Оглавление
Стр
Введение................................................................. 6
Глава 1. Разработка телескопов для исследования Солнца
Специализированные телескопы ...................................16
1.1. Повышение разрешающей способности (seeing) телескопов и их
KOIгструктивных возможностей........................................16
1.1.1. Пути преодоления влияния земной атмосферы........................ 18
1.1.2. Повышение качества изображения, создаваемого (модернизированным или новым) телескопом.........................................20
1.1.2. Выбор места для телескопов ИСЗФ...................................21
1.3. Коррекция изображения солнечных телескопов Саянской обсерватории .28
1.3.1. Первые телескопы. Опыт эксплуатации...............................28
1.3.2. Война объявлена вибрациям, влиянию температурных градиентов. Автоматизированный солнечный телескоп ACT (модернизированный телескоп АДУ-5). «Модерные» павильоны.............................32
1.4. Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ) - новый инструмент. Решение проблем старых и новых.....................................37
1.4.1. Изготовление и исследование объектива БСВТ........................42
1.4.1.1. Изготовление объектива. Трудный старт - нет высококачественного стекла.............................................................45
1.4.1.2. Исследование двойного преломления линз. Оптическая однородность. Влияние разгрузки линз на волновой фронт ........................47
1.41.3. Исследование волнового фронта объектива. Юстировка объектива Влияние деформации, температурных градиентов, «качества» вакуума Ретушь объектива. Анализ волнового фронта.......................54
1.4.2. Изготовление и исследование входного и выходного иллюминаторов . 68
1.4.3. Исследование оптики телескопа в реальных условиях.................74
1.4.3.1. Допуск на температурный режим иллюминатора. Сравнение интерферограмм с температурными картами. Калибровка.....................75
1.4.3.2. Система термокомпенсации........................................80
1.4.3.3. Рабочий режим оптики БСВТ.......................................82
1
1.4.3.4. Двойное лучепреломление всей системы. Влияние разгрузки, остаточного давления и градиентов температуры иллюминатора ... 85
1.4.3.5. Разработка новой системы разгрузки зеркала гелиостата. Аттестационный контроль оптики БСВТ....................................87
1.5. Разработка проблемно-ориентированных телескопов...................93.
1.5.1. Задачи для хромосферных телескопов есть, а телескопов не
хватает...........................................................94
1.5.2. Особенности оптических систем хромосферных телескопов.
Проблемы те же, что у крупных телескопов..........................96
1.5.3. Построение специализированных телескопов полного диска.
Общее схемное решение. Оптика и ее контроль. Seeing телескопа ... .103
1.5.4. Параметры новых хромосферных телескопов полного диска. Модернизация коммерческих ИПФ улучшила параметры телескопа . . 107
1.5.4.1. Хромосферний На-телескоп.....................................107
1.5.4.2. Хромосферний телескоп на линию КСаЛ...........................112
о
1.5.4.3. Хромосферный телескоп на линии Неї 10830А и На................113
1.5.5. Хромосферный телескоп крупномасштабного изображения.............118
1.5.6. Хромосферный кинематограф
о
на БВК-1 с двухполосным фильтром ВаП 4554А, Нр
с
и наБВК-2 с двухполосным фильтром Неї 10830А, На.................126
1.5.7. Солнечный телескоп оперативных прогнозов (СТОП), экспедиционный телескоп на регулируемой астроопоре (ЭКСТРА). ..129
1.5.7.1. СТОП..........................................................129
1.5.7.2. ЭКСТРА...................................................... 129
Глава 2. Разработка новых интерференционно - поляризационных
фильтров. Достижение экстремальных характеристик 134
2.1. Монохроматические фильтры для исследования Солнца.................135
2.1.1. Магнитооптические фильтры.......................................135
2.1.2. Акустооптические фильтры....................................... 136
Л 1 Л Л /- ТТ -
2.1.3. Фильтры ч^аори-і іеро..........................................и /
2.1.4. Объемные голографические фильтры ...............................143
2.1.5. И все-таки - ИПФ - уникальные инструменты!
Основные этапы развития ..........................................145
2.2. Разработка ИПФ с экстремальными характеристиками...................153
2.2.1. Поляризационные ступени ИПФ......................................154
2.2.2. Расчет оптической схемы. Основные характеристики ИПФ.............159
2.2.3. Методика измерений двупреломления кристаллов. Новый способ. Уточненный расчет оптический схемы ИПФ............................166
2.2.4. Светосила ИПФ и способы ее увеличения. Снижение потерь...........174
2.2.4.1. Увеличение углового поля фильтра...............................174
2.2.4.2. Уменьшение количества поляризаторов............................177
2.2.4.3. Увеличение пропускания дихроических поляризаторов..............179
2.2.4.4 Разработка двупреломляющих поляризаторов........................184
2.2.4.5. Исследование оптических иммерсионных жидкостей (ОИЖ) 187
2.2.5. Контраст ИПФ. Требования к оптическим элементам. Способы увеличения контраста - схемные решения............................192
2.2.5.1. Контраст-элементы (корригирующие системы)......................194
2.2.5.2. Модифицированная многокомпонентная ступень.....................195
2.2.5.3. ИПФ с частичными поляризаторами................................202
2.2.6. Способы увеличения контраста ИПФ - технологические решения. Разработка методов и приборов для прецизионной обработки и контроля кристатлических элементов ИПФ............................203
2.2.6.1. Методы отбора и исследования кристаллов для ИПФ................204
2.2.6.2. Повышение точности ориентирования кристатлических пластин. Новый коноскоп..........................................................208
2.2.6.3. Разработка методов контроля оптической толщины пластин
( по двойному преломлению)......................................212
2.2.6.4. Решение проблем доводки пластин ИПФ. Устранение вредных (как всегда!) градиентов температуры. Объединение процессов обработки и контроля....................................................216
2.2.6.5. Минимизация температурных градиентов в гермостате ИПФ и их влияния на полосу пропускания и волновой фронт..........................222
2.3. Интерференционные фильтры предварительной монохроматизации
для ИПФ. Требования и разработки....................................225
2.3.1. Совмещение длины волны максимального пропускания ИПФ с заданной (контроль толщины интерференционных пленок
в процессе вакуумного напыления)..................................227
2.3.2. Получение фильтров с равномерным пропусканиемпо поверхности-результат успешной «борьбы» с температурными градиентами 229
2.3.3. Получение стабильных ИФ (без дрейфа полосы пропускания)..........230
2.3.4. Разработка узкополосных предварительных ИФ с твердым промежутком из искусственной слюды................................230
2.4. Новые ИПФ для исследования Солнца..................................234
2.4.1. Сверхузкополосный управляемый фильтр на две линии -
Ball 4554А и Нр...................................................234
2.4.1.1. Выбор линий....................................................235
2.4.1.2. Оптическая схема и конструкция.................................236
2.4.1.3. Спектральное пропускание.......................................240
2.4.2. Фильтр для наблюдений эмиссионной короны в красной линии
Fe X 6374Х........................................................243
С
2.4.3. Двухполосный регулируемый ИПФ на линии Hel 10830А и На...........248
2.4.3.1. Выбор линий....................................................248
2.4.3.2. Оптическая схема и конструкция.................................250
2.4.3.3. Особенности разработки.........................................254
2.4.3.4. Оптико-физические характеристики фильтра.......................258
Глава 3. Исследование волновых процессов и структур нижней
хромосферы Солнца..............................................260
3.1. Колебания в атмосфере Солнца.......................................260
3.2. Определение некоторых параметров колебательных движений
в нижней хромосфере................................................265
о
3.2.1. Уровень образования линии ВаП 4554А..............................266
3.2.2. Отражение поля скоростей на бариевых филырограммах...............267
3.2.3. Характерные размеры и времена жизни структур в линии бария.......271
3.2.4. Анализ распределения яркости элементов факела и окружающей
>о _ С>
хромосферы в крыльях линии Ball 4554А±0.05А.......................274
3.2.5. Исследование периодов и синфазносги колебаний яркости
элементов в крыле линии Ва В 4554+0.05 в спокойной области.......277
3.2.5.1. Применение метода корреляционного периодограмманализа 277
3.2.4.2. Применение метода двумерного спектрального анализа............281
3.2.6. Исследование колебаний в окрестности активной области...........286
3.2.6.1. Применение метода корреляционного периодограмманализа.........286
3.2.6.2. Применение метода двумерного спектрального анализа............288
Выводы ........................................................307
3.3. Спикулы на диске - темные или светлые узелки?.....................291.
3.4. Изучение структур на диске и лимбе с двухполосным ИПФ
ВаП 4554А и Н0....................................................297
3.4.1. Наблюдения в линии Н0 ..........................................297
3.4.2. Наблюдения в линии ВаП 4554А....................................302
Выводы...........................................................307
Глава 4, Построение оптимальных схем интерферометров с малым эталоном для контроля поверхностей.
