Результаты астроклимататических исследований по наблюдениям Солнца и оптическая нестабильность земной атмосферы

ОГЛАВЛЕНИЕ
ВВЕДЕНИЕ............................................................................5
ГЛАВА I . Астроклиматические аспекты создания Большого солнечного
вакуумного телескопа..............................................................32
1. Предисловие.............................................................32
1.2. Некоторые результаты исследований астроклимата южной части Восточной Сибири...................................................................33
1.3. Микроастроклиматичсские исследования пункта Листвянка..................37
1.4. Дрожание края солнечного изображения и температурные неоднородности в приземном слое атмосферы....................................45
1.5. О высоте установке солнечных телескопов...............................51
_А*>
1.5.1. Исследования зависимости дрожания солнечного изображения
от высоты на Высотной метеорологической мачте (ВММ)................................55
1.5.2. Исследования зависимости пульсаций температуры
от высоты в Саянской горно-солнечной обсерватории..................................60
1.5.3. Исследования зависимости дрожания солнечного
изображения от высоты в Байкальской астрофизической обсерватории...................62
ГЛАВА 2. Исследование павильонных эффектов Большого солнечного вакуумного телескопа и его отдельных узлов.........................................67
2.1. Термический режим павильона БСВТ.......................................67
а). Устройство телескопа............................................68
б). Исследования термического режима оптического тракта телескопа..72
2.2. Влияние температурных режимов объектива и верхней защитной пластины БСВТ на волновой фронт....................................................78
2.3. Система термокомпенсации защитной пластины.............................84
2.4. Возможные способы улучшения астроклимата в подкуполыюм пространстве и оптимизация терморежима защитной пластины и зеркала сидеростата БСВТ...................................................................87
2.5. Исследование термических характеристик материалов и покрытий, применяемых для защиты от нагревания солнечных телескопов..........................91
2.6. Исследование виброустойчивости БСВТ....................................98
3
2.7. Исследование вибраций приводов сидеростата БСВТ....................104
2.8. Эксплуатационные характеристики БСВТ...............................107
ГЛАВА 3. Дневные астроклиматические исследования некоторых пунктов на территории Средней Азии и Южного Казахстана..................................119
3.1. О программе астроклиматических исследований........................119
3.2. Выбор пунктов для астроклиматических наблюдений. Основные принципы........................................................................121
3.3. Аппаратура для астроклиматических исследований.....................123
3.3.1. Аппаратура для оптических наблюдений............................123
3.3.2. Фотоэлектрический регистратор дрожания изображения протяженных источников света (Солнца, Луны).....................................126
3.3.3. Регистратор контраста изображения Солнца........................131
3.3. Аппаратура для мегеорологических наблюдений........................132
3.4.1. Датчик дифференциальных пульсаций температуры воздуха...........132
3.4.2. Термопарный усилитель .........................................136
3.4.3. Регистратор продолжительности солнечного сияния (РПС)...........137
а). Регистрация продолжительности солнечного сияния.............137
б). Анализ экспериментальных данных.............................139
3.4.3. Фоторегистратор облачности неба (ФОН)...........................144
3.5. Блок регистрации метеорологических параметров турбулентности воздуха.........................................................................146
3.6. Ясность неба над территорией Средней Азии и Казахстана.............148
3.7. Описание пунктов и организация астроклиматических исследований 150
3.7.1. Пункт наблюдений на горе Арлан..................................151
3.7.2. Пункт наблюдений Майданак.......................................152
3.7.3. Методика наблюдений.............................................153
3.7.4. Метеорологические условия на пунктах Арлан, Майданак,
Кумбсль и Джон..................................................................155
3.8. Качество изображения на Арлане.....................................165
3.8.1. Ночное качество изображения на Арлане...........................171
3.9. Астроклиматические характеристики пункта Майданак..................172
3.10. Астроклиматические характеристики пункта Джон.....................174
3.11. Сопоставление пунктов по астроклиматическим характеристикам 176
4
ГЛАВА 4. Оценка оптической нестабильности земной атмосферы над территорией бывшего СССР по данным сетевых аэрологических наблюдений....................................................................189
4.1. Методика оценки оптической нестабильности
разных слоев воздуха в атмосфере..............................................189
4.2. Анализ результатов районирования территории бывшего СССР
по параметру ОНЗА.............................................................194
4.3.Оптическая нестабильность свободной атмосферы и пограничного слоя...........................................................203
4.4.Вклад отдельных слоев атмосферы в оптическую нестабильность
над разными регионами.........................................................209
4.5. Оптическая нестабильность атмосферы и кинетическая энергия турбулентного движения...................................................... 218
4.6. 11овторяемость инверсий в пограничном слое и оптическая нестабильность земной атмосферы...............................................227
4.7 Продолжительность солнцесияния и оптическая нестабильность земной атмосферы...............................................234
4.7.1. Распределение продолжительности солнечного сияния
по территории бывшего СССР....................................................235
4.7.2. Особенности распределения оптической нестабильности атмосферы
и продолжительности солнечного сияния но территории бывшего СССР..............243
4.8. Рассеянный солнечный свет и оптическая нестабильность
земной атмосферы..............................................................244
ЗАКЛЮЧЕНИЕ....................................................................249
ЛИТЕРАТУРА....................................................................252
ПРИЛОЖЕНИЕ....................................................................272
5
ВВЕДЕНИЕ
Решение астрофизических задач с помощью оптических телескопов наземного базирования так или иначе связано с оптическими свойствами атмосферы на каждый момент наблюдений. На качество изображения наблюдаемых объектов в телескопе влияют преломление и рассеивание света, прошедшего через атмосферу. Преломление на неоднородностях плотности воздуха по лучу зрения вызывает в фокусе телескопа смещение изображения как целого, его деформацию, уменьшение контраста деталей, изменение их яркости. Рассеивание света зависит от плотности воздуха и от степени насыщения атмосферной трассы как прозрачными, так и непрозрачными частицами. Рассеянный атмосферой свет понижает контраст изображения вплоть до полного его исчезновения. При наблюдениях все перечисленные эффекты (оптические помехи) действую!' совокупно. Таким образом, результирующее качество изображения является суммарной характеристикой оптических свойств атмосферы по лучу зрения и определяет условия наблюдений, названные в 60 годы астроклиматом.
Различают дневной астроклимат и ночной. Огличия состоят в том, что днем в ясную погоду за счет нагрева прямой солнечной радиацией подстилающей поверхности, в том числе элементов самого телескопа, развиваются турбулентные потоки тепла, создающие пространственные неоднородности плотности воздуха, достигающие в отдельных регионах высоты двух и более километров. В ночное время за счет радиационного выхолаживания подстилающая поверхность и прилегающий нижний слой воздуха охлаждаются, в результате чего воздух переходит в устойчивое состояние. Турбулентное перемешивание в этом слое подавляется. Однако, если этот слой воздуха приходит в движение, турбулентное перемешивание сохраняется, сохраняются и неоднородности плотности воздуха. Высота указанного слоя значительно меньше слоя конвекции. Таким образом, наиболее мощный источник неоднородностей плотности воздуха находится в самом нижнем слое атмосферы, а его интенсивность при ясном небе зависит от времени суток. Сравнительные наблюдения показывают, что в ночное время оптические помехи меньше дневных, следовательно, и качество изображения в телескопе лучше. Кроме того, днем для работы телескопа складываются более жесткие условия, чем ночью.
