточном Памире. С его помощью автором получены высококачественные фотографии и спектры солнечных структур на протяжении целого цикла солнечной активности в 1977-1989 гг. В работе использован также уникальный наблюдательный материал, полученный автором с коллегами на 100 см стратосферной солнечной обсерватории «Сатурн».
В.1. Актуальность проблемы.
Несмотря на значительный прогресс в изучении Солнца, не существует полного понимания причин, порождающих тс или иные солнечные структуры и их взаимосвязь. Процесс образования структур охватывает практически все слои атмосферы Солнца, проявляясь в разных объектах (пятна, поры, факелы, яркие точки тени пятна, темные гелиевые точки и т.д.) и происходит на масштабах от 10км (силовые магнитные трубки) до 10бкм (протуберанцы. комплексы активности, корональные дыры). Поэтому выявление новых структур, изучение их морфологии, эволюции как в спокойных областях (СО), так и в активных областях (АО) солнечной атмосферы, является важной задачей для современной физики Солнца. Локализация структурных элементов, колебательные процессы в них, а также взаимосвязь их с магнитным полем - крайне актуальная задача, поскольку колебательные процессы пронизывают все структурные элементы фотосферы, а магнитное поле непосредственно участвует в их образовании. Исследование колебательных процессов в солнечных пятнах и в окружающей их фотосфере представляет особый интерес для солнечной физики, поскольку эти области заняты достаточно сильным (преимущественно вертикальным) магнитным полем. Волновые п колебательные свойства такой среды существенно отличаются от аналогичных свойств атмосферы, свободной от магнитного поля. До недавнего времени внимание исследователей было сосредоточено на изучении относительно короткопериодических (с периодами З-Зминут) МГД-колебаний в солнечных пятнах. Но наряду с этими, достаточно хорошо изученными осцилляциями, в солнечных пятнах и их окрестностях наблюдаются долгопериодические (с периодами от получаса до нескольких десятков часов) колебания физических
6
параметров, которые, в частности, проявляются во временных вариациях магнитного поля и лучевых скоростей.
Это явление не может быть выявлено при кратковременных (15-30 минут) сеансах наблюдений, здесь необходимо получить достаточно длительные и однородные временные ряды, характеризующие изменение параметров плазмы и магнитного поля исследуемых объектов. Анализируя спектр наблюдаемых колебаний и характер распространения в данной среде тех или иных типов волн, можно восстановить физическую структуру изучаемой системы и произвести диагностику ее параметров.
Солнце можно изучать с гораздо более высоким пространственным и спектральным разрешением, чем остальные звезды. Поэтому детальное исследование структур солнечной атмосферы имеет важный общий астрофизический интерес с точки зрения понимания природы активности звезд.
Актуальность исследованиям Солнца придает и то, что солнечная активность многогранно влияет на земные процессы, а также на окружающее космическое пространство. Современное высокотсхнологическое общество все сильнее зависит от «космической погоды», которой “управляет” Солнце.
В.2. Цель работы:
Основной целыо диссертационной работы является всестороннее исследование малоизученного низкочастотного спектра колебаний солнечных пятен в широком диапазоне периодов, от нескольких минут до десятков часов. Также изучается с высоким пространственным и временным разрешением морфология и динамика структур солнечной атмосферы.
Цель достигается благодаря созданию и внедрению в практику наблюдений новых солнечных инструментов и методов получения астрономической информации. Используются результаты наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн», солнечного телескопа «Памир» (AI1K-451), пулковского телескопа АЦУ-5 и данные космических аппаратов MDT(SOHO) и HMl(SDO).
В.З. Основные положении, выносимые на защиту:
I. Новые инструменты н методы получения информации о Солнце с высоким пространственным и временным разрешением:
I). Разработка и реализация концепции «открытого» мобильного солнечного телескопа «Памир», позволившего исследовать структуру фотосферы с более высоким, чем прежде, пространственным разрешением на протяжении целого цикла активности Солнца [Solar Physics. 1985. v. 102. p. 67-78].
2). Создание и внедрение в практику наблюдений нового типа спектрогелиографа-магнитографа [Астрономический журнал, 1996, т. 73, Ml, с. 103-108; Solar Physics, 2003, v.213, p.291], позволившего получить новые результаты по структурам в Не1 АЛ 0830 и по быстрым изменениям магнитного ноля пятен во время хромосферных вспышек.
3). Разработка и применение для исследования Солнца методики определения лучевых скоростей одновременно на нескольких уровнях атмосферы Солнца [.Астрономический журнал. 2007, т. 84, М5, с. 450 460; Оптический журнал, 2008, т.75, М3, с.9-17]. С ее помощью доказано различие физической природы 3-5 минутных и низкочастотных колебаний пятен.
II. Новые научные результаты, полученные с помощью вышеназванных инструментов и методик, а также с использованием наблюдений стратосферной обсерватории «Сатурн» и космических аппаратов MDf(SOHO) и HMI(SDO):
1). В спектре мощности яркости фотосферы выявлены компоненты, соответствующие размерам 10.0", 4.5", 2.4". Эти размеры хорошо укладываю гея в масштабы образований солнечной фотосферы: мезогранул, скоплений гранул (протогранул) и гранул, соответственно [Solar Physics, 1997,v.l70, р.205-215].
2). Впервые подтвержден на независимом материале предварительный вывод K.Harvc (1985), что изменение числа темных гелиевых точек на диске Солнца происходит в про-тивофазсс 1 I-летним циклом активности пятен [Solar Physics, 1991,v. 132, p. 195-197].
3). По синхронным наблюдениям па телевизионном магнитографе ГАО, коронографе КрАО
п памирском телескопе открыт новый тип фотосферных нитяных мостов, состоящих из ярких гранул. Мосты возникают в областях взаимодействующих пятен, совпадают с хромосферными дуговыми волокнами и ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля. В периоды сильных вспышек в интервале нескольких минут в структуре продольного магнитного поля активной области могут происходить сильные изменения [Solar Physics. 1985. v. 102, p.67-78].
4). Доказано, что долгопериодические колебания пятен не являются аффектом земной атмосферы [Астрономический журнал, 2007.т. 84, Л1>5. с. 450-460]. Это новое физическое явление, природа которого отличается от природы 3-5 минутных осцилляций в пятнах, которые обусловлены распространяющимися внутри силовой трубки пятна медленными магнитозвуковымн волнами. Долгопериодические - отражают вертикально-радиальные смещения пятна в целом, как устойчивого, уединенного образования, возникающие под действием внешних возмущений [Космические исследования, 2009, М4, с.31 /].
5). По наземным (в лучевых скоростях) и космическим снимкам (в магнитном поле) в колебательных спектрах пятен впервые выявлены моды в полосах 40-45, 60-80, 135-170, 220-250, 480-520 минут. Мощность колебаний в них быстро падает с ростом частоты, что характерно для обертонов, возникающих вследствие нелинейного характера колебаний [Астрономический журнал, 2007, т. 84, №5, с. 450-460; Solar Physics, 2010, г. 267. Issue
2. p. 279].