Установки для контроля и аттестационных измерений .... 308
4.1. Накладной интерферометр...........................................309
4.2. Интерферометр для контроля плоскостей в косых пучках..............310
4.3. Дифракционный интерферометр скользящего падения...................313
4.3.1. Оптическая схема................................................315
4.3.2. Расчет допусков на оптику интерферометра........................317
4.4. Разработка устройств для аттестационного контроля оптики..........321
4.4.1. Неравноплечий интерферометр (типа Тваймана-Грина)...............321
4.4.2. Вакуумная камера ...............................................324
4.5. Изготовление и аттестация эталонных зеркал........................326
4.5.1. Результаты аттестационного контроля сферического
эталона 0 800 мм, 11=16000 мм....................................328
4.5.2. Результаты аттестационного контроля плоского эталона 0 1000 мм . .328 Глава 5. Поляризационные устройства для исследований Солнца .. .332
5.1. Расщепители изображения...........................................332
5.1.1. Поляризационная мозаика.........................................332
5.1.2. Устройство для калибровки измерений поперечных магнитных
5
полей............................................................335
5.1.3. Устройства на основе лучеразводящих кристаллов..................337
5.2. Разработка электрооптических модуляторов (ЭОМ)
измерений магнитных полей.........................................337
5.2.1. Применение ЭОМ в астрофизических исследованиях..................337
5.2.2. Разработка конструкции ЭОМ......................................340
5.2.3. Исследование параметров и эксплуатация ЭОМ в условиях
Саянской горной обсерватории.....................................343
5.3. Разработка ахроматических фазовых систем
5.3.1. Дисперсионные и компенсационные ахроматические пластинки 345
5.3.2. Исследования двупреломляющих полимерных пленок и расчет ахроматических дисперсионных систем..............................348
5.3.3. Разработка технологии (методов) изготовления дисперсионных и компенсационных ахроматических систем из кристаллов и полимерных пленок......................................................353
5.3.4. Параметры ахроматических пластинок..............................357
Заключение...........................................................362
Литература.............................................................369
Введение
Астрономия является наблюдательной наукой и ее прогресс, определяемый в наше время, как правшго/шеожиданными открытиями», обусловлен развитием ее инструментальных средств. В физике Солнца эксперимент должен обеспечить получение наблюдательного материала для исследования тонкой структуры и временных полей различных физических параметров (магнитного поля, скорости, температуры и др.) с высоким временным и пространственным разрешением. Решение конкретных задач связано с выбором методов наблюдений, светонриемной и спектральной аппаратуры, различного рода измерительных систем, систем сбора и анализа информации.
Главным остается то, что почти во всех задачах требуется информация с высоким пространственным разрешением. Обеспечить такие наблюдения можно с крупным телескопом с высококачественной оптикой. Для выполнения комплексных наблюдений крупный универсальный телескоп должен быть окружен «облаком» небольших проблемно-ориентированных телескопов. Крупный телескоп вместе с несколькими проблемно-ориентированными телескопами является оптимальным оснащением солнечной обсерватории, способной решать фундаментальные задачи физики Солнца и практические задачи солнечно-земной физики.
Проблема в начале 60-х заключалась в том, что главные требования, которые предъявляют астрофизики к разработчикам аппаратуры -усовершенствование инструментов для достижения высокого разрешения, разработка специализированных (синоптических) телескопов с достаточно высоким разрешением, применение оптических (поляризапиошгых) устройств, повышающих спектральное и пространственное разрешение, не получали адекватного решения. В связи с этим были сформулированы следующие цели данной работы.
•. На основе требований, выдвигаемых практикой астрофизического эксперимента и задачами наблюдений,разработать системы повышения эффективности работы существующих инструментов (телескопов, фильтров, магнитографов) и создать комплекс новых (с оптимальными параметрами с точки зрения наблюдений) для исследования пространственно-временных характеристик физических процессов на Солоде глобального и тоодоструктуркого масштаба.
• Создать комплексную систему (контрольно-измерительные устройства, методы и техпроцессы, оборудование), обеспечивающую возможность разработки и изготовления новых инструментов с экстремальными характеристиками.
•. Выполнить исследование инструментов и разработать методики, оптимизирующие наблюдения в реальном времени.
•. На новом качественном уровне выполнить наблюдения и исследования пространственно-временных характеристик структуры и процессов в нижней хромосфере с ИПФ в линиях ВаП 4554Х, Нр.
Известный опыт создания новых инструментов и обсерваторий показал абсолютную необходимость значительного участия астрономов (а не только оптиков-конструкторов специализированного производства) в этом деле: «Хороший астрономический пирог требует для своего изготовления четыре ингредиента: спокойной атмосферы, первоклассной оптики, высококачественной механики и эффективных приемников. Готовить его, разумеется, должен квалифицированный астроном, любящий свою науку, увлекающийся ею и хорошо знающий, что нужно делать для того, чтобы избежать слабых звеньев в цепи, идущей от наблюдательного объекта к столу теоретика» - (Щеглов, 1990). В этом смысле автор считает себя счастливым человеком (астрономом) - участником этой многозвенной цепи: выбор места для обсерватории; установка стандартных телескопов; проведение наблюдений Солнца; обработка наблюдательного материала; получение научных результатов; понимание требований к инструментам и необходимости постановки новых наблюдений; разработка новых инструментов, их доводка, исследование и проведение наблюдений.
В диссертационной работе представлены исследования оптики телескопов, кристаллооптики и оптических материалов и найденные на их основе решения проблем, «типичных» при создании новых телескопов, навесного оборудования и усовершенствовании существующих телескопов. Одна из таких типичных и общих проблем - это минимизация (влияния) температурных градиентов при астрономических наблюдениях (атмосферных и на телескопе), на технологическом оборудовании при изготовлении и контроле оптики телескопов, кристаллооптики и интерференционных покрытий, при эксплуатации гидов электрооп-тических модуляторов, ИПФ. В работе также приводятся разработанные автором методики и инструменты, которые явились базой для изготовления прин-
цигшальных узлов и навесного оборудования. Построение работы следующее: глава 1 содержит описание методов повышения эффективности телескопов, их конструктивных возможностей и характеристики новых телескопов; глава 2 описывает новые приборы для получения монохроматических изображений Солнца и методы (схемные, технологические) достижения экстремальных характеристик приборов; в главе 4 приведены новые системы для прецизионного контроля и изготовления оптики телескопов, монохроматических фильтров и поляризационных устройств. Разработки (для магнитографических измерений и монохроматических фильтров) даны в главе 5. Материалы наблюдений автора
O'
в линиях Ball 4554А и HP на новых инструментах(разрабогке которых посвящены главы 1, 2, 3, 4) и результаты исследований процессов в нижней хромосфере Солнца содержатся в главе 3.
Уклон в исследованиях автора в сторону разработки новой техники вызван не только собственным интересом в этом направлении, но и, в какой-то степени, был вынужденным: Государственный оптический институт (ГОИ) и оптикомеханическая промышленность (ОМП) в нашей стране в 60-80-е годы не были ориентированы на создание телескопов и навесного оборудования для исследований Солнца Если бы даже удалось «повернуть» ОМП, на создание крупного телескопа (как показала практика) в специализированном учреждении уходит не менее 20 лет...
Прошло более ЗСГс тех пор, как мы начали разрабатывать телескопы и навесное оборудование. Со временем автор убедился в прозорливости чл-корр. АН В.Е.Степанова, увлекшего нас идеями разработки новой техники в ИСЗФ (СибИЗМИР).
Научная новизна и практическая ценность
• Впервые выполнены исследования локальных и общих продольных и радиальных градиентов температуры, двойного преломления, а также деформаций преломляющей оптики и главного зеркала солнечного телескопа. Определено и минимизировано в процессе изготовления и сборки оптики их влияние на качество изображения; на солнечном телескопе созданы системы интерференционного контроля температурных градиентов в реальном времени и активного преодоления их влияния на оптику телескопа для реализации наблюдений в моменты хорошего атмосферного качества. Разработан новый эффектив-
ный метод пневмомеханической разгрузки главного зеркала гелиостата, которое при слежении за Солнцем изменяет знак наклона, и принцип построения оптики гидирующих систем, обеспечивающий минимальное воздействие температурных градиентов на согласование положений изображений главного зеркала и гида.
• Созданы новые устройства и интерференционные приборы для технологического контроля крупногабаритных отражающих и преломляющих оптических поверхностей и сред непосредственно во время обработки и для их аттестационного контроля в вакуумной камере. Такие приборы как подвесной интерферометр Физо, дифракционный интерферометр, вакуумная камера получили широкое практическое применение.
• Благодаря, в значительной степени, новой идеологии контроля и разгрузки оггтики, изготовлены, исследованы и аттестованы уникальные крупногабаритные зеркально-линзовые оптические системы и введены в строй БСВТ и ACT.