В течение суток перестройка турбулентных полей происходит плавно, поэтому ночные условия наблюдений определяются дневными, во всяком случае, первую половину темного времени, и наоборот, утренние дневные условия определяются ночными. Отсюда следует, что при исследовании дневного астроклимата необходима информация и о ночных условиях наблюдений.
6
С высотой неоднородности плотности воздуха (оптические помехи) уменьшаются, и при атмосферном давлении менее 10 гПа (выше 30 км) они становятся малыми. Наблюдения показывают, что в верхних слоях атмосферы также возможно существование интенсивной турбулентности. По нашим оценкам и по оценкам других авторов, суммарное действие неоднородностей плотности воздуха верхних (выше 3 км) и нижних слоев на флуктуации углов прихода света в телескоп можно считать равнозначным.
Поскольку турбулентность (неоднородности плотности воздуха) верхних слоев прямо не связана с турбулентностью нижнего слоя, первая может быть названа фоновой характеристикой астроклимата. Известно мнение, что фоновая оптическая нестабильность атмосферы по земному шару мало изменяется от места к месту. Однако расчетные характеристики неоднородностей показателя преломления воздуха в этих слоях, полученные по данным аэрологических наблюдений покатывают, что различия могут достигать 25% и более. Следовательно, при отборе перспективных мест этот параметр необходимо учитывать.
Существуют определенные требования к термическому режиму конструкции самого телескопа - ес температура не должна отличаться от температуры окружающего воздуха. Поэтому защитить телескоп, работающий днем, от радиационного нагрева - задача более трудная, чем защита телескопа, работающего в условиях радиационного выхолаживания. В связи с этим повышаются требования к региону и локальным факторам места установки телескопа, его конструкции, отдельным блокам и т. д.
Эффекты, связанные с влиянием неоднородностей показателя преломления воздуха в атмосфере на распространение света, известны давно. Так, еще Ньютон писал [1], что “в длинные телескопы предметы кажутся ярче и больше, чем в короткие, но их нельзя сделать такими, чтобы избавиться от слияния лучей, возникающих от дрожаний в атмосфере”. Одним из первых визуальные измерения амплитуды колебаний изображения точечных источников света в фокусе телескопа выполнил К. Экснер в 1881 году [2].
К настоящему времени заложены основы и развита теория распространения света в турбулентной атмосфере, представленная в монографиях и отдельных работах Л.Р. Чернова, Б.И. Татарского, С.М. Рытова, Фрида (D.L. Fried) [3-6] и других. Па этой основе разработаны методы прямого определения оптической передаточной функции атмосферы (ОПФ) и других оптических параметров атмосферы с помощью телескопов. Созданы модели для косвенной оценки флуктуаций углов прихода от точечных и протяженных источников света в телескопе, определения высоты возмущающих слоев в атмосфере и других характеристик с помощью метеорологических мачт, аэрозондов, сонаров, лидаров,
7
сцндаров, самолетов-лабораторий и других средств. Как правило, в известных методиках и моделях используются данные о высокочастотных изменениях основных метеорологических характеристик: пульсаций температуры и скорости ветра. Для их измерения требуется специальная аппаратура. Для оценки оптической нестабильности атмосферы, скажем, в масштабах даже одного континента, требуется создание сети пунктов наблюдений. По известным причинам организация такого рода длительных широкомасштабных наблюдений не представляется возможной. Попытки построить карты распределения астроклиматических характеристик по прямым наблюдениям метеорологических параметров и дрожания изображения успехов не имели из-за ограниченного количества пунктов и малой продолжительности наблюдений. Оценка оптической нестабильности атмосферы в масштабе земного шара привлекательна тем, что даст возможность планировать и располагать телескопы или обсерватории в местах с наилучшими астроклиматическими характеристиками. Кроме того, появляется перспектива количественного исследования зависимостей оптической нестабильности от климатических факторов, временных трендов и др. Одним из возможных путей решения этой проблемы являются методы косвенной оценки оптической нестабильности атмосферы по данным сетевых наземных и аэрологических наблюдений.
Трудности на этом пути продемонстрированы в ряде моделей [7-9], использующих параметризацию турбулентных процессов в приземном и пограничном слоях атмосферы. Однако, единой методики оценки основного асгроклиматичсского показателя - дрожания изображения - по сетевым наблюдениям пока не разработано.
На основании накопленного материала по данным сетевых метеорологических наблюдений выработаны рекомендации для определения перспективности мест по отдельным параметрам: вероятности повторяемости ясного неба, прозрачности атмосферы, скорости ветра, колебаний средней температуры воздуха в приземном и высоких слоях атмосферы, и др. Вопросам же взаимодействия атмосферных параметров, в результате которого формируется астроклимат, в литературе уделено мало внимания.
Для телескопов наземного базирования перспектива строительства часто зависит от астроклимата места установки. В принципе, чем крупнее телескоп, тем в лучших условиях он должен работать, тем выше будет его эффективность. Накопленный опыт исследования дрожаний изображения в телескопах как точечных, так и протяженных источников света, показывает, что есть пункты на Земле, где атмосфера в отдельные моменты времени может быть оптически спокойна. Таким образом, задача поиска мест остается всегда актуальной, несмотря на то, что найдены места с высокими астроклиматическими характеристиками: на Канарских островах, Сакраменто Пик,
8
отдельные пункты в Андах (на вершинах Западного и Восточного Кордильера) и другие. Наиболее полно результаты зарубежных дневных астроклиматических исследований резюмированы в монографиях Р. Брея и Р.Лоухеда, Стикса (М. Stix) [10-11] и др.
Ночным условиям работы телескопов посвящено наибольшее количество исследований. На территории бывшего СССР наиболее широкомасштабные астроклиматические наблюдения были проведены в связи с кампанией по поиску места для строительства самого крупного на тот момент шестиметрового звездного телескопа CAO РАН. Позднее были найдены пункты Санглок и Майданак с лучшими астроклиматическими характеристиками. Основная часть результатов проводившихся исследований обобщена в монографиях И.Г. Колчинского, Ш.П. Дарчия, П.В Щеглова [12-14].
Исследованиям дневного астроклимата посвящено значительно меньше отечественных работ. Из ранних работ ло поиску места, в том числе для солнечных телескопов, можно выделить кампанию по поиску места для строительства Абастуманской обсерватории. Непродолжительные ночные и дневные
астроклиматические наблюдения были выполнены при поиске места для Крымской астрофизической обсерватории. Наиболее регулярные, методически обоснованные и продолжительные наблюдения были проведены на территории юга Восточной Сибири в связи с выбором места строительства Большого солнечного вакуумного телескопа. Место расположения высокогорной станции ГАО РАН на Памире было выбрано впервые на основании сравнительных фотоэлектрических измерений качества изображения Солнца.