6). Впервые установлено, что предельной низкочастотной модой колебаний магнитного поля солнечного пятна как целого является мода с периодом 13-22час. (800 -1300 минут). Мода существует в виде цугов длительностью 1-2 суток (время жизни супергранулы). Ее период нелинейным образом зависит от величины магнитного поля пятна [В кн.: Труды Всероссийской ежегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СГІ6, с.307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, ЛЬЗ].
7). Обнаружена еще более низкочастотная колебательная мода с периодом 35-48 часов (2100-2880 минут), но она не может рассматриваться как предельная собственная мода пятна, поскольку ее период не зависит от величины магнитного ноля, а амплитуда иногда оказывается ниже амплитуды моды 13-22 часа. Вероятно, это квазипериод внешней возбуждающей силы, обусловленной динамическими возмущениями пятна со стороны окружающих его ячеек супергрануляции [В кн.: Труды Всероссийской елсегодной конференции по физике Солнца ГАО РАН, СПб, с.307, 2010; Космические исследования, 2011, v.49, №3].
В.4. Новизна и научная значимость:
• Впервые на примере успешных наблюдений, выполненных на памирском солнечном телескопе, доказана высокая эффективность для исследования тонкой структуры Солнца термостабилизированных «открытых» телескопов большой апертуры с коротким ходом лучей.
• Быстродействующий телевизионный магнитограф позволил выявить перестройку конфигурации магнитною поля во время протонных вспышек, а также изучить новые свойства колебаний лучевых скоростей и магнитного поля в пятнах одновременно на нескольких уровнях атмосферы.
• По наземным и космическим наблюдениям доказано существование нового физического явления - низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен. Впервые найден весь спектр низкочастотных собственных колебаний солнечных пятен вплоть до предельной низкочастотной моды с периодом от 12 до 22 часов (800 -1300 минут) в зависимости от напряженности магнитного поля пятна.
• Установлена синхронность долгопериодических колебаний в отдельных точках тени солнечного пятна. Тень пятна участвует в колебательном процессе как единое, целостное физическое образование, несмотря на наличие в ней тонкой структуры магнитного поля.
Практическая ценность:
• Обнаруженные низкочастотные собственные колебания магнитных элементов солнечной фотосферы открывают новые возможности для диагностики физических и геометрических параметров активных образований на Солнце, например, для определения нижней магнитной границы пятна.
• Телевизионный спектрогелиограф - магнитограф позволяет по наземным наблюдениям в линии Нс1 АЛ0830 изучать в нижней хромосфере проявления корональных структур (границы корональные дыр). Можно проводить наблюдения колебательных процессов продольной составляющей магнитного поля, .тучевых скоростей и яркостей пятен одновременно в нескольких спектральных линиях.
• Впервые разработанный и примененный удаленный доступ на основе \УЕВ-
технологии к солнечному телескопу, позволяет любому пользователю Интернета получать на стандартный компьютер цифровое изображение Солнца в момент связи с телескопом, с возможностью активного управления параметрами изображения в реальном масштабе времени.
В.5. Апробация работы:
Основные результаты диссертационной работы докладывались на ряде международных и
всероссийских научных конференций, на симпозиумах МАС по физике Солнца, на семинарах рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН. Среди них:
• Семинар рабочей группы «Солнечные инструменты» Астросовета АН, Иркутск, 1982
• Всесоюзная конференция «Физика Солнца», Алма-Ата, 1987
• Семинар рабочей группы « Солнечные инструменты» Астросовета АП, Ашхабад, 1988
• Международная конференция «Новый цикл активности Солнца»: наблюдательные и теоретические аспекты, С.Пстсрбург, Пулково, 23-29.06.1998
• Конференция «Крупномасштабная структура солнечной активности», Пулково, 21-25 июня
1999г
• Международная конференция «Солнце в максимуме активности и солнечно-звездные аналоги», Пулково, С.Петербург, 17-22 сентября, 2000г
• Международная конференция «Солнце в эпоху смены знака магнитного поля», 28.05-1.06.2001, С.Петербург, Пулково
• Joint European and National Meeting JENAM 2001 of the European Astronomical Society at Munich, September 10-15,2001*
• Международная конференция «Расширение и связь опорных координатных систем с использованием ПЗС наземной техники», 10-13 октября 2001 г, Николаев, Украина
• Международная конференция «Солнечная активность и космические лучи после смены знака полярного магнитного поля», 17-22.06. 2002г. Пулково
• Международная конференция «Климатические и экологические аспекты солнечной активности», 7-11.07.2003. Санкт-Петербург, ГАО РАН
• Международный научный семинар «Физика Солнца и звезд». Калмыцкий госуннверситст, Элиста, март 2005г
• IX Пулковская Международная научная конференция «Солнечная активность как фактор Космической Погоды», Санкт-Петербург, 4 по 9 июля 2005 года
• X Пулковская Международная научная конференция «Квазипериодическис процессы на Солнце и их геоэффективное проявление», Санкт-Петербург, июль 2006 года
• Всероссийской конференции «Многоволновыс исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности », 28 сентября - 2 октября 2006г, CAO РАН, п. Нижний Архыз.
• XI Пулковская Международная научная конференция «Физическая природа солнечной активности и прогнозирование ее геоэффективных проявлений», Санкт-Петербург, 2 по 7 июля 2007 года
• XII Пулковская Международная научная конференция «Солнечная и солнечно-земная физика», Санкт-Петербург, 7по 12 июля 2008года
• Всероссийская международная конференция по физике Солнца « Год астрономии: солнечная и солнечно-земная физика» Санкт Петербург, 2009
• Всероссийская ежегодная конференция по физике Солнца "Солнечная и солнечно-земная
физика-2010" , Санкт-Петербург, 2010 г
• First Middle East-Africa, Regional IAU Meeting, Cairo, Egypt, April 5-10, 2008
Симпозиумы MAC:
• IAU Symposium №138 «Solar photosphere: structure convection and magnetic fields», Kiev, USSR, may 15-20, 1989
• TAU Symposium № 223 «Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity», June 14-19, 2004,
St. Petersburg, Russia
11
Различные аспекты работы, положенные в основу диссертации, прошли экспертизу и выполнялись по программам фундаментальных исследований отдела физики Солнца ГАО РАН. Они были поддержаны грантами Российского Фонда Фундаментальных Исследований: 02-07-90068, 02-07-90254, 06-02-03025-6, 07-02-05006-6, 08-02-05008-6, 10-02-05002-6, а также Государственной научно-технической программой «Астрономия», программой'№30 Президиума РАН «Солнечная активность и физические процессы в системе Солнце-Земля» (2005-2009), Американским астрономическим обществом (1994г.), грантом Научной программы - СПб НЦ РАН 2008г., программой Президиума РАН П-19
Личный вклад автора:
Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором как самостоятельно, так и в сотрудничестве с коллегами из отдела физики Солнца ГАО РАН (в основном), КрАО, СпбГУАП. Работа по созданию памирского солнечного телескопа выполнялась при участии большого коллектива технических специалистов, главным образом КОМЗа (ЦКБ «Фотон»). В работах по изготовлению нового оборудования большую пользу автору оказало КБ и Опытное Производство ГАО РАИ.