• В соответствии с принципом построения оптических схем, разработанным для телескопов, работающих с ИПФ, созданы новые хромосферные телескопы полного диска и крупномасштабного изображения. Ввод в действие ряда оригинальных солнечных телескопов повысил информативность, особенно о тонкой структуре, наблюдений солнечной активности. Одним из таких инструментов - хромосферным телескопом полного диска - оснащен ряд солнечных обсерваторий.
• Обоснован выбор спектральных линий, интересных в прогностическом отношении. На эти линии впервые рассчитаны, сконструированы и изготовлены
о
три ИПФ: сверхузкополосный регулируемый фильтр на линии ВаП 4554 А, Нр;
о
регулируемый филыр на линии Hel 10830А, На и фильтр на красную линию
о
короны FeX 6374А. ИПФ до сих пор являются уникальными инструментами для исследования Солнца. Найденные схемные и технологические решения для получения базовых элементов с высоким пропусканием и контрастом обеспечили достижение экстремальных характеристик фильтров. Созданные в процессе разработки контрольные приборы и технологические процессы нашли широкое применение в лабораториях и оптическом производстве.
10
• Разработанные поляризационные устройства (электрооптические модуляторы, ахроматические фазовые пласггинки, поляризационные расщепители и калибровочные устройства) благодаря новым высоким оптическим и эксплуатационным характеристикам, являются фундаментальными элементами во многих магнитографических и спектральных наблюдениях.
• Наблюдения нижней хромосферы с ИПФ в линии Ball 4554 А в области температурного минимума, полученные автором , являются уникальными, сейчас подтверждаются и в настоящее время имеют научную ценность. Быстрая эволюция 1500 км сетки («треки», активизация «волокон» и площадок с замытой грануляцией, зерна эмиссии), по-видимому, является проявлениям акустических ударов. Наблюдения с фильтром в Ball 4554 могут дать ответ, какие протяженные «поршни» могут быть идентифицированы, чтобы возбуждать такие удары.
• Дискуссионный вопрос - какие объекты на диске соответствуют спикулам на лимбе, который в основном обсуждался по наблюдениям в линии На, был решен автором в пользу темных узелков хромосферной сетки по наблюдениям гонкой структуры хромосферы с ИПФ в линии Нр. Последующие На-наблюдения других авторов с более высоким разрешением подтвердили это положение. Практически это важный факт для построения механизма разогрева верхней атмосферы.
На защиту выносятся •Результаты наблюдений и исследований хромосферы в линияхВа114554А, Нр:
- впервые обнаруженные в нижней хромосфере быстрые процессы -"треки", эмиссионные зерна, активизация площадок замытой грануляции и доказательство, что линия Ва114554А является чувствительным допплеровским индикатором, ясно показывающим скорости грануляции, межгранульных зерен , замытой грануляции и волоконец активных областей;
- измерения колебаний, особенности распространения колебаний скорости в зоне температурного минимума и нижней хромосферы;
- томография элементов тонкой структуры и отождествление спикул с объектами на диске;
• Принцип построения телескопов, содержащих ИПФ; создание и введение в строй новых хромосферных телескопов полного диска и крупномасштабного
11
изображения и наблюдения, выявляющие их особенности в реальных условиях;
• Обоснование разработки и создание ИПФ с экстремальными характеристиками на особо важные в прогностическом отношении спектральные линии Ball 4554А, Нр, FeX 6374A, Hel 10830А, На;
• Результаты исследования влияния физических параметров состояния оптики телескопа на характеристики изображения; системы контроля и управления параметрами в реальном времени; оптические характеристики БСВТ. ACT, специализированных телескопов и поляризационных устройств.
Апробация работы
Основные результаты, содержащиеся в диссертации, докладывались на Всесоюзных совещаниях комиссии по астроприборостроению (Ленинград, 1972; Ленинград, 1976; Иркутск, 1979), семинарах рабочей группы «Солнечные инструменты» (Абастумани, 1984; Киев, 1986; Ашхабад, 1988), Всесоюзной конференции «Наблюдательные проблемы астрономии» (Ленинград, 1974), на Всесоюзных отраслевых семинарах «Методы изготовления прецизионных оптических деталей и контроля их геометрических параметров» (Москва, 1976, 1977, 1979, 1988, 1991; Ленинград, 1989; Санкт-Петербург, 1996),
Международных конференциях «Оптика 96», «Оптика 98» (Санкт-Петербург), Международном симпозиуме «Солнечно-земная физика» (Москва, 1974), VII Консультативном совещании АН соц. стран по физике Солнца (Иркутск, 1976), Симпозиуме MAC № 138 (Киев, 1989), Конференции памяти А.Б.Севсрного «Активность и магнетизм Солнца и звезд», семинаре Рабочей группы «Коррекция изображения в реальном времени и пост-факто» (Сакраменто-Пик, США, 1992), Всероссийской конференции по физике Солнца (Москва, 1995), Международной конференции «Солнечные струи и полярные щеточки (Гваделупа, Франция, 1998), семинаре Рабочей группы «Физика Солнца с высоким разрешением: теория, наблюдения и методы» (Сакраменто-Пик США. 1998), семинарах отдела физики Солнца ИЗФ (СибИЗМИР).
Публикации и личный вклад автора
Научные результаты, вошедшие в диссертацию, опубликованы в 44 научных статьях, в 14 авторских свидетельствах и в 2 патентах.
В совместных работах по исследованиям тонкой структуры хромосферы автору принадлежат постановка эксперимента, проведение наблюдений, их обра-
ботка и подготовка материалов для публикации. В исследованиях колебательных процессов в нижней хромосфере автор получил весь наблюдательный материал и участвовал в обсуждениях результатов обработки наблюдений. В создании хромосферных телескопов с ИПФ автору принадлежит постановка задач, исследования и модернизация ИПФ, пропорциональное участие в разработке телескопов, испытаниях и в написании статей. В работах по исследованию крупногабаритной оптики БСВТ, ACT, в разработке новых ИПФ и поляризационных устройств автору принадлежат идея постановки экспериментов, пропорциональное участие в их проведении и значительная доля в написании статей и заявок на изобретения. Объем работы 389 страниц, из них 277 страниц основного текста, 172 рисунка, 21 таблица. Список литературы содержит 316 наименований на 23 страницах.
Краткое содержаще работы.
В первой главе описана разработка методов контроля физических параметров (градиентов температуры, двойного лучепреломления, деформации «остаточного» вакуума) и исследование влияния этих параметров на оптические характеристики систем телескопов, модернизируемых или вновь создаваемых. Создание телескопа — это не только разработка и изготовление высококачественной оптики, это и широкий фронт работ: поиски места для телескопа (обсерватории); конструкция павильона и телескопа; выбор системы ведения, гидирования и фотографических или фотоэлектрических систем регистрации изображений.
При представлении «оптических» работ автор, чтобы легче показать их логическую необходимость и вписать в общий ход создания телескопа, попытался описать проблему' в целом. Поэтому в этой главе представлены не только «оптические» разработки, но иногда работы и не оптические, в выполнении которых автор не принимал прямого участия (с соответствующими ссылками).
Путь повышения качества изображения, создаваемого телескопом (модернизируемым или новым) - это, по возможности, соблюдение на практике следующего принципа: необходимо конструировать телескоп, который не создает помех самому' себе! Помехи - температурные градиенты, оптические неоднородности и двойное лучепреломление преломляющей оптики, деформации и плохая разгрузка оптической системы. Их влияние на оггшку телескопов БСВТ
и АС'Г сведено к минимуму и может быть проконтролировано в реальном времени.
Рассмотрены особенности оптических систем хромосферных (использующих интерференционно-полярюационные фильтры) телескопов и построены оптимальные схемы новых хромосферных телескопов полного диска и крупномасштабного изображения. Приведены характеристики телескопов и иллюстрации их работы. Кратко описаны разработки других специализированных телескопов: Солнечного телескопа для измерений общего поля (СТОП) и экспедиционного телескопа с регулируемой астроопорой (ЭКСТРА) для фотографирования короны с Я-фильтром во время полного солнечного затмения.
Вторая глава в основном базируется на теоретическом и экспериментальном материале автора, накопленном в течение многолетних исследований, разработок ИПФ и наблюдений с ними на солнечных телескопах. Доказана перспективность разработок ИПФ, как важного прибора для исследования солнечной атмосферы с точки зрения достижения высокой степени монохроматичности, контраста, пропускания и углового поля.
Следует отметить, что измерения паразитного фона существующих фильтров дают явно заниженные в несколько раз оценки, так как они учитывают только вторичные максимумы (причем самые сильные) и совершенно не учитывают непрерывный фон в области спектра, пропускаемого предварительным монохроматором. В работе предложены способы увеличения контраста, пропускания (схемные и технологические), рассмотрены и решены практически все, сопутствующие разработке ИПФ проблемы, связанные с улучшением качества и монохроматичности изображения: получение однородных по полю узкополосных интерференционных фильтров предварительной монохроматизашш; минимизация температурных градиентов в оптической стопе; выдерживание строгих требований на изготовление кристаллических элементов ИПФ, уменьшение в них потерь из-за поглощения и отражения; разработка контрастных поляризаторов.