Современные исследования высоких изолированных вершин, расположенных как внутри обширных горных массивов, так и на островах в океане, показали их несомненное преимущество для получения предельно высокого качества изображений при ночных и дневных наблюдениях перед другими формами рельефа. Качество изображения на этих пунктах преимущественно определяется только турбулентностью свободной атмосферы. Альтернативу высоким изолированным вершинам представляют глубокие замкнутые котловины сравнительно небольших размеров, наполненных водой, какой, например, является Байкальская котловина. В таких котловинах воздух большую часть года устойчиво стратифицирован. При штиле и слабых ветрах до высоты формирующих котловину горных цепей (1,5-3 км), в пределах котловины воздушная масса мало турбулизируется практически до высоты свободной атмосферы, т.е. складываются условия, близкие к условиям высоких изолированных вершин. Вероятность реализации высокого качества из-за локальных источников гурбулизации здесь, несомненно, ниже, однако, они, безусловно, имеют перспективу. Для повышения конкурентоспособности
9
телескопов, построенных на таких пунктах, приобретает особую важность оснащение их адаптивными оптическими системами (ЛОС). Приведенные рассуждения показывают, что проблема поиска наилучшего места для установки специализированного телескопа концептуально не однозначна.
На международном совещании “Astronomical Site Evaluation in the Visible and Radio Range”, прошедшем в ноябре 2.000 г., обсуждался практически весь спектр
астроклиматических проблем. Несмотря на общие успехи, остаются и проблемы. Центральное место продолжает занимать поиск мест для установки (строительства, размещения) крупных телескопов с заданными параметрами, а также вопросы оценки, прогнозирования и временной устойчивости астроклиматических характеристик атмосферы над отдельными регионами земного шара. В частности было показано, что за последние десять лег в результате глобального потепления (возможная причина) ухудшился и имеет стабильную тенденцию ухудшения астроклимат обсерваторий в Южной Америке [15]. Прозвучало мнение, что нельзя концентрировать весь новый наблюдательный астрономический потенциал в одном регионе земного шара, если даже на данный момент времени он является лучшим.
Совещание придало большое значение разработкам новых методов и инструментов для измерения атмосферных помех в оптическом диапазоне, созданию астроклиматических станций для оперативного обследования отобранных мест, совершенствованию конструкций телескопов.
Настоящая работа посвящена исследованию дневных характеристик астроклимата, которые включают в себя три самостоятельных составляющих: выбор места строительства крупною солнечного телескопа, определение высоты установки приемной апертуры в зависимости от рельефа местности и локальных метеорологических условий, а также поиск конструктивных решений системы павильон + телескоп с минимальными оптическими помехами но лучу зрения телескопа. При исследовании крупномасштабных астроклиматических характеристик рассмотрены и некоторые особенности колебаний ночных характеристик астроклимата.
В свете результатов упомянутого совещания, решаемые в настоящей работе вопросы выглядят актуально и современно. В числе слабоизученных остаются проблемы оценки оптической нестабильности атмосферы над разными регионами земного шара и сравнения астроклиматических характеристик известных обсерваторий и новых пунктов.
Цель работы и содержание поставленных задач. Диссертация посвящена исследованию дневных астроклиматических характеристик в зависимости от микро- и
10
макротурбулентных факторов, поиску мест для установки солнечных телескопов высокого разрешения наземного базирования, исследованию павильонных эффектов Большого солнечного вакуумного телескопа, разработке методов оценки оптической нестабильности атмосферы над разными регионами земного шара по метеорологическим данным.
На основании вышеизложенного были сформулированы следующие задачи настоящей работы.
1. Исследования астроклиматических особенностей Байкальской котловины и выбор места установки солнечного телескопа высокого разрешения.
2. Поиск возможных путей получения изображений высокого разрешения.
а). Разработка технических средств, направленных на уменьшение термических контрастов всей конструкции Большого солнечного вакуумного телескопа, включая павильон и отдельные узлы его оптического тракта.
б). Исследование устойчивости от ветровых вибраций открытого зеркала сидеростата, вибраций приводов сидеростата и разработка способов их уменьшения.
в). Анализ дневных астроклиматических наблюдений, выполненных в процессе создания Большого солнечного вакуумного телескопа, и разработка конструктивных решений на пути реализации высокого пространственного разрешения солнечных телескопов.
3. Экспедиционные (поисковые) исследования астроклиматических характеристик отдельных пунктов, пригодных для строительства солнечных телескопов высокого разрешения на территории Средней Азии и Южного Казахстана.
4. Разработка методики оценки оптической нестабильности земной атмосферы и ее отдельных слоев над заданными регионами земного шара по сетевым метеорологическим данным.
5. Определение пространственно-временных изменений оптической нестабильности атмосферы и метеорологических факторов, ее определяющих.
Новизна. Научная и практическая ценность работы Разработана качественносоставная модель астроклимата, включающая в себя оценку астроклиматических факторов заданного региона, в том числе оптическую нестабильность земной атмосферы, методику выбора конкретного места установки телескопа и конструктивные решения для достижения высокого пространственного разрешения получаемых изображений.
1. На основе микромегеорологических измерений впервые обнаружен и исследован механизм приземной циркуляции, подавляющий развитие конвективных потоков в
11
береговой зоне Байкальской котловины. Благодаря этому эффекту уменьшаются оптические неоднородности по лучу зрения, в результате чего в солнечных телескопах, размещаемых в этой зоне, повышается качество изображения.
2. Впервые выполнены прямые измерения качества изображения на высотах до 310 м с помощью экспедиционного телескопа и высотных вышек одновременно с метеорологическими наблюдениями. Результаты используются в задачах определения оптимальной высоты установки приемной апертуры при строительстве (реконструкции) солнечных телескопов, в частности, Большого солнечного вакуумного телескопа ИСЗФ СО РАН.
3. Разработана мегодика прямого измерения ветровых вибраций конструкций телескопа и тестирования резонансных колебаний, возникающих в кинематических узлах приводов оптических элементов телескопов. Методика является основным рабочим инструментом при наладке и эксплуатации телескопов высокого углового разрешения.
4. Впервые исследован температурный режим оптического тракта и всех элементов солнечного телескопа с вакуумной наклонной трубой. Полученные данные позволили выявить принципиальные преимущества и недостатки такого рода конструкций крупных солнечных телескопов. На этой основе развивается новая идеология конструирования солнечных инструментов с полным вакуумированием оптического тракта и активной системой регулирования термического режима входного оптического вакуумного окна.
5. Разработан оригинальный комплекс для измерения дневных астроклиматических характеристик, который включает в себя фотоэлектрический регистратор дрожания и контраста солнечного изображения, регистратор продолжительности солнечного сияния и регистратор дифференциальных пульсаций температуры воздуха. Отдельные элементы комплекса, например, фотоэлектрический регистратор дрожания изображения Солнца широко применяется для астроклиматических исследований у нас и за рубежом.