26 работ выполнены без соавторов. В остальных работах автору принадлежит аппаратурная часть и получение наблюдательного материала В обработке и аншгизе результатов автору принадлежит равный вклад наряду с соавторами.
Публикации:
Основные научные результаты диссертации опубликованы в 74 работах, из которых 50 (по NASA ADS) в реферируемых журналах, в том числе 11 в журналах, рекомендованных ВАК для публикации результатов докторской диссертации. Остальные публикации - это труды симпозиумов МАС(2). труды международных и всероссийских астрономических конференций^), труды ЛГУ(1), сборники «Известия ГАО РАН»(9) и бюлл. «Солнечные дан-ныс»(27), монография(2).
В.7. Объем и структура работы:
Диссертация состоит из введения, двух частей, состоящих из пяти глав, заключения и списка литературы из 250 наименований. Общий объем диссертации составляет 310 страниц, в том числе 131 рисунков и 24 таблиц.
12
Часть первая МЕТОДЫ И АППАРАТУРА Глава 1. Светоинформационные астрономические системы, использованные для исследования Солнца.
1.Г. Оптимальность астрономической светоинформационнои. системы«
В оптическом солнечной физике все используемые системы служат для обработки тем или иным способом световой информации, т.с. являются свстоинформационными системами. Система, которая наилучшим образом решает поставленную астрономическую задачу, которая надежна в работе, проста и экономична, будет являться оптимальной свстоинформа-ционной системой.
Астрономическая светоинформационная система должна состоять из звеньев, характеристики которых согласованы между собой и удовлетворяют требованиям поставленной задачи. Основными звеньями в нашем случае являются: сам объект, т.е. Солнце, земная атмосфера (дневной астроклимат обсерватории), комплекс телескоп-павильон, спектрограф, телевизионный светоприсмник (передающая трубка или матрица), устройство обработки и регистрации информации; Любая светоинформационная система имеет ограниченную информационную емкость и пропускную способность. Консервативность светоинформационных систем выражается в том, что при достаточной информационной емкости и пропускной способности тс системы, которые пригодны для передачи одного вида световой информации, оказываются непригодными для передачи информации другого вида. Например, увеличение диапазона охвата светового поля объекта, может быть осуществлено только за счет сокращения детальности. Система, хорошо передающая пространственную информацию, плохо передаст информацию о бысгроперсменных процессах. В каждом случае приходится создавать условия, оптимальные для передачи информации, специфической для данной задачи. Важной проблемой является создание адаптирующихся систем, которые способны перестраиваться из одной оптимальной системы в другую. Такой адаптирующейся системой является аппарат зрения, который, несмотря на ограниченную информационную способность, в процессе эволюции стал пригоден для решения большого круга задач. Появление цифровых телевизионных систем позволяет делать их более гибкими, например, за счет изменения параметров разложения изображения. Это будет видно при рассмотрении созданного автором телевизионного магнитографа первого поколения и цифрового CCD спектрогелиографа -магнитографа. Специальная программа оцифровки видеосигнала солнечного спектра позволяет изменять число строк компьютерного изображения и число усредняемых кадров. А из-
мененне положения электронных щелей по отношению к спектральной линии и алгоритма обработки видеосигнала позволило сделать астрономический прибор пригодный для решения большого круга задач физики Солнца.
Как правило, структуры на Солнце гораздо более содержательны, чем сведения о них, которые используются при решении поставленных задач. Поэтому, значительная информация, проходящая через телевизионную систему, оказывается ненужной. Сокращение до минимума этой части информации является условием построения оптимальной астрономической системы. Чтобы сократить бесполезную часть информации, надо уметь отделить ее от информации полезной, а для этого должны существовать какие-то признаки, по которым полезная информация отличается от бесполезной. Наибольший эффект такое отделение дает, когда его удастся провести еще в оптическом звене системы, например, в спектрографе, в этом случае через наиболее информационно узкое звено системы - светоприемник проходит преимущественно полезная информация. Бесполезную информацию можно далее отделить электрическим путем, например при цифровой обработке видеосигнала. Этим автор пользовался при исследовании колебательных процессов в фотосфере, или при выявлении малоконтрастных деталей в пятне - светлых точек, колец Секки и пр.
Выходные данные системы включают:
1. минимальный линейный размер детали, который система различает на изображении,
2. число пространственных элементов, охватываемых системой,
3. минимальный интервал времени, различимый в данной системе,
4. количество временных интервалов, завершающих определенный цикл,
5. число градаций, различимое на всем динамическом диапазоне передаточной характеристики системы,
6. количество спектральных интервалов и их размеров,
7. минимальная ступень входной энергии, различимая системой (определяется отношением сигнал / шум),
8. требования к верности передачи (отсутствие нелинейных искажений, нарушение геометрии объекта и т.д.).
Данные, поступающие на вход системы, включают в себя:
1. количество световой энергии, поступающей на вход системы от Солнца,
2. пределы изменения пространственных характеристик,
14
3. скорость изменения содержания объекта (например, вариации лучевых скоростей, яркости, напряженности магнитного поля),
4. пределы изменений спектрального состава света,
Из сопоставления имеющихся входных и требуемых выходных данных устанавливается степень выполнимости условий задачи и далее оценивается возможность реализации оптимальной астрономической светоинформационной системы.
Кратко рассмотрим отдельные звенья нашей астрономической светоинформационной системы.
Сам объект - Солнце не может быть изменен наблюдателем, но можно выбирать нужную для исследования деталь атмосферы Солнца в нужный момент времени, например, при изучении колебаний - ядро солнечного пятна в момент, когда оно находится в центре диска. При синхронных наблюдениях колебании магнитного поля пятен, проводившихся автором совместно с радиогелиографом в Nobcyama (Абрамов-Максимов и др. 2007), необходимо было из-за большой разницы в долготе обсерваторий вести наблюдения в Пулкове до 19 часов местного времени.
Важнейшим звеном астрономической системы является астроклимат обсерватории. Если атмосферное качество (seeing) изображения Солнца постоянно хуже 2", то вряд ли серьезно можно заниматься исследованиями тонкой структуры солнечной атмосферы и т.д. Астроном не может управлять астроклиматом. Но астроклимат можно выбирать. Поэтому перед установкой солнечного телескопа открытого типа (наземного аналога стратосферного телескопа) автор проводил астроклиматичсские исследования на Кавказе (Ордубат-1974г) и на Памире (Шорбулак-1975г). О последних дальше будет рассказано подробнее. Но общий вывод такой, что, безусловно, есть на Земле места особенно благоприятные для астрономических наблюдений, но астроклимат вещь не постоянная и не универсальная. Например, на Восточном Памире климат благоприятен для ночных НК наблюдений. Днем хорошие фотографии и спектры Солнца удастся получить только с использованием электронного анализатора качества. Астроклимат Северного Кавказа благоприятен для наблюдений короны Солнца, но, вероятно, мало пригоден для длительных наблюдений тонкой структуры фотосферы и т.д. Астроклимат Пулкова, как показывает многолетний опыт наблюдений, не пригоден для мониторинга Солнца (хотя бывают годы, когда летом ясное небо бывает несколько недель подряд). В отдельные дни качество изображения в прямом фокусе горизонтального телескопа бывает около 0.5" и можно успешно проводить некоторые исследования. Длинный световой день в мае - июне позволяет получать серии наблюдении длительностью до 12 часов.