Для изучения процессов и тонкой структуры в относительно малоизученной переходной зоне между фотосферой и хромосферой рассчитан, сконструирован и изготовлен сверхузкополосный регулируемый ИПФ на линии ВаП 4554А, Нр, а для изучения переходной зоны хромосфера - корона - двухполосный ИПФ на
14
о
линии Hel 10830А, На и филыр на красную линию короны FeX 6374. Разработанные фильтры заняли свою <ошшу» в наблюдательной базе ИСЗФ.
В третьей главе содержатся результаты обработки наблюдений, выполнен-
о
ных автором с двухполосным ИПФ в линиях ВаЛ 4554А, Нр на Большом вне-затменном коронографе I.
о
Рассмотрены вопросы высоты образования линии бария 4554А и природа флуктуации интенсивности элементов нижней хромосферы. Приводятся результаты определения характерных размеров и времени жизни структур в линии бария. В спокойных и активных областях определены параметры колебательных процессов по кореллопериодограммам и диагностическим диаграммам. Найдены периоды процессов, а в некоторых случаях - направление горизонтальных потоков.
На уровне выше грануляции, но ниже хромосферной тонкой структуры в ли-
о
нии Ball 4554 ±0.05А обнаружен ряд быстрых эволюций 1500 км сетки, по-видимому, связанных с хромосферными колебаниями. По наблюдениям тонкой структуры в линии НР описаны объекты на диске, которые соответствуют спи-кулам на лимбе.
В четвертой главе приведена разработка комплекса измерительных устройств, без которого было бы немыслимо изготовление оптики телескопов (ACT, БСВТ и др.). Устройства дают возможность контролировать параметры оптических систем с требуемой высокой точностью на изготовление. А раз параметры оптики можно контролировать - эго уже главная половина дела на пути ее изготовления - и выдержать допуски и аттестовать.
Анализируются достоинства и недостатки новых интерферешщонных приборов для бесконтактных и недеформирующих измерений (линз и зеркал), которые дают возможность с помощью малых эталонов контролировать большие обрабатываемые поверхности. Детально рассмотрен накладной разгруженный дифракционный интерферометр, с помощью которого был найден удачный способ разгрузки зерката гелиостата.
Сконструирована 50-метровая вакуумная камера - «первообраз» БСВТ, в которой проведены исследования качества изображения оптики, влияния на него деформаций, температурных градиентов, «остаточного вакуума» и др. Результаты исследований в этой камере оптико-физических параметров оптики теле-
скопов и эталонных зеркал (поверхностей) и их аттестационные характеристики приведены в первой и четвертой главах.
В пятой главе описаны разработки всех поляризационных устройств, без которых не обходятся магнитографические и фильтровые наблюдения.
Поляризационная мозаика (предложенная автором), пропускающая полоски спектров с ортогональной поляризацией может быть изготовлена с любой шириной полосок вдоль ширины спектрографа и не дает ограничений в пространственном разрешении тонкой структуры магнитных полей. Для осуществления калибровки магнитографических измерений поперечных полей предложен способ заданного расщепления линии на три линейно поляризованных компонента.
На основании опыта более чем тридцатилетней эксплуатации электроолти-ческих модуляторов (ЭОМ) поляризации и их «постоянных» модернизаций . была разработана и исследована оптимальная конструкция ЭОМ, которая показала высокие эксплуатационные качества по глубине модуляции, минимальному искажению сигнала и стабильности работы при измерениях магнитных полей практически при любой температуре и влажности в павильонах телескопов.
Приведены результаты исследований (показателей двупреломления, оптической однородности, стабильности положения оптической оси) двупреломляю-щих материалов. На основе измерений показателей двупреломления выполнены расчеты и предложены новые системы дисперсионных и конструкции компенсационных многокомпонентных ахроматических фазовых пластинок с увеличенным угловым полем. Предложены способы изготовления ахроматических пластинок, которые обеспечивают с высокой точностью заданную толщину компонент и их взаимную ориентацию. Приведены значения фазового сдвига и ориентации оптической оси ахроматических пластинок в широкой области спектра
Глава 1. Разработка телескопов высокого разрешения для исследования Солнца. Специализированные телескопы
1.1. Повышение разрешающей способности телескопов и их конструктивных возможностей
Теперь, когда Саянская и Байкальская обсерватории оснащены (все еще!) современными телескопами и навесным оборудованием, можно ретроспективно оценить, насколько верно мы следовали общей тенденции в создании телескопов, что оригинально ^ а что ошибочно было сделано в связи с этой тенденцией.
Создание телескопа высокого разрешения - это не просто изготовление оптики, отвечающей строгим критериям оптического качества, а решение комплекса проблем. Это и выбор места для телескопа после изучения по рациональной и доступной методике астроклиматических условий в приземном слое и атмосфере, где свет проходит тысячи метров, создание для телескопа павильона, защищающего его от ветра и непогоды, где луч света проходит последние десятки метров. Это. и изготовление первоклассной оптики, и создание условий внутри павильона для реализации ее теоретических возможностей. И, наконец, использование современных средств регистрации и обработки изображения.
Исследования автора с коллегами были направлены на модернизацию телескопов с целью преодоления явлений, портящих изображение, а также на разработку телескопов, где эти явления были бы минимальными.
Для каждого телескопа пути реализации хорошего качества могут быть различными. Иногда успешная борьба с различными проявлениями одного эффекта может привести к улучшению, но также и к ухудшению проявления других эффектов. Здесь не рассмотрены подробно схемы и конструкции всех разработанных телескопов. Они приводятся в контексте разработок, улучшающих качество изображения. Для более полного описания выполненного поиска путей улучшения качества изображения автор приводит разработки других авторов с соответствующими ссылками (например, исследования астроклимата, гиди-руюгцие устройства, защита от вибраций, привода и др.).
В принципе, все телескопы можно разделить на 2 класса: направляемые целиком прямо на Солнце (ведомые) и фиксированные (неподвижные), у которых слежение за Солнцем осуществляется подвижными зеркалами целостата, ге-
лиостата, турели и т.п. (Dunn, 1985). В наших исследованиях мы не будем разделять телескопы по этому' принципу', также как и их павильоны. Все телескопы будут рассматриваться под прицелом общих требований: и большие телескопы, и окружающее их “облако” малых специализированных телескопов имеют те же самые симптомы и “болезни” - несоблюдение критерия качества изображения, например, критерия Рэлея превращает телескоп диаметром 5 см и телескопы диаметром 5 метров в игрушку для “нелегкой забавы”. И может быть уместно сказать здесь заранее, что основная “болезнь”, портящая жизнь телескопам (павильонам, двупреломляющим фильтрам, модуляторам и т.п.) и их создателям (при изготовлении и контроле оптики, многослойных интерференционных покрытий, двупрелохмляющих филыров) — это температурные градиенты в атмосфере, в телескопах, фильтрах, в помещениях оптического цеха, на станке и, даже, в контрольной вакуумной трубе. Чтобы снизить градиенты, оптикам часто при обработке приходится терпеть повышенную температуру и отсутствие достаточно сильной вентиляции в цехе, а астрономам - мерзнуть в неотапливаемых павильонах.
Нередко астрономы находят себя в ситуации, когда надо модернизировать уже существующие телескопы или модернизировать новый телескоп, в котором по разным причинам (отсутствие достаточного финансирования; отказ промышленности; сделали, как смогли, на собственной базе) имеются недостатки. Поэтому рассмотрим несколько тестов, как обнаружить и локализовать места, ответственные за качество изображения (seeing) на существующих телескопах.
Если изображение грануляции, полученное с короткой экспозицией, показывает резкие дорожки, перемежаемые с замытыми, то свет в телескоп проходит разными путями, и наиболее вероятные возмущения образуются в тропопаузе, а не вблизи апертуры телескопа. Если изображение все размыто, то оно портится внутри телескопа (плохой оптикой или “расстройством” оптического пути). Испытания теневым методом Фуко по лимбу Солнца (Dunn. 19S5) будут показывать неизменяющнеся аберрации, такие как сферическая, вызванная несовершенством оптики или разогревом края зеркала или линзы. Теневая картина будет также показывать потоки тепла, поднимающиеся от окрашенной в белый цвет площадки целостата.
Атмосферные возмущения, вызванные ветром, приводят к “организованным” искажениям волнового фронта. Эффекты, возникающие под куполом, носят беспорядочный характер (Harding,..., 1979). Состояние вакуумного окна телескопа контролируется по виду интерференционной картины пучков, отраженных от обеих поверхностей окна. При этом свет лазера коллимируется самим телескопом (Dunn, 1972; Скоморовский, 1995; Skomorovsky, 1993). Искажение волнового фронта всего тракта телескопа контролируется на телескопе в авто-коллимационной схеме, при этом гидирующее зеркало обращается рабочей поверхностью внутрь, к главному объекту или зеркалу (Dunn,..., 1991; Skomorovsky,..., 1996). Эффективной проверкой влияния на качество изображения целлостатной площадки и подкупольного изображения служат изменения флуктуаций температуры по датчикам, установленным на оптических элементах телескопа и на разных высотах под куполом. Так, измерения флуктуаций в под-купольном пространстве на БСВТ показывают, что купол, особенно его верхняя часть - забрало, оказывается ловушкой воздушных тепловых потоков и ухудшают качество изображения (Ковадло, 1990).