6. Найдены новые пункты, пригодные для установки солнечных телескопов высокого разрешения: гора Арлан (горный массив Большой Болхан на территории Туркменистана) и гора Джон вблизи горы Бессаз (хребет Каратау на территории Южного Казахстана). Впервые, одновременно с названными, проведены двухлетние дневные астроклиматичсские наблюдения на обсерватории Майданак (в настоящее время обсерватория на горе Майданак принадлежит Узбекскому астрономическому институту). Сравнительный анализ показат, что эти пункты днем по качеству изображения близки к лучшим известным пунктам, таким, как Сакраменто Пик и Канарские острова.
7. Разработана методика оценки оптической нестабильности земной атмосферы и ее отдельных слоев по данным сетевых аэрологических наблюдений. Для территории
12
бывшего СССР впервые выполнено районирование по этому параметру. Выявлены регионы с наиболее оптически стабильной атмосферой по сезонам года: Средняя Азия (лучшая станция Душанбе) - летом и осенью, юго-восток Якутии (лучшая станция Алдан) - зимой и весной. Результаты исследований показали новые возможности и пути предсказания астроклимата отдельных регионов.
8. По сетевым данным ветровош радиозондирования впервые выявлено, что распределение минимальных и максимальных значений параметра кинетической энергии турбулентного движения воздуха в тропосфере и стратосфере над территорией СНГ совпадают с минимальными и максимальными значениями оптической нестабильности воздуха в этих слоях, а их сезонные колебания происходят синхронно.
9. В результате исследования распределения продолжительности солнцесияния по территории бывшего СССР по данным многолетних сетевых измерений впервые обнаружено, что при 40-процснтной вероятности повторяемости солнцесияния, вне зависимости от других факторов, оптическая нестабильность атмосферы в таком регионе наибольшая.
10. Анализ многолетних сетевых актинометрических данных позволил впервые установить, что изменение рассеянной солнечной радиации при ясном небе до высоты наблюдений над уровнем моря ниже 800 м зависит от локальных факторов, выше -изменяется (уменьшается) по закону близкому к логарифмическому. Выявлено что, над регионами с оптически устойчивой атмосферой всегда наблюдается повышенный уровень рассеянной солнечной радиации.
Предложенные в работе методы и устройства защищены пятью авторскими свидетельствами СССР об изобретениях и двумя патентами.
Апробация работы. Результаты по теме диссертационной работы с 1971 по 2000 г были доложены на следующих совещаниях, симпозиумах и конференциях, посвященных вопросам астроклиматических исследований, как в нашей стране, так и за рубежом, а также проблемам оптики атмосферы и распространения световых волн в турбулентной воздушной среде:
“Совещание рабочей группы по оптической нестабильности земной атмосферы.” Рязань. 1971 г; ‘'Всесоюзный пленум комиссии астрономического приборостроения”. Пулково. ГАО АН СССР. 1976 г.; “5 Всесоюзное совещание лимнологов”. Иркутск; 1981 г.; Семинар рабочей группы “Солнечные инструменты”. Иркутск. 1982 г.; “Всесоюзная конференция по физике Солнца”. Алма-Ата. 1987 г.; Совещание рабочей группы “Солнечные инструменты”. Ашхабад. 1988 г.; Всесоюзный семинар ’’Методы
13
контроля форм оптических поверхностей”. Ленинград. 1989 г.; “Всесоюзная конференция по физике Солнца”. Ашхабад. 1990 г.; Совещание рабочей группы “Солнечные инструменты”. Пулково. ГАО АП СССР. 1990 г.; 3 Межреспубликанский симпозиум
“Оптика атмосферы и океана”. Томск. 1996 г.; 4 Межреспубликанский симпозиум “Оптика атмосферы и океана”. Томск. 1997 г.; 6 Межреспубликанский симпозиум “Оптика атмосферы и океана”. Томск. 2000 г.; Международное совещание (Воркшоп MAC 2000) Технической рабочей группы “Astronomical Site Evaluation in The Visible and Radio Range”. Marrakesh. Morocco. 2000 r.
В диссертации выносятся на защиту.
1. Феноменологическая модель астроклимата Байкальской котловины.
• В береговой зоне Байкальской котловины в дневное время при ясном небе существует циркуляция, подавляющая развитие конвективных потоков в приземном слое атмосферы. Замкнутая котловина с большой массой воды обладает оптически устойчивыми слоями воздуха по высоте.
2. Результаты исследования:
а) влияния окружающей среды на изменения физических параметров оптики телескопа и характеристик изображения;
б) системы контроля состояния оптического тракта солнечного телескопа и управления его параметрами при внешних воздействиях;
• методы исследований термических и вибрационных помех оптических элементов и конструкций крупных солнечных инструментов, испытанные на Большом солнечном вакуумном телескопе.
• принципы построения системы контроля и регулирования термического режима оптических элементов БС'ВТ.
3. Методы и техника астроклимат ческого эксперимента при солнечных наблюдениях.
а). Метод прямого определения оптимальной высоты установки входной апертуры солнечного телескопа над подстилающей поверхностью по измерениям качества солнечного изображения с помощью телескопа, перемещаемого по площадкам временно установленной высотной вышки.
б). Способы и устройства фотоэлектрической регистрации дрожания (включая дифференциальное дрожание) и контраста деталей протяженных источников света (Солнце и Луна).
4. Комплекс дневных астроклиматических характеристик новых пунктов (пункт на горе Арлан и пункт Джон вблизи горы Бессаз), а также известного пункта Майданак. По
14
оценкам качества солнечного изображения и продолжительности солнечного сияния, найденные пункты близки к лучшим общепризнанным пунктам.
5. Статистическая модель крупномасштабных характеристик оптической нестабильности земной атмосферы и ее отдельных слоев над территорией бывшего СССР, основанная на сетевых аэрологических данных.
Структура и объем работы.
Диссертационная работа состоит из введения, четырех глав, заключения и приложения. Объем составляет 279 страниц, из них: 133 рисунка, 11 таблиц. Список цитируемой литературы из 282 наименований занимает 20 страниц. Работу дополняет приложение из 8 страниц.
Во введении кратко представлены современное состояние и проблемы исследований астроклимата. Обоснована актуальность тематики диссертации; сформулированы цель и задачи настоящей работы; показана новизна полученных результатов; выделены положения, выносимые на защиту.