15
Звено павильон-телескоп являегся первым элементом астрономической свстоинформацион-ной системы, которая может астрономом адаптироваться под конкретную задачу. В последние годы благодаря применению новых технологии здесь достигнуты потрясающие результаты. Это и специальные конструкции павильонов минимально искажающих волновой фронт, и влкумизация длинных оптических путей, и адаптивная оптика, электронные анализаторы качества изображения и системы стабилизации и коррекции изображения Солнца. Например, в Пулкове качество изображения в павильоне, где установлен наземный вариант стратосферного телескопа Сатурн, систематически лучше, чем на горизонтальном телескопе ДЦУ-5, расположенном в 100 м на том же травяном поле. Вероятная причина в том, что площадка телескопа АЦУ-5 располагается на высоте в 2 раза ниже над уровнем почвы и откатная часть откатывается на рельсах на юг, внося тепловые искажения в волновой фронт, в то время как крыша первого павильона откатывается на север.
Высокому качеству снимков Солнца, получавшихся па протяжении 10 лет на памирском солнечном телескопе, способствовала оптимальная конструкция телескопа. Он поднимается на высоту 6 м над почвой. Павильон отсутствует. Имеется эффективный электронный анализатор качества изображения Солнца. Управляется телескоп астрономом дистанционно из удаленной от телескопа операторской, где находится и основная электронная аппаратура, выделяющая тепло. Сама оптика телескопа укреплена в открытой раме, продуваемой ветром, что положительно сказывается на качестве изображения. Инварные стержни, связывающие главную оптическую пару, обеспечивают тсрмокомпснсацию оптической системы. Телескоп и площадки обслуживания окрашены специальной теплозащитной эмалью.
Пример специализированного телескопа - большой коронограф ГАС ГАО, где сочетание коронального неба с оригинальной конструкцией телескопа, сводящей к минимуму рассея-ный инструментальный свет, позволяет получать замечательный научный материал.
Наш прибор CCD спектрогелиограф - магнитограф размещается в павильоне телескопа АЦУ-5. и одним из немногих параметров, которые может менять астроном, является апертура телескопа. С точки зрения освещенности изображения в фокальной плоскости апертуру следует выбирать максимальной, при этом теоретически растет и разрешающая сила объектива (в случае АЦУ-5 максимальное разрешение по критерию Рэлея равно г= 1.22-^-= 0.3").
На практике из-за атмосферных искажений качество изображения прн большой апертуре обычно (но не всегда) ухудшается, поскольку выигрыш в оптической разрешающей силе меньше того, что мы проигрываем из-за увеличения поверхности объектива относительно атмосферных неоднородностей. При большой апертуре получается изображение с высокой
і
16
освещенностью и с малыми дрожаниями, но при этом обычно меньше резкость деталей. Мы обычно работали с апертурой 25см, при этом часто обеспечивается хорошая резкость изображения, а освещенности даже в 4-ом порядке спектрографа хватает с избытком и для телевизионных трубок суперортикон и для примененяемой в настоящее время CCD матрицы.
При исследовании крупномасштабной структуры вместо главного зеркала нами использовался высококачественный линзовый объектив диаметром 15 см и фокусом 300 см, вводившийся в параллельный пучок от цсллостата с помощью дополнительного плоского зеркала. При некоторых наблюдения, например, когда было необходимо иметь на щели спектрографа одновременно несколько пятен, для поворота изображения Солнца относительно щели, применялась призма Дове.
Следующим звеном нашей светоинформационной системы является спектрограф, который строит одномерное изображение Солнца, вырезанное щелью, в непрерывной последовательности длин волн. Наблюдатель может менять два параметра спектрографа - ширину щели и дисперсию и выводить на светоприсмник участок спскгра с исследуемыми спектральными линиями. Необходимо, чтобы спектрограф не ухудшал пространственное разрешение телескопа и давал требуемое спектральное разрешение. Ширина щели должна с одной! стороны соответствовать разрешающей силе светоприсмника (спектрограф почти не меняет масштаба изображения). Разрешение ранее использовавшихся супсрортиконов примерно 0.06 мм (соответствует 0.66"), один пиксель CCD матрицы соответствует масштабу на щели 0.2" . Если говорить о профиле спектральной линии, то, как известно (Мартынов 1977), меньше всего он искажается при нормальной ширине щели, которая в нашем случае равна 0,024мм. Близкая к этой величина обычно и использовалась при наблюдениях. Разрешающая сила решетки для четвертого порядка равна 0.017А.
При апертуре 250 мм относительное отверстие телескопа равно 1 : 69, дальнейшее уменьшение апертуры приведет к падению разрешающей силы из-за неполного заполнения светом решетки.
Следующим звеном светоинформационной системы является приемник изображения и телевизионный канал. У нас это была телевизионная передающая трубка суперортикон, а в настоящее время используется прибор с зарядовой связью - CCD матрица и большие CMOS приемники (активные сенсоры, в которых к каждому пикселу добавлен транзисторный усилитель для считывания, что дает возможность преобразовывать заряд в напряжение прямо в пикселе). Предыдущие звенья нашей светоинформацнонной системы обеспечили преобразование световой информации с необходимым пространственным и спектральным разрешени-
17
ем, создавая на выходе удовлетворительный уровень освещенности. Светоприемник должен зарегистрировать эту информацию без потерь и с достаточным временным разрешением.
Информационная емкость и пропускная способность телевизионной системы в значительной мере определяется параметрами разложения, под которыми подразумевается: число строк, на которые раскладывается изображение, число кадров в секунду, полоса видеосигнала. Все эти параметры связаны между собой. В использованной нами системе применяется вещательный стандарт разложения, т.е. Z=625 строк при Nr= 25 кадрах в секунду, разложение черезегрочное (в CCD камере возможно построчное разложение). Формат кадра 4 к 3. Полоса частот f, которую занимает спектр сигнала от нулевой до максимальной частоты
Лах=” » равна (Гуревич 1964):
; / = 7.3хЮ‘г„
где: сск = 0.08 (отношение 1гасла строк обратного хода к полному числу строк),
астр = 0.18 (отношение числа элементов обратного хода к полному числу элементов в строке),
т - время прохождения считывающим лучом одного элемента.
Полоса телевизионного канала примененной суперортиконной системы равна 6.5мгц.