Длительные ряды измерений флуктуаций температуры на разных высотах в земной атмосфере или дрожания солнечного края с небольшими телескопами дают возможность построить гистограмму распределения параметра когерентности Фрида г0- характерного размера атмосферных линз (Fried, 1979). Это
может оказаться полезным для выбора оптимальных параметров телескопа при его модернизации. Так, измерения дрожания, выполненные на гиде диаметром 7,5 см вакуумного телескопа обсерватории Сакраменто Пик, показали максимум в распределении для г0 = 8см и хвост, достигающий 40 см. Это определило размеры ячеек ~ 10 см для адаптивного зеркала при модернизации телескопа (Brandt, ... 1987).
1.1.1. Пути преодоления влияния земной атмосферы.
Построенные телескопы трудно передвинуть (хотя это возможно!) в место с лучшим качеством изображения. Турбуленция в земной атмосфере портит изображение деталей на Солнце, мешает точным измерениям и получению хороших временных серий. Классический путь преодоления атмосферных помех -получение быстрой серии фильмов с короткой экспозицией в течение превосходного качества , чтобы затем найти единственную экспозицию, которая
19
“побьет” атмосферное замывание. Такая методика работает хорошо в местности, где размер атмосферных линз сравним с апертурой телескопа, но вероят-ность получения хорошей экспозиции с телескопом большой апертуры очень мала (Fried, 1979).
Устройствами, обеспечивающими получение фильмов с хорошим изображением, являются: монитор изображения (Григорьев,..., 1981; Dunn, 1985), который снижает количество кадров для регистрации; быстрые затворы (1-16 мкс); ПЗС-камеры большого формата с быстрым, менее 1 сек, временем считывания; корреляционные трекеры, отрабатывающие экспозицию “сравнительного” качества и, наконец, быстрый гид (гид по пятну), компенсирующий изменения наклона волнового фронта из-за дрожания изображения в атмосфере (Tarbell,..., 1981; Дружинин, 1988).
Некоторые задачи солнечной физики, например, измерение слабых магнитных полей, требуют накопления большого числа фотонов за продолжительный промежуток времени, чтобы получить хорошее отношение сигнал/шум. Простое усреднение данных замывает детали из-за потери высоких частот. Для лучшего усреднения требуется техника, которая может собирать и обрабатывать громадное количество данных, полученных с короткой экспозицией. Отношение времени экспозиции к времени считывания должно быть оптимизировано. ПЗС-камера, которая быстро смещает кадр в область запоминания, будет иметь хороший дежурный цикл и может выделить почти весь приходящий световой поток (Dunn,..., 1991). Важным устройством для улучшения качества изображения, особенно для получения спектров, где также требуются большие экспозиции, ягвляюгся адаптивные системы. Зеркало такой системы состоит из активных элементов, положение которых управляется датчиками волновых фронтов, работающих по контрасту изображения грануляции, построенного каждым элементом. В обсерватории Сакраменто Пик на вакуумном телескопе конструируется активное зеркало, представляющее набор из 96 треугольных зеркал, положение которых управляется 288 иьезоактиваторами в соответствии с формой приходящего волнового фронта (Dunn, 1987). Автор присутствовал в 1991 году на успешном испытании 9-элеменгного зеркала на обсерватории Сакраменто Пик.
20
Совместно с Институтом оптики атмосферы на Большом солнечном вакуумном телескопе Байкальской обсерватории в 1999-2000 г. планируются испытания адаптивной системы.
1.1.2. Повышение качества изображения создаваемого телескопом.
Повышение качества — это фактически соблюдение на практике принципа: конструировать телескоп, который не создает помех самому себе! Какие параметры являются принципиальными для конструирования? Существует громадное разнообразие телескопов, но нет двух похожих. Каждый конструктор (оптик, астрофизик) имеет собственное мнение, как сохранить и сфокусировать волновой фронт на протяжении до 100 и более метров в воздухе и держать его под управлением. Никто не хочет копировать существующие конструкции, а это наводит на мысль, что самый совершенный телескоп высокого разрешения еще не придуман. Но все же каждый конструктор должен рассматривать целый ряд параметров и учесть их все или по отдельности. Эти параметры включают: компактность и простоту оптической системы; количество крупногабаритных элементов, которые должны быть (оптически) совершенны по всей своей апертуре; центральное виньетирование; необходимость защитного окна; влияние вращения изображения; требование устройств для юстировки компонент, чтобы поддержать высокое разрешение; величина поляризации, вводимая наклонными оптическими поверхностями и преломляющими элементами; стабильность внутреннего пути; солнечный разогрев и все механические проблемы, включая конструкцию башни (взаимодействие между телескопом и атмосферой); высота башни, чтобы избежать приземной турбуленции; необходимость двойной обшивки, чтобы уменьшить влияние ветра; уменьшение вибраций; согласованность ведения изображения гида и телескопа; необходимость обогреваемой теплой комнаты для наблюдателей, приводов и т.д.
Обзор тенденций в разработках телескопов, учитывающих в той или иной степени перечисленные параметры, дан в работах (Григорьев,..., 1981; Е)шш, 1985; Банин, 1980). Просто превосходный, всеобъемлющий и детальный обзор почти всех существующих тенденций и солнечных телескопов сделан по просьбе автора Р.Б.Теплицкой (1986). К этому обзору мы постоянно обращались в процессе наших разработок. На долю автора “выпала” работа вытягивать параметры, связанные, в основном, с оптикой телескопов. В дальнейшем, в контек-
сте с этим, приводится сравнительный анализ с другими разработками. Что касается телескопов, как целого, то наряду с удачными решениями компоновки, ведения, разгрузки и др., нам часто не хватато средств реализовать в телескопах задуманные разработки. Иногда желательный эффект не был достигнут несмотря на предпринятые усилия.
В этой главе приведены разработки и исследования, которые нам удалось частично или полностью реализовать на практике.
• Хотя на нашей планете “невозможно найти такое место, где бы наблюла лись высокие показатели по всем астроклиматическим характеристикам'’ (Дарчия, 1985), все же Байкальская обсерватория является хорошим местом для исследований с высоким разрешением, а Саянская - и для коро-нальных исследований.
• В этих обсерваториях создана экспериментальная база из телескопов высокого разрешения.
• Обеспечены стабильные параметры оптического тракта внутри телескопов (тепловой режим, разгрузка зеркал, гидирование и др.).
• Изготовлена высококачественная оптика БСВТ и разработаны методы ее контроля в реальном времени на телескопе.
• Создан комплекс новых специализированных телескопов.
1.2. Выбор мест для солнечных телескопов СнбИЗМИР
До конца 50-х большинство солнечных обсерваторий Советского Союза было сосредоточено в его европейской части. Для обеспечения непрерывности оптических наблюдений Солнца в течение почти всего года были организованы в 1957 году наблюдения на хромосферном телескопе в п. Зуй под Иркутском (Смольков, 1966). Однако увеличивающиеся помехи из-за загрязнения г. Ангарска и г. Иркутска бьши причиной поиска места и создания Горной солнечной станции, где можно было проводить внезатменные корональные наблюдения и исследования тонкой структуры и магнитных полей на Солнце.
В результате поисков, консультаций с геологами, метеорологами, в 1960 г. был выбран район с.Монды Бурятской АССР, в 320 км юго-западнее г.Иркутска. Этот район отличался большим числом солнечных дней в году (по метеоданным - около 350), высокой прозрачностью атмосферы, возможностью выбора горы высотой порядка 2000 м над уровнем моря. При этом учитывались
22
также наличие подъездов, близость электрических сетей, возможность появления помех в будущем.