В первой главе обсуждаются вопросы создания Большого солнечного вакуумного телескопа, ориентированного на изучение тонкой структуры солнечных образований в видимом диапазоне длин волн с угловым разрешением 0.6" и лучше. Астроклиматический аспект задачи выбора места установки телескопа такого типа предполагает, прежде всего, самые высокие требования к оптической стабильности атмосферы в сочетании с возможно большей продолжительностью солнечного сияния. Ключевой проблемой этой задачи является вопрос о локализации атмосферных оптических неоднородностей по высоте. Днем при ясной погоде рельеф местности и состояние подстилающей поверхности определяют степень развитости конвективных потоков воздуха, а следовательно, и вклад нижнего слоя в оптическую нестабильность атмосферы. При малом вкладе этого слоя нестабильность зависит от интенсивности оптических неоднородностей в верхних слоях атмосферы (называемой свободной атмосферой). Оптимальным местом установки телескопа в заданном регионе можно считать такое, где суммарная нестабильность нижнего и верхнего слоев атмосферы минимальна.
Согласно популярной в 60-е годы концепции, такие условия могли оказаться на равнине с однородной подстилающей поверхностью, причем теплозащищенной от нагрева прямой солнечной радиацией, - например, покрытой растительностью. Еще более подходящей в этом смысле выглядела вокруг телескопа водная подстилающая поверхность. Идеи были воплощены в строительстве известных солнечных телескопов на
15
обсерваториях Big Bear Solar Observatory, USA; Huairou Solar Station of the Beijing Observatory in China; Udaipur Solar Observatory in Rajasthan, India.
Было также известно, что высокие изолированные вершины имеют тонкий переходный к свободной атмосфере турбулентный слой и поэтому являются перспективными для размещения как звездных, гак и солнечных телескопов. Наблюдения показывают, что на изолированных вершинах днем также могут развиваться интенсивные конвективные потоки и увеличивать суммарную оптическую нестабильность атмосферы. Результаты астроклиматических исследований по выбору места строительства Саянской горно-солнечной обсерватории (высота горы Часовые Сопки - 2003 м над уровнем моря) укладывались в эти представления.
Достаточно привлекательной в этом смысле была и остается концепция размещения солнечных телескопов в замкнутых глубоких котловинах, заполненных водой, такой, например, котловины, как Байкальская. Малые изменения температуры большой массы холодной воды в течение года сглаживают температурные контрасты воздуха, смягчают климат. Действительно, в течение всего года в Байкальской котловине удерживается мощная инверсия температуры, эффективно подавляющая развитие конвективных потоков. Высокие хребты (высотой более 2000 м над уровнем воды в озере Байкал) защищают в устойчивую ясную погоду воздух котловины от внешнего воздействия -перемешивания с окружающим котловину воздухом. Таким образом, но всей высоте (до нижней границы свободной атмосферы) в котловине с высокой повторяемостью реализуются условия для существования оптически стабильного слоя атмосферы. Позднее этот механизм был подтвержден данными экспедиционных исследований. Всего за четыре года было обследовано пять пунктов в котловине озера Байкал и два пункта вне котловины - пункт Торей, имеющий высоту над уровнем моря 1000 м, и продолжены ранее сделанные астроклиматические наблюдения на пункте Часовые Сопки. Результаты сравнительного анализа измерений дрожания края солнечного изображения показали, что вероятность наиболее спокойных изображений выше на пункте Листвянка -1.
Для выбора конкретной точки строительства Большого солнечного вакуумного телескопа были проведены микроастроклиматические наблюдения в береговой зоне на разном удалении от уреза воды. С помощью 15-метровой мачты на уровнях 2 и 15 м малоинерционными термометрами сопротивления были проведены в течение летнего сезона наблюдения пульсаций температуры. Одновременно измерялись средние значения температуры воздуха, влажности и скорости ветра на уровнях 2 и 15 м. Наблюдения дрожания края солнечного изображения выполнялись визуально с помощью телескопа-рефрактора диаметром 130 мм, установленного на высоте 2 м. На основе анализа
16
микрометеорологических наблюдений выявлена следующая картина развития термических неоднородностей в приземном слое воздуха днем в ясную погоду.
После восхода Солнца поверхность прибрежного склона прогревается, в результате начинают формироваться восходящие потоки теплого воздуха, разрушающие ночную инверсию. Среднеквадратические значения пульсаций температуры могут достигать на высоте 2 метра 0.8°С, на высоте 15 метров - 0.4°С. С развитием восходящих потоков начинается приток (адвекция) холодного воздуха с акватории озера на прибрежные склоны. Средняя температура воздуха к 11 часам (местного декретного времени) повышается до максимума, затем к 14 часам уменьшается на 3-4°С. Среднеквадратическая амплитуда пульсаций уменьшается на обоих уровнях в два раза. Холодный воздух с акватории подавляет конвекцию. После ослабления конвективных потоков адвекция холодного воздуха уменьшается, и к 17 часам средняя температура воздуха вновь повышается. Процесс повторяется с той лишь разницей, что к заходу Солнца в 20 часов конвективные потоки затухают и воздух приходит в устойчивое состояние. Среднеквадратические значения пульсаций температуры уменьшаются на высотах 2 и 15 метров до 0.2 °С. Таким образом, можно утверждать, что на выбргшном пункте Листвянка - 1 в течение ясного дня существует эффективный механизм подавления конвективных потоков.
Динамика изменений дрожания края солнечного изображения в течение дня соответствует описанной схеме развития температурных неоднородностей. Корреляционный анализ данных показывает, что вклад верхних слоев не превышает вклада нижних. Следовательно, если увеличить высоту установки телескопа, можно уменьшить величину дрожания изображения. Известные модели расчета зависимости амплитуды дрожания изображений для случая хорошо развитой конвекции дают уменьшение дрожания с высотой как Н'|/6, где Н - высота наблюдений дрожания. Эта зависимость была, впервые в практике, проверена прямыми измерениями дрожания на разной высоте путем подъема телескопа до 310 м над подстилающей поверхностью с помощью Высотной метеорологической мачты (г. Обнинск). Получено
удовлетворительное согласие с приведенной зависимостью. На высоте 49 метров дрожание уменьшается почти в 2 раза.
Однако в условиях Байкальской котловины (сложный рельеф местности), также по данным прямых измерений дрожания на специально установленной 45 метровой вышке, дрожание уменьшается в два раза уже на высоте 20 м. Для условий, близких к штилевым, определена эмпирическая зависимость дрожания изображения от вертикальных значений среднеквадратических разностей пульсаций температуры. Учитывая результаты
17
проведенных исследований, зеркало сидеростата Большого солнечного вакуумного телескопа было установлено на 24 - метровой высоте. Сам телескоп удалось разместить на вершине обрывистого берегового склона озера Байкал (высота над зеркалом озера ~210 м) без значительных разрушений рельефа и почвенного покрова.