4
При 625x0.08=575 действующих строках, мы имеем 575х —=767 действующих элемента, а
3
практически вдоль строки можно различить 767х^-=683 элемента. При размере растра су-
7.3
перортикона 28x28 мм это соответствует разрешению вдоль строки 0.047 мм.
Временное разрешение телевизионной системы в непрерывном режиме равно 0.04 сек. Для улучшения временного разрешения нужно уменьшить время телевизионного кадра, то есть изменить параметры системы. Это приведет к падению чувствительности и увеличению необходимой полосы частот.
Суперортикон имеет ограниченную разрешающую способность, поэтому число элементов, на которое разлагается телевизионное изображение, имеет оптимум (Livingston 1963). С уменьшением размера передаваемых деталей падает число различимых на изображении градаций т.
Увеличение числа элементов разложения больше некого N не увеличивает разрешающей способности всей системы, но уменьшает количество передаваемой информации, потому что из-за уменьшения световой энергии, приходящейся на элемент разложения, уменьшается входное отношение сигнала к шуму. И наоборот, если увеличивать размер элемента разложения для поднятия отношения сигнала к шуму, то, начиная с некоторой пространственной частоты Q, рост количества информации за счет роста отношения сигнала к шуму станет меньше уменьшения количества информации за счет падения £2. Поэтому с точки зрения передачи максимального количества информации, существует оптимальное число элементов разложения для каждой пердающей телевизионной трубки.
Из теории эффективности телевизионных систем (Гуревич 1970) следует, что оптимальное число элементов разложения можно определить графически из пересечения двух кривых, одна из которых аналитически выражается формулой:
2
у =-----J&. , где £2 - пространственная частота, ус *>- отношение сигнала к шуму, создавае-
мо
мое на элементе, поверхность которого равна площади фотокатода. Другая кривая опрсделя-ется из апертурной характеристики супсрортнкона 3(/) при условиях 5(£2)=(32(/); £2=/2, где:
б(£2) - пространственно-частотная характеристика, / - линейная частота.
13 нашем случае оптимальное число видимых строк разложения равно 554. а полное число строк - 602, что хорошо совпадает с используемым в стандартной системе разложения полным числом строк 625. Телевизионная система имеет большую информационную пропускную способность, которая равна (Гуревич 1970):
I = Af хТх log2 m2 =0.5ATlog2(l+«1 у/г„\
где: Д/ - полоса частот, Т- время кадра, N - число элементов в кадре, m - число градаций, максимальное отношение сигнала к шуму, а, = 0.1
Для системы, использованной в телевизионном магнитографе, / «25x106 дв.ед/сск. Для сравнения пропускная способность зрения (погок информации доходящий до сознания) равна 50-100 дв.сд./сск.
Несколько замечаний относительно CCD матрицы. Дело в том, что для солнечных исследований удается использовать обычные черно-белые вещательные телевизионные камеры, работающие в непрерывном режиме со временем полукадра 0.02 сек (при ночных наблюдениях применяют режим длительного накопления). Сигнал на выходе вещательной телевизионной
камеры аналоговый. И только при цифровой обработке в современных системах он опять превращается в цифровую форму. Поэтому число пикселей на CCD - матрицы и число пикселей в цифровом изображении телевизионного кадра записанного в компьютер, вообще говоря, не одно и то же, что, кстати, часто не учитывают астрономы, использующие изображения, полученные CCD матрицами. Например, использованная в CCD магнитографе тайваньская матрица имеет реальных 490x510 пк, а в цифровом изображении, получаемом с помощью видеобластера из телевизионного сигнала, содержится 456x788 пк Цифровой кадр, получаемый при оцифровке видеосигнала в FIT формате, содержит 312х512пк, которые никак не связаны с числом реальных пикселей на CCD матрице. 312 - это число строк в полукадре, а число 512 это число малокадровых строк, которое астроном может сделать в принципе любым. У нас это число выбрано для удобства работы с FFT преобразованием При этом для серии записи колебаний магнитных полей, например 50 мин, каждая из 512 малокадровых строк есть результат усреднения числа стандартных телевизионных полукадров N =
bgx 9 = ^3 (более подробно это будет изложено при описании CCD магнитографа). Это
позволяет сделать цифровую астрономическую телевизионную системы адаптивной, настраиваемой оптимально на разные задачи. В нецифровой телевизионной системе параметры разложения задаются стандартом и не меняются.
Последним звеном нашей светоинформационой системы в телевизионном магнитографе являлась специальная фотокамера, регистрировавшая изображение с плоского однострочного проекционного кинескопа, на который подавался сигнал с телевизионной системы. А карта магнитного поля или лучевых скоростей получалась при синхронном сканировании изображения Солнца поперек щели и механической развертки кинопленки. Кинескоп является самым “узким местом” в нецифровой телевизионной системе из-за значительной потери информации Весь узел фоторегистрации оказался очень сложным в эксплуатации, трудно было выставить правильную яркость телевизионной строки, чтобы получить нормальную плотность на негативе карты магнитного поля или лучевой скорости. В результате только после длительной обработки можно было убедиться в успешности наблюдений. Аберрации электронной оптики кинескопа вносят дополнительные искажения в информацию. Это нелинейность горизотальной развертки, дисторсия электронно-оптической системы, S- образные искажения, нестабильность размера развертки, трапецивндные искажения, влияние граничных нолей потенциального рельефа мишени суперортикона на сканирующий луч, нелинейность характеристики и наличие гистерезиса мапштопровода фокусирующей и отклоняющей системы, влияние магнитных и электрических полей и пр. При этом такие причины как
нелинейность разверток, S- образные искажения, электронные аберрации и пр. приводят к систематическим ошибкам. Причины же, меняющиеся во времени и связанные с различными шумами, с износом аппаратуры и пр., приводят к случайным ошибкам.
При фотографировании изображения с экрана кинескопа происходит потеря световой энергии. Однако в случае телевизионной системы это не играет большой роли, потому что изображение на экране можно делать большой яркости практически без потерь информации. Вообще, особенностью телевизионных светоинформационных систем является введение энергии во многие звенья системы. На вход системы вводится энергия, содержащая информацию о входном изображении, которую надлежит передать на выход. В другие звенья системы вводится дополнительная энергия, не связанная с исходной информацией, но позволяющая преобразовать и усилить сигнал, несущий информацию. В результате, величина сигнала может в некоторых звеньях системы существенно возрастать, чередуясь с уменьшением этой величины в других звеньях.
Величина шумов от входа системы к выходу также претерпевает изменение, то уменьшаясь, то увеличиваясь. Однако изменение шумов существенно отличается от изменения сигнала. Шумы уменьшаются меньше, а увеличиваются больше, чем сигнал. Следует иметь в виду, что шумы на выходе являются результатом наложения двух существенно различных компонентов. Один из них составляют шумы, которые вводятся в ситему вместе с сигналом и в дальнейшем увеличиваются и ослабляются вместе с сигналом, хотя и различным образом. Другой компонент составляют шумы, вводимые в систему независимо от сигнала, и которые в дальнейшем меняются также как и шумы первого компонента. Подробнее вопрос о шумах будет рассмотрен при описании вакуумных и твердотельных приемников.