С июля 1960 г. в районе с. Монды работала круглогодичная экспедиция с целью изучения астроклимата на горе Наран (в переводе с бурятского - Солнце) и горе Энтузиастов (Часовые Сопки) с высотами 1867 и 2010 м над уровнем моря. Автор принимал участие в работе, вел наблюдения в составе экспедиции на горе Энтузиастов. В 1961-1962 гг. был выполнен годовой цикл наблюдений на горе Наран и в течение полугода июль-ноябрь 1962 г. проводились одновременные наблюдения на Часовых Сопках (Смольков,..., 1966). Регистрировались следующие характеристики: число солнечных дней, дрожание края диска Солнца, прозрачность атмосферы, продолжительность солнечного сияния, скорость и направление ветра, температура, влажность, давление, облачность. Ночью наблюдалось мерцание звезд, днем измерялось дрожание края с рефрактором (диаметр объектива 90 мм) на горе Наран и с рефлектором АЗТ-9 (диаметр объектива 140 мм) на горе Энтузиастов при диаметре изображения Солнца 50-55 см. Прозрачность оценивалась путем глазомерной оценки ореола около Солнца днем и по видимости звезд северного полярного ряда ночью. Из двух сравниваемых пунктов существенно лучшие условия показала гора Энтузиастов. С июля по ноябрь на ней регистрировалось 3-4 дня в месяц с дрожанием до 1", 14 дней с дрожанием до 2", 19 дней с дрожанием до 3", а на горе Наран
1,3 и 9 дней соответственно. Наблюдались дни с настолько высокой прозрачностью, что оценить ореол было невозможно. Прозрачность атмосферы в п.Монды (1260 м над уровнем моря) характеризуют актинометрические наблюдения метеостанции, согласно которым солнечная постоянная здесь практически равна таковой на границе атмосферы. Из-за высокой чистоты атмосферы гора Энтузиастов выбрана в качестве фоновой станции для исследования химических характеристик Байкальского региона (Ходжер, 1998). На основании полученных результатов местом для строительства Солнечной станции была выбрана в 1962 году гора Энтузиастов. Тогда же Солнечную экспедицию посетили В.Г.Фесенков, В.А.Крат, В.Е.Степанов, Э.И.Могилевский. Они дали высокую оценку' району и месту строительства обсерватории.
С началом строительства высокогорной обсерватории исследования астроклимата были продолжены на малых инструментах, на большом телескопе, ус-
23
танов ленном во временном павильоне. С помощью метеорологических вышек на разных высотах регистрировались вариации температуры, ветра, давления, чтобы выяснить влияние приземного слоя. Наблюдения были продолжены не только на г. Энтузиастов, но и во многих местах Восточной Сибири, априори благоприятных по астроклимату. Эти места могли оказаться лучше, чем горный район по продолжительности солнечного сияния и устойчивости хорошего изображения. Как правило, зимой в Сибири бывает устойчивый эдггицгаслон. Это обеспечивает малую облачность и делает важным зимний период, особенно в Восточной Сибири, как наблюдательный сезон.
К этому времени были разработаны рекомендации по критериям выбора места для больших солнечных телескопов (Григорьев,..., 1981). Основные из них следующие.
1. На больших высотах должны существовать, стабильные во времени, ламинарные воздушные потоки.
2. В целом в течение года должны доминировать антициклоны.
3. На низких высотах должно быть тщательно изучено влияние топографии местности на ветровой, турбулентный и температурный режим воздушных масс.
4. Хорошие изображения могут быть в равнинных местах довольно стабильно, но превосходные могут не быть вовсе. Прекрасные изображения можно ожидать только в горных районах.
В работе (Аксаментова, ...,1970) систематизируются исследования астроклимата 1961-62 гг. на горах Наран и Часовые Сопки (г.Энхузиастов), наблюдения, выполненные на телескопе АЦУ-5 в 1964-1966 гг. на Часовых Сопках, и наблюдения с 1961 по 1966 гг. в 5 пунктах на территории Иркутской области и Бурятской АССР, выполненные с телескопом-рефрактором Буша и зеркальными телескопами АЗТ-9 и Цейсс-150. Некоторые данные из этой работы приведены в табл. 1, где (по столбцам) указаны периоды наблюдений, средние значения дрожания изображения края Солнца для общих моментов наблюдений с 8 д.0 17 часов и N — число измерений в указанные периоды.
24
Таблица 1
Дрожание изображения
Место Период наблюдений а" N
Часовые Сопки УП-ХП 1962 I 1964-1 1967 5.0 2948
Наран УП-ХД 1962 4.3 527
Торей IX 1965-У11966 4.4 579
Б. Г олоусгное VI 1966-1 1967 3.1 633
Малые Ушканьи острова УШ-1Х1966 3.6 126
Наблюдения в указанных пунктах проводились в разные годы. Величина а изменяется от года к году (рис. 1 из той же работы) и это должно учитываться при сравнении пунктов. Так, например, Наран, в среднем, дает лучшие результаты, чем Часовые Сопки (рис. 1, кривые 1, 2). Однако в отдельные периоды данные наблюдений оказывались противоположными (сравним результаты наблюдений за УП-Х1 1962 г.). Среднее значение а за этот период, полученные для Нарана, составляют 4",4, а для Часовых Солок - 3"Д Это был а одна из причин, почему' из двух пунктов в 1962 г. были выбраны Часовые Сопки как место создания солнечной станции. Изменения о (рис. 1) по месяцам указывали на явное увеличение ст. Намечалась также тенденция корреляции в изменении ст между различными пунктами. В дальнейшем, на основании наблюдений с 1962 по 1975 гг. найдено (Дарчия,..., 1980), что многолетние изменения дрожания края Солнца носят характер монотонного возрастания до 1968 г. с последующим падением, возможно, связанным с 11-летним солнечным циклом. Такт! образом можно надеяться, что хорошее изображение на Часовых Сопках, которое наблюдалось в 1962 г., будут еще и еще повторяться.
Наблюдения 1965-1967 гг. (Аксаментова,..., 1970) также показали, что прибрежная зона Байкала отличается более спокойным изображением. Это можно объяснить тем, что атмосферные помехи, возникающие вследствие теплообмена в припомненном слое, значительно ослаблены из-за прохлады от близости озера, расположенного на расстоянии 150-200 м от пунктов наблюдения
25
(Дарчия, 1985). Но главное состоит в том, что Солнце наблюдалось над озером Байкал. тс>тература воды которого не превышала 7 — 8°. Такая низкая температура воды и однородность всей зеркальной поверхности Байкала существенно препятствовали возникновению турбулентности над поверхностью озера. По многим исследованиям (Булатов, 1995) спокойные изображения получаются в местах, где систематически наблюдается инверсия: слои воздуха, расположенные ниже места установки телескопа,оказываются холоднее верхних.
В связи с этим было решено провести дополнительное изучение астроклимата в одном го пунктов на Байкале, а именно волгой пос. Лиственичное. При выборе места принимались во внимание удобство сообщения и наличие электроэнергии (Банин, 1971). И в 1967 году были начаты наблюдения астроклимата в пос. Лиственичное. В дальнейшем изучение астроклимата продолжалось только на двух станциях - в Лиственичном и в Мондах (Часовые Сопки). Исследования качества изображения, выполненные в Лиственичном по визуальным наблюдениям с малыми телескопами, по фотографическим наблюдениям на горизонтальном телескопе АЦУ-24 в белом свете и На на двух площадках, расположенных на склоне оз. Байкал, и личный опыт В.Г.Банина (Банин, 1971) позволили утверждать, что Лиственичное - весьма подходящее место для проведения наблюдений, требующих спокойного изображения. Это и определило место строительства телескопов Байкальской обсерватории. В период создания обсерватории в Лиственичном астроклиматические исследования продолжались. Дрожание изображения - это проявление физического механизма изменений показателя преломления в атмосфере, которые связаны с температурными флуктуациями. Таким образом, зная распределения температуры, их изменения со временем можно оцепить влияние турбулентного слоя. Данные по астроклимату' могут быть как по дрожанию, так и по температурным флуктуациям, а их сравнение может быть сделано через параметр Фрида (Глеб,..., 1965). Были оценены корреляции между дрожаниями и пульсациями температуры, изучено влияние факторов теплообмена на амплитуду дрожаний, выявлены особенности турбулентного режима в приземном слое (Ковадло,..., 1972, Дарчия, 1971). На месте установки вакуумного телескопа была проведена в 1971-1976 гг. экспериментальная проверка связи между дрожанием изображения и турбулентным режимом на разной высоте над землей с целью определения оптимальной высо
I Л9
26
Н
Рис. 1. Изменение СГф по месяцам (Ахсаментова,..., 1970):
1 - Часовые сопки. 2 - Каран, 3 - Торей. 4 - Большое Голоустное, 5 - Малые Ушканьи острова.
ты телескопа над земной поверхностью. Наблюдения велись в летний период с помощью телескопа-рефрактора (0=150 мм, Р=1950 мм). Амплитуда дрожания оценивалась визуально. Одновременно измерялись пульсации температуры и скорости ветра по датчикам, установленным на метеорологической вышке вблизи телескопа на двух уровнях - 2 и 15 м. Коэффициент корреляции между средней квадратической амплитудой дрожания и средней квадратической амплитудой пульсации температуры для обоих уровней равен 0,75. Прямая корреляция нарушается в утренние и вечерние часы. На основании анализа метеорологических данных построена схема взаимодействия прогретого берегового и холодного нагретого воздуха (Ковадло,..., 1972). При этом оказалось, что инверсия днем не разрушается и препятствует развитию конвективных потоков на большую высоту (не выше 20 м). Следовательно, с помощью вышки можно вывести телескоп из возмущенного приземного слоя. Апостериори, это было подтверждением правильного выбора высоты башни БСВТ.