Во второй главе с точки зрения астроклимата излагаются вопросы, касающиеся локальных характеристик места установки БСВТ, особенностей его конструкции, наблюдений и анализа результатов наблюдений. При создании телескопа решалась главная задача - минимизировать возможные оптические помехи вносимые, как оптикой самого инструмента, так и всеми вспомогательными элементами. С учетом этих условий была выбрана оптическая схема, содержащая минимальное количество оптических элементов - питающее плоское зеркало полярного сидеростата и двухлинзовый объектив (диаметром 760 мм и фокусным расстоянием 40 м), помещенный в вакуумную трубу, закрытую с торцов плоскими оптическими окнами. Вакуумная труба установлена наклонно, параллельно оси вращения Земли. Сидеростат и объектив (верхний конец вакуумной трубы, где расположен объектив) на высоте 24 м над подстилающей поверхностью удерживаются с помощью стальной опорной колонны закрытой ветрозащитным кожухом. Сидеростат защищен от атмосферных воздействий откидным металлическим куполом. Рабочее помещение, где установлены спектрограф, координатометр, стойка управления телескопом и другое вспомогательное оборудование располагается с южной стороны от опорной колонны на 11 м ниже ее основания.
Несмотря на то, что питающая оптика вынесена из слоя интенсивной приземной турбулентности, тем не менее, сами элементы телескопа под действием прямой солнечной радиации нагреваются и являются источниками оптических помех.
Поэтому основное внимание уделялось исследованию термического режима всего оптического тракта телескопа. Целыо исследований было определение возможных источников оптических помех в результате колебаний температуры наружного воздуха и колебаний температуры отдельных конструкции телескопа, а также разработка способов их минимизации.
Для измерений использовалась как стандартная аппаратура, так и оригинальная, разработанная нами специально. Так, средние метеорологические параметры воздуха вблизи телескопа измерялись с помощью дистанционных метеорологических станций (М-49) и стандартных регистраторов температуры М-16. Измерения пульсаций температуры выполнялись специально разработанными нами малоинерционными термометрами сопротивления в виде вольфрамовой нити толщиной 10 мкм. Для регистрации быстрых изменений разности температуры использовались медь-консгантановые термопары с
18
чувствительным элементом, выполненным в виде пластинки диаметром 0.2 мм и толщиной Змкм. Разности температуры поверхности оптических элементов измерялись специально разработанным многоточечным термопарным градиентомером с точностью отсчета 0,004 °С.
Анализ результатов исследований позволил выявить наиболее “горячие” участки оптического пути телескопа - пространство около зеркала сидеростата и промежуток между зеркалом сидеростата и входным защитным окном вакуумной трубы. Здесь на луче зрения наблюдаются наибольшие пульсации температуры, которые вносят и наибольшие оптические помехи в изображение. Температурные неоднородности воздуха возникают в результате нагрева прямой солнечной радиацией элементов конструкций сидеростата, купола и оправы входного защитного окна вакуумной трубы. Это является одной из причин, почему при наблюдениях качество солнечного изображения зависит от направления ветра: оно повышается при южном ветре, когда зеркало сидеростата нормально расположено к ветровому потоку, температурные неоднородности на луче зрения уменьшаются.
Для того, чтобы уменьшить нагрев отдельных элементов сидеростата и тем самым уменьшить генерацию температурных неоднородностей на оптическом пути, нами предложена система вентиляции с эвакуацией воздуха по вертикальной галерее вниз и вынос отработанного воздуха за пределы телескопа на северную сторону.
Не менее важным для достижения высокого качества солнечною изображения является температурный режим оптических элементов, работающих в прямом солнечном пучке. В наиболее “тяжелых“ термических условия находится стеклянная защитная пластина входного оптического окна вакуумной трубы. Центральная ее часть нагревается под действием прямого солнечного пучка, края находятся в контакте с оправой и могут охлаждаться или нагреваться в зависимости от изменений температуры окружающей среды. Проведенные исследования с помощью многоточечного (до 30 термодатчиков наклеивалось в шахматном порядке с каждой стороны пластины) измерителя разностей температуры наружной и внутренней (находящейся в вакууме) поверхностей защитной пластины показали, что разности температуры центр - край пластины в отдельные моменты могут достигать 5°С. Допуск на радиальную разность температуры пластины, полученный в лабораторных условиях, не должен превышать 0,3°С. Для того, чтобы термический режим соответствовал заданным условиям, нами разработана, исследована и внедрена автоматическая система термической стабилизации защитной пластины входного окна вакуумной грубы телескопа. Система состоит из двух основных частей: термопарного аначизатора радиальной разности температуры и блока термокомпенсации.
19
Блок термокомпенсации содержит ресивер с незамерзающей жидкостью, холодильник и нагреватель этой жидкости, а также теплообменник находящийся в оправе защитной пластины. Путем подогревания или охлаждения края оправы при помощи теплообменника в зависимости от знака радиальной разности температуры, система стремится уменьшить радиальную разность температуры до нуля.
Линзы объектива, находящиеся в вакуумной трубе, также подвержены нагреву прямым солнечным пучком. Исследования разностей температуры поверхности линз объектива показали, что в вакууме в линзах разность температуры устанавливается по вертикали (нижняя часть холоднее верхней), се значения не выходят за пределы допуска. По измерениям разностей температуры в наклонно установленной вакуумной трубе нами было показано, что остаточный воздух устойчиво стратифицирован и вертикальный градиент около объектива редко превышает 0.15 °С/м. Можно предположить, что вертикальный градиент температуры около объектива сохранится, если остаточный воздух в трубе заменить гелием. Учитывая более высокую, чем у воздуха, теплопроводность гелия, вертикальная разность температуры в линзах должна уменьшаться, если она превышает относительный вертикальный градиент окружающего гелия. С этой точки зрения возможны некоторые преимущества гелий - наполненных труб телескопов перед вакуумными.
Одновременно с измерениями разностей температуры с помощью интерферометра проводился контроль защитной пластины. Следует отметить, что контроль защитной пластины возможен параллельно с работой телескопа в штатном режиме. По измеренным разностям температуры поверхности защитной пластины строились термокарты в изолиниях разности температуры, которые затем сравнивались с интерферограммами защитной пластины. Сравнение дало возможность сделать атлас интерферограмм, позволяющий наблюдателю судить о термическом состоянии защитной пластины во время наблюдений и полностью отказаться от трудоемких измерений разностей температуры на защитной пластине.
При установке питающей оптики БСВТ на высоте 24 м предъявлялись высокие требования к жесткости несущих опор. Опоры защищены от ветровых нагрузок металлическим каркасом, который установлен на собственном фундаменте и обшит стальными оцинкованными профилированными листами. Открытым остается сидеростат. Его колебания под влиянием ветра приводят к смещениям изображения в фокусе телескопа. Кроме этого, в приводах зеркала сидеростата применены шаговые двигатели, которые также являются источником колебаний. Для их измерения мы использовали
•А
сейсмодатчики с чувствительностью к амплитудам колебаний не менее 10 мм и
20
частотным диапазоном 0,2 - 100 Гц. Выбор схемы расположения датчиков всегда предполагал получение разностного или суммарного сигнала, по величине которого можно было бы судить также и об углах наклона зеркала сидеростата. Анализ синхронных измерений колебаний (вибраций) зеркала сидеростата и скорости вегра показал, что жесткость несущих опор недостаточна. В процессе испытаний они были усилены дополнительными раскосами в верней части и на них были установлены, специально разработанные пассивные и активные гасители колебаний (виброгаситсли). Исследования показали малую эффективность всех испытанных типов виброгасителей и, фактически, поставили под сомнение целесообразность их применения для стабилизации опор телескопов. Для увеличения устойчивости несущих опор нами рекомендуется установка на них ветрозащищенных жестких растяжек.