Последним звеном в системе CCD магнитографа является компьютер с платой оцифровки и с устройствами вывода информации - монитор и принтеры. Применение компьютера в прикладном телевидении произвело самую настоящую революцию. Только благодаря оцифровке видеосигнала нам удалось приблизиться к оптимальной свстоинформационной системе. Меняя параметры оцифровки и алгоритмы обработки видеосигнала можно с минимальными затратами получить универсальный прибор пригодный для решения большого круга задач физики Солнца С появлением цифровых методов регистрации изображения самым «узким» местом становятся первые звенья свстоинформационной системы - астроклимат и телескоп. В самое последенсе время достигнуты большие успехи в области телескопов с адаптивной оптикой и для Солнца, а также в технологии спекл-интсрферомстрии. Это стало возможным благодаря появлению быстрых мощных компьютеров и созданию специализированных программ цифровой обрабоки оптических изображений. Примером может служить нидерланд-
21
ский телескоп DOT, устнопленный на Канарах. Похоже, что получение цифрового изображения (не спектра!) Солнца высокого качества скоро перестанет быть проблемой даже при не очень высоком атмосферном качестве изображения. Для получения высококачественных спектров более перспективна адаптивная оптика, дающая не восстановленное цифровое, а реальное оптическое изображение на щели спектрографа.
1.2. Солнечные телескопы
1.2.1. Вводные замечания
При исследовании атмосферы Солнца применяют три различных, дополняющих друг друга способа:
1. исследования с высоким до 0.12" пространственным разрешением, но с умеренными спектрофотометрическими точностями,
2. исследования спектральных линий с высокой точностью, оценки их фотометрических контуров и измерений длин волн с большим пространственным усреднением по диску Солнца (до 10" и больше),
3. стоксомстрические измерения с высокими поляриметрическими и спектрофотометрычс-ским точностям, но обычно более низким пространственным и временным разрешением.
В табл. 1.1 приведены точности измерений необходимые при анализе тонкой структуры солнечной атмосферы (Карпинский 1995).
Таблица 1.1.
Г* требуемая величина существующая для разных методов I' II III
сс" г 1 - 0.1 10 0.5-0.15 10
Stz 0.2-0.01 3 0.005 3
Si 150- 10 2000 35 2000
SSI % о • сч 0.3 1.0 0.3
SjA 4x10‘7-2x10'8 10'* Ю*' 10ь
| eS,/S,(i=2,3) 5x1 О*2 - 10 4 10'J 10'“ 10'"
где: а"г - угловое разрешение,
8 - погрешность,
а- угловое расстояние на поверхности Солнца,
1 - линейное расстояние на поверхности Солнца,
§1 - величина неоднородности яркости относительно среднего значения яркости,
22
Ь}. - смещение линии,
S, - параметры Стокса.
Для изучения Солнца разработано много специальных инструментов. Они принципиально не отличаются от звездных телескопов, за исключением тех случаев, когда требуются наблюдения особенно высокого качества. Из-за большой яркости Солнца солнечные телескопы имеют малую светосилу и строят большие изображения Солнца. Одним из самых больших солнечных телескопов (на 2001г.) являлся башенный телескоп Мак-Маса (http://www.noao.edu/kpno/40th/mcpicrce.html) обсерватории Китт-Пик, в котором для получения изображения Солнца диаметром » 80см используется зеркало диаметром 1.5 м с фокусным расстоянием 90 м. В настоящее время введены в строй более крупные инструменты, например, 1.6 м NST обсерватории Big Bear, телескоп GREGOR на Tenerife, Spain и др. Хотя теоретическое разрешение оптики телескопа лучше 0.1", па практике изображение обычно хуже 1" из-за паразитных тепловых помех. Днем температурные флюктуации, связанные с поднимающимися тепловыми конвективными потоками из-за нагрева почвы, телескопа и павильона гораздо больше, чем при ночных наблюдениях. Если изображение рано утром лучше, чем в полдень, это верный признак инструментальных паразитных потоков. Именно так обстоит дело на классических горизонтальных телескопах. На памирском солнечном телескопе ГАО, являющимся 50 см телескопом-рефлектором открытого типа без павильона, качество изображения улучшается в районе полудня! Качеству способствует небольшой боковой ветер, сдувающий небольшие паразитные тепловые потоки с телескопа. Телескоп имеет короткие оптические пути, покрыт теплозащитной белой краской и имеет эффективный фотоэлектрический анализатор качества изображения. Это позволяет фотографировать Солнце в короткие моменты (порядка 0.5 сек. - 5сск.) улучшения резкости изображения. На этом телескопе за 1 Ілст эксплуатации получен большой наблюдательный материал по тонкой структуре пятен и грануляции с разрешение порядка 0.5" (Парфинснко 1980).
Другим технологически значительно более сложным способом улучшения качества изображения является вакумизация оптического канала телескопа. Существует около 10 вакуумных солнечных телескопов. Одним из самых больших является вакуумный башенный телескоп обсерватории Сакраменто - Пик (http://nsosp.nso.edu/dsf/usennan/telescopc/telescope-dcscription.html). Хотя он построен в 1969 г, только недавно после сложных модернизаций удалось получить хорошее разрешение близкое на отдельных небольших участках кадра к 0.1". Для этого была дополнительно разработана система охлаждения входного вакуумного окна, установлен компенсатор дрожаний изображений, применена адаптивная оптика на базе корректора волнового фронта системы Шакка-Хартмана. На La Palma получены высокока-
23
чественные серии фотографий и спектров на шведском башенном вакуумном телескопе (http://www.bing.com/refcrence/semhtml/Swcdish_Solar Telescope). На этом инструменте линзовый объектив выполняет роль входного вакуумного окна.
Таблица 1.2. Физические параметры воздуха и гелия
ВОЗДУХ ГЕЛИЙ
индекс рефракции 2.93x1 O'4 3.60x10 5
плотность гхем ’ 1.29x1 О*3 1.79x10“*
кинематическая вязкость см2хс 1 0.132 1.042
Хорошей апьтернатнвой вакууму является заполнения телескопа гелием. Это позволяет делать входное окно тонким. Гелий имеет более низкий индекс рефракции, он имеет высокую теплопроводность и меньше искажает волновой фронт, чем воздух, при тех же температурных флюктуациях. Большой наземный телескоп LEST с апертурой 2.4 м проектируется с гелиевым наполнением (http://helios.tuc.noao.cdu/SolarNcws/l 992/03_92.html#4).
В 2005 г. начались работы по самому большому солнечному телескопу диаметром 4м-Advanced Technology Solar Telescope (ATST) -
(http://www.bing.com/rcference/semhtml/Advanced_Tcchnology Sol Telescop).