Исследование толщины такого слоя (Дарчия,..., 1979) было сделано и по наблюдениям на Саянской обсерватории (Часовые Сопки). Экспериментально определялась зависимость средней квадратичной амплитуда пульсаций температуры от высоты(до 22 м). Один датчик пульсаций температуры перемещался с помощью блока по высоте, другой был зафиксирован на высоте 2 м. Данные показывают, что в летний и осенний периоды толщина приземного слоя меньше, чем зимой. Поэтому оптимальной высотой установки телескопа следует считать высоту около 15 м. На этих уровнях пульсации температуры уменьшаются в 2,5 раза по сравнению с пульсацией на высоте 4 м. Жаль, что этих данных не было в начале 60-х, когда проектировалась обсерватория на Часовых Сопках. Выбор мест для Байкальской и Саянской обсерваторий был проведен, в основном, на основании визуальных оценок дрожания края Солнца. Эти оценки дрожания часто носили субъективный характер (Ковадло, 1975А) и были обременены инструментальными особенностями телескопов, используемых в наблюдениях. Но благодаря усилиям исследователей-энтузиастов астроклимата, данные приводились к единой шкале, вводилась корреляция за апертуру телескопа, проводились сравнения наблюдений с разными инструментами в одном пункте, и даже подвергалось анализу, почему пункты, где использовались реф-
28
ракторы, показывали лучший астроклимат, чем пункты, где использовались рефлекторы (Ковадло,... ,1975Б, Дарчия, 1985)!
Как уже говорилось, деформации края Солнца складываются из деформаций, вызванных неоднородностями свободной атмосферы в направлении на Солнце, неоднородностями внутри павильона, градиентами температуры воздуха внутри трубы и в оптике телескопа Думаю, что вопрос с выбором места для обсерваторий решен благополучно. И хотя общие рекомендации, которые следует учитывать при поиске мест, где атмосфера при ясном небе может быть наиболее стабильна, выработаны сравнительно недавно (Григорьев,..., 1981 Дарчия,... ,1989), места, выбранные для Байкальской и Саянской обсерваторий, согласуются с этими рекомендациями. По оценкам прямой солнечной радиации и по прозрачности атмосферы Часовые Сопки занимают одно из первых мест в Бурятии и Иркутской области (Дарчия,..., 1992, Ходжер,...,1998), а астроклимат БАО позволяет эффективно выполнять весьма регулярные наблюдения тонкой структуры на Солнце (Банин,., 1982).
В следующих разделах будут рассмотрены меры борьбы с деформациями изображения на других участках солнечного пучка.
1.3. Коррекция язображепий солпечпых телескопов Саянской обсерватории
1.3.1. Первые телескопы. Опыт эксплуатации.
Два горизонтальных солнечных телескопа АЦУ-5 (астрономическая целостатная установка) производства ЛОМО были доставлены на Часовые Сопки весной 1963 г. Под руководством В.Е.Степанова и Г.Я.Смолькова в ГипроШ® (Новосибирск) проектировался павильон для АЦУ-5. Окончание капитального строительства намечалось в конце 60-х. Опасаясь задержки строительства, было решено установить один телескоп АЦУ-5 во временный павильон для участия с 1 января 1964 г. в Международной программе Спокойного Солнца. Приобретенный опыт эксплуатации телескопа и павильона мог быть учтен при проектировании капитального павильона. Выбор конструкции временного павильона был определен оптической схемой и конструкцией телескопа. 2-х зеркальная следящая система (целостат и дополнительное зеркало) горизонтально, вдоль меридиана на север, направляет свет от Солнца на главное сферическое
29
зеркало (Г)=450 мм, Р—17 м). Главное зеркало строит первичное изображение вне оси на фотокамере или через диагональное зеркало на щели спектрографа, размещенного к востоку от меридиана. Если пучок от главного зеркала направить к западу , он попадает на выпуклое внеосевое зеркало, которое отражает свет в сторону главного и строит за ним изображение диаметром 55 см. Для ги-дирования телескопа при работе на спектрографе используется изображение, которое с помощью двух плоских зеркал и объектива строится рядом со щелью из параллельного пучка, идущего на главное зеркало (Александрович,..., 1966).
Длина павильона 24 м, ширина 4 м, крыло спектрографа размером 6x5 м. Высота пучка над землей около 3-х метров. Целосгатная установка располагается под 2-х скатной крышей, которая откатывается на юг от павильона во время наблюдений. Все “фундаменты’' под зеркала и узлы спектрографа представляют собой конструкцию на деревянных сваях, забетонированных в грунт. Стены павильона, поддерживающие пол, также установлены на сваях, но на отдельных фундаментах, чтобы не передавались вибрации от ветра. Тройная обшивка стен и крыши с воздушными промежутками предохраняет оптический тракт от прогрева внешней обшивки.
Павильон АЦУ-5, заложенный в апреле 1963 был построен “на одном дыхании” и с большим энтузиазмом. Уже к 1 января 1964 г. на телескопе начались визуальные измерения магнитных полей солнечных пятен по программе МГСС. В последующие годы телескоп “наращивал мускулы” - создан ряд принципиально важных инструментов: солнечный магнитограф (Кузнецов,...,1966), эшельныЙ спектрограф (Теплицкая, 1971), монохроматор двойного прохождения (Атушевич, 1971; Максютов, 1971 А), хромосферный кинематограф (Скоморовский, 1967Б), фотогид (Максютов, 1971 Б), регистратор качества солнечного изображения (Границкий,..., 1975), фотоэлектрический регистратор дрожания изображений (Ковадло,..., 1975) и устройства для повышения эффективности и быстродействия измерений магнитных полей (Степанов,..., 1975: Осак,..., 1975).
Во временных павильонах были установлены также Малый Внезатменный коронограф (Тягун, 1971) и Большой коронограф (БК, Э=535мм, Б=8 м) с фокусом Куде, в котором располагается спектрограф с дифракционной решеткой 200x300 мм (Никольский,..., 1976). Интересен павильон БК, он закрывает
зо
устройства, расположенные в фокусе Куде, и спектрограф, а сам телескоп -ферма на экваториальной установке - во время наблюдений полностью открыт. Высота объектива над поверхностью грунта от 4 метров на восходе до 12 метров в меридиане. В астроклиматическом отношении у телескопа минимальный павильонный эффект. Телескоп давал прекрасные изображения, но был очень подвержен ветровой нагрузке. Телескоп оснащен фотоэлектрической следящей системой , рассекателем изображения (Сатахутдинов,...,1992), оптической скамьей с На-филътром, и с двухполосным ВаП4554, Нр-фильтром (Александрович,. ..,1975).
Строительство ‘"капитальных” павильонов для АЦУ-5 и БК затягивалось, и многие наблюдения и исследовательские работы были сделаны сотрудниками СибИЗіМИР на этих инструментах в 1964-1975 гг. За это время наблюдатели (и автор в их числе) пришли к “ожиданным” выводам:
• из-за градиентов температуры в зеркалах и оправах, вызванных нагреванием в солнечном пучке и изменением окружающей температуры, на 200-300 мм “плавает” фокус главного зеркала АЦУ-5 и нарушается качество изображения. Это можно объяснить тем, что зеркала АЦУ-5 изготовлены из стекла ЯК-5. Коэффициент термического расширения этого стекла 3.4*10"6 Для сравнения, у
кварца - 3*10 , у ситалла (0.5 ““1.5) *10 . Стеклянные заготовки для зеркал не соответствуют требованиям астрофизических исследований. Материалы для зеркал, схема их расположения должны быть наименее чувствительны к температурным градиентам. Чтобы деформации зеркал оказались в допустимых пределах, необходимо обеспечить градиенты температуры на всех участках стеклянного блока в пределах 0.02 с (Амур, 1979);
• дополнительное зеркало телескопа АЦУ-5 работает “лицом” вниз, опирается на кольцо и не имеет разгрузки. Прогибы любого большого зеркала под действием собственного веса так велики, что механизм разгрузки зеркала должен рассматриваться как составная часть системы зеркала Поэтому никакие установки зеркала не являются достаточными, кроме тех, при которых система опор функционирует таким же образом в таком же диапазоне положений, как и при испытаниях;
• изображение Солнца в гиде имеет механическую подстройку' к основному
изображению. Такая система работает неудовлетворительно из-за рассогласования основного изображения (на щели) и гида (на экране), т.к. колебания температуры корежат механические узлы крепления гида Сканирование изображения Солнца при магнитографических наблюдениях осуществляется с помощью гидировочных электродвигателей целостата в двух взаимно перпендикулярных направлениях “а” и “5і’. Но из-за люфтов механических узлов получается разброс интервалов гидирования более 3% (Александрович,..., 1966). Магнитографические и спектральные наблюдения требуют жесткой “связки” изображений. Для более точного гидирования и сканирования необходим механический фотогид со сканированием изображения (пантограф);
• зеркала телескопа могут вибрировать в люфтах передачи иди из-за деформаций под воздействием ветра. Как правило, хорошее и устойчивое качество изображения наблюдается при юго-западном ветре (от озера Хубсугул) при скорости 5-10 м/сек. Вибрация также передается от стен павильона и основания фундаментов через почву и, возможно, через воздушные промежутки зазоров между опорами зеркал и полом павильона. Эффект “дрожания спектра” в спектрографе существенно ограничивает точность измерений доплеровских скоростей в солнечных исследованиях;
• во время эксплуатации телескопов мы так и не выяснили оптическое качество зеркал и линз. И дело не в том, что у нас нет от изготовителя документа об аттестационном контроле зеркал и линз телескопа. В лабораторных условиях мы могли бы испытать и испытывали оптику сами (кстати, одно зеркало спектрографа БК оказалось неудовлетворительного качества). Но нам неизвестно качество зеркал в реальном времени, когда они находятся под воздействием солнечного пучка (seeing телескопа). Необходимо иметь под рукой сведения о качестве оптики в момент наблюдении;
• по исследованиям на ФЭРДИС (Ковадло,..., 1975 А), функция распределения дрожания края изображения Солнца на АЦУ-5 показывает большие значения асимметрии и эксцесса (S=+0.98; є^О/65). Это является, очевидно, следствием какой-то постоянной, преобладающей над другими, причины, например, влияния приземного слоя и павильона, так как приходящий входной пучок “перехватывается” целостатом низко над землей. Площадка целостата и, вероятно, входное окно в павильон создают турбулентные потоки. Часто все изо-
32
бражение Солнца имеет одинаковое качество и не заметно чередования плохого и хорошего. Эго также подтверждает, что преобладающие искажения изображения происходят в телескопе, а не в атмосфере. Необходимо поднять высот}7 пучка над Землей и снизить турбулентность вдоль оптического пути в телескопе, т.е. вакуумировать телескоп (Dunn, 1985).