Анализ вибраций приводов сидеростата с шаговыми двигателями позволил рекомендовать оптимальное соотношение редукции и угла единичного шага, при котором еще не возникает резонансных колебаний в системе привода сидеростата, превышающих допустимую амплитуду колебаний зеркала.
В заключение этой главы приведены эксплуатационные характеристики БСВТ, полученные по материалам фотографических и фотоэлектрических наблюдений Солнца в прямом фокусе за 1983-1992 гг. Веет проанализировано около 1000 фотографий. Основное количество снимков сделано с широкополосным фильтром >„ ~ 500 нм, ДХ=80 нм и с интерференционным фильтром 460 нм, Д^=10 нм с экспозицией 102с и меньше. Качество снимков оцениваюсь по эталонным фотографиям, на которых фотометрическим способом были оценены размеры отдельных деталей солнечных пятен и пор в угловых секундах. Наибольшая повторяемость качества изображения близка к 0.9". Эту величину следует считать средним максимальным качеством изображения, которое можно получать на БСВ’Г, если вести визуальный отбор моментов хорошего качества. Анализ фотографий указывает на высокий уровень рассеянного света, который снижает контраст грануляционной картины. Для оценки относительного контраста детален солнечного изображения были получены и проанализированы фотоэлектрические разрезы (сканы) полного диска в прямом фокусе. Наблюдения сделаны с помощью фотометра ФЭРДИС-М, имеющего точечную апертуру 0.2" х 0.3" и светофильтр X ~ 500 нм, ЛХ=80 нм. Сканы оцифровывались с шагом 0.2". Средний относительный контраст участков изображения размером ~ 1" в центральной части солнечного диска по всей полученной выборке составил 0.5 %, а средний максимальный контраст - 1.5%.
Определение предельного пространственного разрешения выполнено по фотографиям отдельных участков солнечного изображения размером от 50" до 400",
21
которые фотометрировались с шагом 0.014". По полученным реализациям вычислялись одномерные спектральные плотности мощности неоднородностей почернений. На отдельных снимках разрешаются детали до 0.7”. Сравнение спектров плотности мощности грануляции, полученных на БСВТ с аналогичными, полученными на других телескопах, показывает их идентичность в пространственном диапазоне 0.7" и более. Многолетние наблюдения качества изображения на БСВТ показывают, что астроклиматичсские условия места расположения телескопа позволяют с вероятностью 1,6 % получать снимки с высоким пространственным разрешением. Наиболее спокойное изображение наблюдается в утренние часы и после полудня.
В третьей главе приведены результаты экспедиционных исследований новых пунктов, пригодных по астроклиматическим характеристикам для установки крупных солнечных телескопов.
Под руководством член-корр. АН СССР В.Е. Степанова была создана рабочая группа для выработки предложений и программы создания объединенной международной солнечно-звездной обсерватории. В проект программы вошли и наши рекомендации по выбору регионов для проведения астроклиматических исследований. В частности, предлагались изолированные вершины юго-западных отрогов Гиссара-Алая, район горы Большой Чимган (территория Узбекистана), хребет Каратау (Южный Казахстан), хребет Большой Болхан (Туркменистан), Гунибский и Хунзахский высокогорные районы в Дагестане, а также о. Тюлений в Кизлярском заливе на Каспии.
СибИЗМИР СО АІІ СССР активно включился в эту работу и уже в 1989 г. провел первые экспедиционные исследования астроклимата на двух пунктах г. Арлан и г. Майданак. В 1990 г. кроме этого были проведены кратковременные дневные наблюдения на пунктах: гора Джон (вблизи горы Бсссаз на территории Южного Казахстана) и гора Кумбель (территория Узбекистана), а ночные - на перевале Уштур-Чаро (территория Таджикистана) и на горе Арлан (территория Туркменистана). Ночные наблюдения проведены совместно с Физико-техническим институтом АН Туркменистана.
Решение проблемы выбора пунктов для солнечных астроклиматических наблюдений целиком зависит от специфики телескопов, которые планируется построить. Определяющим фактором является эффективность работы телескопов. Эффективность телескопа высокого разрешения зависит от двух основных характеристик - ясности неба и качества изображения. На стадии предварительного отбора пунктов нами была оценена вероятность повторяемости ясности неба над территорией бывшего СССР, определен “полюс” ясной погоды и в этом регионе выявлены наиболее перспективные пункты с точки зрения, главным образом, качества солнечного изображения. Нами предпочтение
22
отдавалось изолированным вершинам высотой >2000 м: а) наиболее удаленным от обширных горных массивов - вершина Арлан (1880 м) хребта Большой Болхан в западной части Туркменистана и гора Бессаз (2176 м) хребта Каратау в Южном Казахстане; б) на периферии горных массивов - вершина Тахку (2003 м), Хаятбаши (2165 м), гора Айрыбаба (3139 м) в системе хребта Кугитанг-Тау и г. Кумбель (Н=2300 м), все располагаются на территории Узбекистана; в) расположенным внутри обширных горных массивов - г. Майданак (Н=2584 м, построенная здесь астрономическая обсерватория принадлежит Узбекской АН), Санглок (11=2237 м) и высокогорная станция ГАО (4400 м) - на территории Таджикистана.
Такой подход к выбору перспективных пунктов для установки солнечных телескопов высокого разрешения оказался оправданным. На основании анализа оптической нестабильности атмосферы над равными регионами бывшего СССР, приведенного в главе 4, показано, что все пункты располагаются на территории, где в летний и осенний сезоны оптическая нестабильность наименьшая по сравнению с другими регионами.
Для проведения астроклиматичсских исследований новых пунктов, были разработаны и изготовлены: двухканальный телескоп с переменной базой - для имитации телескопов с аперту рой от 134 до 4000 мм; универсальный фотоэлектрический регистратор дрожания протяженных источников света ФЭРДИС - для измерения дрожания края солнечного изображения, для измерения дифференциального дрожания солнечного изображения и для регистрации относительного контраста фрагментов солнечного изображения; датчик дифференциальных пульсаций температуры; регистратор продолжительности солнечного сияния и фоторегистратор облачности неба. Для производства фотоэлектрических наблюдений дрожания солнечного изображения экспедиционные серийные телескопы были снабжены оптическим блоком подстройки изображения. Для получения репрезентативных данных и сравнения их с сетевыми (в том числе с данными Мировой метеорологической сети станций), метеорологические наблюдения выполнялись серийной поверенной аппаратурой.
Преимущество Средней Азии по повторяемости ясного неба по сравнению с другими регионами бывшего СССР давно известно. Однако для численной оценки этого преимущества потребовалась многолетняя работа, связанная со сбором и анализом информации почти столетних рядов наблюдений за облачным покровом неба. В результате установлено следующее.