При сравнении разных инструментов надо иметь в виду, что иногда приводятся не оригинальные фотографии, а результаты цифровой обработки изображений. Это еще одно направление, позволяющее повысить качество наблюдений. В сочетании с адаптивной оптикой и правильной конструкцией павильона цифровые методы восстановления изображения поднимают наземные наблюдения Солнца на качественно новый уровень. Развиваются также методы спекл-интерферометрии, позволяющей восстанавливать тонкую структуру на изображениях, полученных на телескопах с большой входной апертурой -Dutch Open Telescope (http://www.bing.com/refercnce/semhtml/Dutch Open_Telescope).
Список некоторых высококлассных наземных солнечных телескопов
Name/Observatory Image \'ear(s) Location Country Note
Advanced Technology 400 cm , , United
Solar Telescope (ATST) (13.1 feet) pIanned |j|%ai!» States
GREGOR solar
2009
_ — — 150 cm (first Tenerife ■■Germany
telescope, Tcidc Obs. jight) ш -------- --------------
24
BBO NST (BBSObsJ
160 cm 2008- California
United
States
Swedish 1-m Solar Telescope^
Dutch Open Telescopc(DQT)
THEMIS Solar Telescope, Teidc Obs.
I 100 cm 2002 ORM
/
4 *
45 cm 1997 ORM
SSSwcdcn
Netherlands
90 cm 1996- Tenerife J jMiy and
------------- I IFran ce
Vacuum Tower Telescope (VTT), Teide Obs.
Swedish Vacuum Solar Telescone
70 cm 1989 Tenerife
H]
crmanv
19X5—
47.5 cm 2000 La Palma SSSwcdcn
Big Bear Solar Observatory
1969- - ... ■United
65 cm 2006 Callf0m,a States
Richard B. Dunn Solar Telescope (ex-VTT)
152.4 cm g New ■United
(60") ’ Mexico States
Solar Observatory Tower Meudon
60 cm
1968
Meudon I BFrancc
McMath-Picrcc Solar Telescope
161 cm 1961
Arizona
■United
States
McMath-Hulbert
Observatory
50-foot tower, McMath-Hulbert Observatory
10.5 inch, McMath-Hulbert Observatory
Einsteinturm
m
61 cm (24")
40 cm
26.7 cm (10.5")
60 cm
1941- . ,. ■United
1929 M,ch'8an States
1936- ..... ■United
1979 M,ch,-ean States
1930- ... .. ■United
1941 Michigan Sta,^—
1924 Potsdam —Germany
2nd Largest aperture solar telescope
Largest aperture solar telescope
Replaced by the 24 inch
Snow Solar Telescope
first solar
tower
telescope
151
Mount Wilson Observatory
1904 California
SHUnited
States
Два крупнейших проекта солнечных наземных телескопов- EST (European Solar Telescope) and the ATST (Advanced Technology Solar Telescope). Каждый будет (при диаметре 4 м) собирать света больше, чем все существующие на сегодня и строящиеся телескопы.
Другим аффективным методом получения хорошего разрешения является запуск специализированного солнечного телескопа на большую высоту с помощью больших стратостатов. При этом роль атмосферных неоднородное гей резко снижается. Собственно сами стратосферные слои не образуют заметных неоднородностей. Вместо этого возникают неоднородности воздуха из-за сильного нагрева Солнцем самой аппаратуры, впрочем, их можно устранить. В стратосфере исчезают или сильно ослабевают теллурические молекулярные полосы. Особенно - линии водяного пара, который на высоте 25 км полностью перестает экранировать инфракрасный спектр. Почти исчезают линии углекислоты и на два порядка ослабляются линии кислорода. В результате в стратосфере становится доступным для наблюдения весь длинноволновый участок спектра, в тысячу раз более протяженный, чем весь оптический спектр. С высоты 32 км начинает открываться и около 40 км становиться совершенно доступным крайний ультрафиолетовый участок спектра от I800A до 2200А, закрытый для наземных телескопов озоном. Наконец, на высотах больше 30 км возможно измерение у - излучения и жесткого рентгеновского излучения Солнца. Крупнейшим стратосферным солнечным инструментом является 100 см телескоп «Сатурн»- рефлектор Советской стратосферной солнечной обсерватории (СССО), которая совершила свой последний успешный полет в 1973 г. на высоте 20.5 км (давление 44 мм.рт.ст.) (Крат, Котляр 1970). Летом 2010 г. запущен 100 см стратосферный солнечный телескоп для ультрафиолета (Max Planck Institute). При этом авторы заявили, что телескоп такой апертуры запущен впервые в мире, хотя 36 лет назад подобный инструмент был запущен в СССР и Кипснхойер, затем А.Тайтл приезжали в Пулково для изучения нашего опыта (недавно они, всс-таки, признали наше первенство (Barthol et al. 2010)).
Телескоп СССО позволяет одновременно получать фотографии Солнца и спектры с высоким пространственным разрешением (практически было достигнуто разрешение 0.25" (0.12" для 100 см зеркала) и 0.5" соответственно). Этот телескоп модернизирован в наземный инструмент силами рабочей группы «Сатурн», руководимой автором. В настоящее время телескоп находится в законсервированном состоянии в одном из павильонов ГАО РАН.
26
Дальнейшим развитием стратосферной солнечной обсерватории является ультрафиолетовая станция «Искра». Работы по ней велись в 80-х годах на КОМЗс под руководством ГЛО РАН. Был изготовлен 40 см солнечный рефлектор с кварцевой оптикой. Заново создана система управления, в т.ч. 3-х ступенчатая система гидирования и т.д. После ухудшения экономической и политической обстановки в стране работы по стратосферной солнечной астрономии практи чески прекращены.
Стратосферная-астрономия остается существенно-дешевле космических методов, поэтому продолжаются разработки новых телескопов для выноса на большие высоты до 50 км. Имеются серьезные проекты создания стабилизированных платформ на привязных аэростатах, которые постоянно висят над определенной местностью на высоте порядка 10 км. Длинные серии наблюдений Солнца получены с полярных аэростатов (К. P. Raju, J. Singh, R. Srikanth, D.Yi. Chou and the Ton Team 2001).
Несмотря на огромные успехи новых наземных и стратосферных технологий, некоторые важные наблюдения Солнца можно успешно выполнить только в условиях космического пространства.
Рассмотрим кратко некоторые из наземных телескопов, к созданию или эксплуатации которых автор имеет прямое отношение (рис. 1.1).
1.2.2. Памирский мобильный солнечный телескоп открытого типа на альтазимутальной монтировке (АНК-451)
После четвертого полета советской стратосферной солнечной обсерватории (с гл. зеркалом диамеїром 1 м) в 1973 г. В.А. Крат предложил сделать наземный вариант телескопа, используя великолепную оптику, оставшуюся от предыдущего варианта стратосферной станции (ситалловая касссгрсновская пара с 50 см главным зеркалом). К тому же, имелась готовая технологическая ферма телескопа. Автор был назначен научным руководителем со стороны ГАО РАН работ по созданию комплекса нового телескопа. Разработка велась ЦКБ “Фотон” Казанского Онтико-Механичсского завода, главным конструктором проекта был В.Ф. Михалсв. Изготовление комплекса осуществлено в основном на КОМЗе. телевизионные системы и передвижная фотолаборатория созданы в ГАО РАН. Так как в это время ГАО РАН проводило работы по созданию южной наблюдательной базы, то было решено выполнить телескоп передвижным на базе специального грузовика оборудованного гидравлической подъемной платформой. Это было смелое решение, позволившее создать самый большой в мире передвижной солнечный телескоп. Работы были начаты в 1975 г и закончены в июле 1977 г. Телескоп имеет условное наименование АНК-451 (астрономический наземный
27
комплекс) впоследствии известный научной общественности как памирский солнечный телескоп.