1.3.2. “Война” объявлена вибрациям, влиянию температурных градиентов. Автоматизированный солнечный телескоп ACT (модернизированный телескоп АЦУ-5). “Модерные” павильоны.
Телескопы АЦУ-5, которыми оснащены Саянская обсерватория и большинство солнечных обсерваторий, разрабатывались в конце 50-х годов, когда требования наблюдательной физики Солнца были несравнимо ниже. Проблемы солнечной физики требуют наблюдений тонкой структуры атмосферы, магнитных полей и движений вещества с высокими пространственным, временным и спектральным разрешением.
Модернизация АЦУ-5, который размещался в новом капитальном' павильоне, была выполнена с целью оснащения телескопа более светосильной высококачественной оптикой, менее чувствительной к температурным градиентам; установки систем слежения и программного сканирования, устойчивых к изменениям температуры; постепенного “вытеснения” принципиально неудачных механических узлов телескопа АЦУ-5 (Осак,..., 1979). К моменту' размещения второго телескопа АЦУ-5 в новом павильоне было известно по астроклимати-ческим исследованиям (раздел 1.1), что оптимальная высота телескопа должна быть 15 метров. Ось пу'чка в новом павильоне проходит на высоте 9.5 метров и трудно представить, что можно было бы поднять целостат в готовом павильоне до 15 метров. Все постаменты под узлы телескопа и стены располагаются на массивных бетонных монолитных фундаментах, уходящих под поверхность земли на 3-4 метра до коренных пород. Стены павильона (телескопа, западного и восточного крыльев, где размещаются спектрографы) сделаны тройными. Внутри стены выложены пенопластом, снаружи - обшиты металлическим кожухом с зазором для воздушного кондиционирования стен. Башня целостата при наблюдениях откатывается на север, внутрь павильона, чтобы не создавать-тепловых помех пунку вблизи целостата (р(ЛС .4
Основные трудности в выборе оптической схемы и следящей системы СВ я-
33
заньг с устранением рассогласования оптических систем телескопа и следящей системы. При этом телескоп должен быть вписан в планировку постаментов нового павильона, построенного под АДУ-5. Лучшим решением, исключающим рассогласование, является установка следящей системы в основном изображении перед щелыо спектрографа. С то*іки зрения неискаженной передачи информации оптическая схема прямого фокуса является идеальной. Так это сделано на телескопе МаунШилсон (Howard, 1976). Близкими к этому являются системы на телескопах Сакраменто Пик (Dunn,., 1985) и БСВТ (раздел
1.4.). Однако в этом случае для увеличения невикьетированного поля изображения требуется увеличение размеров диагонального зеркала АЦУ-5, что, в свою очередь, приводит к значительному углу падения на главное зеркало телескопа, при этом может потребоваться его ретушь. Кроме того, трудно установить датчики в фокусе изображения на щели спектрографа.
Другой путь - установка следящей и сканирующей систем в дополнительном пучке, который получают введением небольшого плоского зеркала в пучок на главное зеркало и оптики, строящей изображение в плоскости фотодатчиков следящей системы. Так это сделано в обсерватории Ондржейов (Klvana М, 1976). С точки зрения неискаженной передачи информации, оптическая схема гида прямого фокуса на телескопе Маунт Вилсон является идеальной (Howard,
1976). В КрАО на БСТ несколько иная система (Можерин, 1974; Границкий,
1977). В центре главного зеркала закреплено под небольшим углом дополнительное плоское зеркало, пучок от которого еще одним зеркалом, подвешенным на кварцевых нитях, внутри трубы, направляется на дополнительную оптику, строящую изображение на фотогиде. Несмотря на принятые меры (кварцевая подвеска, сигалловое зеркало), в этом гиде, тафсе как и в гиде обсерватории Ондржейов, возможны рассогласования основного и дополнительных изображений из-за прогрева зеркал и узлов крепления (Григорьев,..., 1980). Таким образом, в каждом случае должны быть приняты меры для уменьшения прогрева и проведены экспериментальные измерения рассогласования изображений. Необходимо знать реальные характеристики обратной связи системы.
Мы предложили оптическую схему следящей системы, показанную на рис. 2, в которой устранена большая часть возможных источников рассогласования с оптической системой телескопа (Осак,...,1979). Главное зеркало телескопа (8),
целостатное (6) и дополнительное (7) имеют диаметр 800 мм, фокусное расстояние главного (сферического) зеркала 20 м. В центре главного зеркала имеется отверстие диаметром 100 мм (рис. 3), в котором расположено сферическое зеркало (4) следящей системы диаметром 80 мм и с фокусным расстоянием 19 м. Оба зеркала выполнены из ситалла, и малое зеркало закреплено в главном с помощью ситалловых клиньев без клея и дополнительных механических конструкций, только за счет трения. Выбор для зеркал материала с малым коэффициентом теплового расширения и узла крепления малого зеркала устраняют возможность рассогласования двух оптических систем из-за изменений температуры зеркал. Малое зеркало имеет наклон к основному около 1°. Главное зеркало, с помощью главного диагонального зеркала (9) диаметром 300 мм, строит изображение Солнца на щели (12) спектрографа, тогда как малое - в плоскости датчиков следящей системы. Диагональное зеркало выполнено также из ситалла, а конструкция оправы зеркала и защита механических узлов, поддерживающих зеркала, от попадания падающего светового пучка, обеспечивают согласование оптических систем длительное время. Следящая система, установленная на телескопе, удерживает края изображения Солнца неподвижно относительно датчиков (1) с точностью, определяемой величиной дрожания изображения и, благодаря жесткой связи зеркала гида и главного зеркала, с такой же точностью относительно щели. Если фотодатчики перемещаются относительно щели спектрографа, то вместе с ними перемещается и изображение Солнца, удерживаемое неподвижным относительно фотодатчиков. На этом принципе построена система сканирования изображения телескопа.
Телескоп оснащен также панорамным солнечным магнитографом (Клочек,..., 1975), магнитографом с кодоимпульсным управлением для измерения вектора напряженности магнитных полей (Степанов,..., 1975), регистратором качества изображения (Границкий, 1975). Выполнен проект автоматической фокусировки телескопа (Григорьев,..., 1980), установлен новый координатометр для автоматизированного управления телескопом (Осак,...,1979). Для фотографирования со щели спектрографа на телескопе установлена оптическая скачсья с ИПФ (Палачёв, 1980). С появлением ПЗС-приемников телескоп оснащен многоканальной системой измерений магнитных полей Солнца (Марков, 1985). В тече-
Рис. 2. Схема автоматизированного солнечного телескопа (ACT).
1 - фотодатчики;
2 - блок управления;
3 - координатометр;
4 - зеркало гида;
5 - привода коррекции;
6 - целлостатное зеркало;
7 - дополнительное зеркало;
8 - главное зеркало;
9 - диагональное зеркало;
10 - дихроический делитель;
11 - монитор качества;
12 - щель спектрографа.
Рис. 3. Главное зеркало и - гида.
Рис. 4. Вид телескопа с юго-западной стороны.
- Київ+380960830922