Рис. 1.1. Телескопы, материалы наблюдений которых использованы в диссертации: слева направо - 81)0, БОНО, АЦУ-5, 355мм гелиограф Ричи-Кретьена, фотосф. - хромосф. тел., стратосферный телескоп «Сатурн», памирский комплекс ЛНК-451.
Краткое описание телескопа ЛНК-451.
Постановка задачи
Телескоп предназначен для систематического изучения тонкой структуры атмосферы Солнца - грануляции, филигри, пор, полутени и тени пятен, факелов и т.д. спектральными и фотографическими методами. В частности, он должен работать в комплексе со стратосферными станциями, чтобы была возможность изучать кратковременно наблюденные с их помощью солнечные объекты на протяжении нескольких дней с земли со сравнимым разрешением. Для этого необходимо место, астроклимат которого позволяет получать изображение Солнца на протяжении нескольких дней с пространственным разрешением порядка 0.5". Средняя Азия бывшего СССР является подходящим местом для солнечной обсерватории благодаря достаточному числу солнечных дней в году и большой высоте Солнца над горизонтом.
28
Особенности климата восточного Памира
Известно, что в горах Памира господствуют ветра. Высота хребтов, ширина и протяженность долин, перепад высот - вес это влияет на среднесуточную и сезонную температуру. Велика роль фенов - мощных перемещений воздушных- масс от гребней гор к долинам, возникающих при падении давления на равнине, при'этом из-за адиабатического сжатия температура нисходящего потока разреженного воздуха повышается. Солнечная погода устанавливается на Памире, когда он оказывается в юго-западной части периферии сибирского антициклона. На каждый.летний месяц.приходится но два-четыре дня с ясной холодной погодой. Затем из-за сильного прогревания обширных каменистых пространств возникает так называемая термическая депрессия: благодаря, восходящим по горным склонам воздушным течениям образуется зона пониженного давления при безоблачной, сухой, жаркой и мглистой погоде и на равнинах и на горах. Обычно термическая депрессия держится несколько дней и повторяется около 10 раз за июль и август (Агаханянц 1965-66, Гвоздецкий 1968). Летние температуры на Памире на высоте 4000-5000 м над ур.м. при солнечной погоде примерно на 10° С выше, чем при пасмурной.
Продвижению влажного атлантического воздуха и циклонов на восток препятствуют меридиональные хребты и меридиональные отроги широтных хребтов. Поэтому на Памире влияние воздушных масс с Атлантики и циклонов убывает по направлению к востоку. Своеобразие климата Юго-Восточного Памира обусловлено влиянием северной периферии тропического индийского муссона. Район, где установлен солнечный телескоп, оказывается под козырьком самой передней, верхней части теплого муссонного фронта, где слоистых облаков еше нет. Такой козырек, не ухудшая солнечной погоды, препятствует продвижению несущих ненастье воздушных потоков с севера и запада.
Конкретное место в нашем случае определялось в значительной степени административными и хозяйственными соображениями. Был выбран район урочища Шорбулак (37° 55' 30.39" Ы, 74° 9' 17.88" Е), находящегося в 50 км к югу от г. Мургаб, расположенного на Восточном Памире, Горно-Бадахшанской ДО. Тогда там работала постоянно действующая астрономическая экспедиция ГАО РАН под руководством И.И.Канасва (Капасу 1977). В 1975 г. автором совместно с ннж. Н.М.Шмельковым было проведено исследование качества дневного изображения с помощью высококачественного пятидюймового цсйсовского рефрактора с фокусом 1860 мм, переделанного автором для этой цели в фотогелиограф. Фотогелиограф имеет увеличительную камеру, в фокальной плоскости которой строится изображение Солнца диаметром 40 см. Для уменьшения тепловых потоков в первичном фокусе фотогелиографа установлено наклонное плоское зеркало с овальным отверстием, в которое «провалива-
29
стся» исследуемый участок Солнца, остальной поток отражается в сторону. Кроме того, перед объективом телескопа установлен теплозащитный фторопластовый экран, открывавшийся на время экспозиции. Изображение регистрировалось 35 мм зеркальной фотокамерой «Киев» с выдержкой 1/1000 сек на фотопленку типа Микрат-200, для ограничения полосы использовался желто-зеленый фильтр с шириной полосы 200А. Телескоп располагался на гладкой вершине холма возвышающегося на 200 м над окружающей местностью. Холм не является господегвующей высотой, по соседству находятся другие иногда более высокие холмы. Абсолютная высота наблюдательной площадки 4350 м: Грунт твердый, представляет собой продукты разложения гор - щебень, лесе, песок. Растительность практически отсутствует. Местность представляет собой высокогорную полупустыню (напоминает марсианский пейзаж), изолированную от влажных ветров мощными хребтами, из которых главные - Са-рыкольский с востока, Заалайский с севера, Ваха некий с юга. Это обусловливает резко континентальный сухой климат с очень малым количеством осадков. Однако в середине 80-х годов иногда стали выпадать небольшие дожди, возможно вызванные строительством искусственных водохранилищ и глобальным загрязнением атмосферы. Летом температура воздуха не превышает +17, зимой она не опускается ниже -38. Среднемесячная скорость ветра в июне 9, в ноябре 2.7м/сск (Kanacv 1978).
Колонна телескопа была установлена непосредственно на грунте, так что объектив возвышался над почвой примерно на 2 м. Павильона не было. Наблюдения велись ежедневно весь сентябрь и октябрь и дали очень обнадеживающие результаты. На большинстве снимков, полученных в случайные моменты времени, видна грануляция и волокна полутени, что говорит о разрешении близком к 1 ". Отчетливо выявилось положительное влияние устойчивого бокового ровного ветра на качество изображения. Дрожания изображения края диска измерялось визуально по сетке окулярного микрометра. Использовался также упрощенный вариант разработанного автором в свое время фотоэлектрического регистратора дрожаний (при качании сетки грануляции относительного маленького отверстия в фокальной плоскости меняется поток на фотодиоде, сигнал усиливается узкополосным усилителем и поступает на гальванометр) (Парфиненко 1973). Дрожания изображения, достигающие при восходе Солнца 15" и более, быстро уменьшаются до 1" по мере восхода Солнца. Конечно, с 5-дюймовым объективом нельзя достоверно установить наличие изображения лучше 1", но большое количество моментов изображения уже с 1" качеством позволяло надеяться достигнуть на большом телескопе лучшего качества. Эти надежды затем полностью оправдались.