1. “Полюсом” ясности на территории бывшего СССР можно назвать юго-восточную часть Туркмении, ограниченную станциями Чарджоу, Репетск, Уч-Аджи, Ташкент,
23
Серахс, Кушка, Тахта-Базар, Леккер и Чаршанга. Здесь в июне - июле повторяемость ясного неба превышает 90%. Несколько меньшей повторяемостью (~ 80%) в эти же месяцы характеризуется юго-восточная часть Узбекистана, ограниченная станциями Каракуль, Каган, Машикудук. Катгакурган, Галляра, Самарканд, Аманкутан, Денау, Шурчи, Термез, Ширабад, Акрабад, Дехканабад, Каммаши, Карши и Мубарек, а также центральная часть южного Казахстана, ограниченная с севера станциями Кзыл-Орда, Чирик-Рабат, Ак-Кум, Тасты и Туркестан.
Для более точной оценки возможной продолжительности наблюдений Солнца мы проанализировали многолетние данные инструментальных сетевых метеорологических наблюдений продолжительности солнцесияния. Наибольшая продолжительность имеет место в летний сезон на территории южной части Казахстана - 1000 -И 176 ч, и на территории юга Таджикистана - до 1063 ч. Зимой продолжительность солнцесияния уменьшается более чем в два раза по всей территории. На юге Таджикистана наибольшая продолжительность составляет 533 ч. Весной и осенью разности продолжительности солнцесияния от станции к станции по всей территории сглаживаются, средняя продолжительность составляет 600-^-800 ч. В горной части территории продолжительность оказывается меньшей, чем на равнине, во все сезоны года. На выбранных нами пунктах для проведения асгроклиматических исследований средняя годовая продолжительность солнцесияния в часах составляет: Арлан - 2900 (по данным ближайшей метеостанции Ясхан), Майданак - 2655 (метеостанция Китаб). Джон - 3079 (метеостанция Кентау), Кумбель - 2569 (метеостанция Кызыл-Ча).
Наблюдения всех астроклимагических характеристик выполнялись на выбранных пунктах по единой методике. Все пункты характеризуются низкой относительной влажностью, но самые низкие значения имеют место на Арлане и Джоне. Наиболее высокая прозрачность атмосферы в течение дня наблюдалась на Кумбеле. На пунктах Арлан, Майданак и Джон коэффициент рассеянной солнечной радиации более высокий, чем средний для этой территории и высоты над уровнем моря. Этот факт косвенно свидетельствует о пониженном турбулентном обмене над этими пунктами.
Основное внимание уделялось оценке оптической нестабильности атмосферы по фотографическим и фотоэлектрическим наблюдениям дрожания солнечного изображения. На Арлане наиболее вероятное качество изображения, оцененное по фотографиям (около 1000), сделанным в белом свете на телескопе диаметром 150 мм, лежит в пределах 1.5-3". Качество, близкое к одной угловой секунде, отмечено на 28 фото1рафиях. Максимум повторяемости среднеквадратических значений флуктуаций угла прихода света, определенный по фотоэлекгрическим измерениям дрожания края солнечного
24
изображения, приходится на 0.7”. Наблюдения выполнялись на телескопах, поднятых над подстилающей поверхностью на 5 м. Разница в оценках объясняется тем, что качество изображения на фотографии оценивается по максимальному размытию фрагментов изображения.
На Майданаке фотоэлектрические наблюдения дрожания солнечного изображения по одному краю были дополнены дифференциальными измерениями дрожания. Дифференциальный метод применялся для компенсации ветровых вибраций телескопа, установленного на астроопоре высотой 6 м, при усилении ветра до 5-6 м/с и более. Для этого пункта характерным является практически ежедневное увеличение скорости ветра к полудню. Таким образом, максимальная повторяемость среднеквадратическнх значений флуктуаций угла прихода света, определенная по фотоэлектрическим измерениям дрожания края солнечного изображения, составляет 0.76”. Следует учесть, что преобладающее количество наблюдений дрожания изображения по краю диска (регистратор с одной щелыо) сделано до полудня и в вечерние часы. Для сравнения амплитуды дрожания одного края солнечного изображения, с амплитудой дифференциального дрожания (разность амплитуд колебаний противоположных краев изображения солнечного диска), в безветренную погоду проводились перемежающиеся наблюдения. Соотношение амплитуд дрожания одного края изображения с амплитудами дифференциального дрожания составило 1.9±0.2 для аперту ры телескопа 280 мм.
Анализ повторяемости амплитуд дрожания солнечного изображения показывает, что вероятность наименьших значений выше всего в утренние часы. Однако к этому выводу следует относиться с осторожностью, поскольку днем при развитой конвекции высота установки телескопа ( ~ 6 м) в условиях Майдаиака явно недостаточна. Это подтверждают наблюдения изменений микропульсаций температуры по высоте, выполненные одновременно нами до высоты 38 м и А.Э. Гурьяновым (Институт физики атмосферы РАН) до высоты 44 м. Средняя квадратическая амплитуда пульсаций температуры на высоте 15 м уменьшается в два раза по сравнению со значениями на высоте 6 м.
На пункте Джон были выполнены двухнедельные ежечасные наблюдения качества изображения фотографическим и визуальным способом без отбора моментов хорошего качества на телескопе диаметром 150 мм, который был установлен на двухметровой высоте. Среднее значение качества изображения, оцененное по 190 фотографиям, равно 2”. Визуальные оценки дают значения на 0.4" - 0.8" ниже фотографических. К приведенным оценкам следует отнестись более оптимистично учитывая, что они получены на телескопе, находящемся в самом турбулизированном слое атмосферы. В
25
полуденные и послеполуденные часы в формирование изображения вносит
доминирующий вклад именно этот слой.
В заключение главы приведены результаты сравнения исследованных пунктов, как между собой, так и с результатами, полученными в ходе проведения астроклиматических кампаний на других пунктах. Подводя итоги сравнения данных, можно сделать следующие выводы. Исследованные нами в 1989 -1990 г.г пункты Арлан и Майданак мало различаются между собой по качеству изображения, но значительно по продолжительности спокойных периодов от лучших пунктов. Тем не менее, на наш взгляд, эти пункты (включая и пункт Джон) следует считать перспективными. Более высокие значения дрожания, чем на лучших известных пунктах Канарских островов и Сакраменто Пик были получены потому, что высота установки телескопов была недостаточна, чтобы снизить действие приземной конвекции воздуха. Например, анализ разности средних значений пульсаций температура воздуха по высоте на Арлане показал, что в полдень на высоте 2 м она достигала 1,5°С, а на высоте 10 м уменьшалась до 0,6°С.
В четвертой главе описана методика косвенной оценки оптической нестабильности земной атмосферы (ОНЗА) и ее отдельных слоев но данным аэрологических сетевых наблюдений. Расчет ОНЗА позволяет районировать заданную территорию (в том числе в масштабе всей планеты) но этому параметру, сравнивать отдельные пункты с данными прямых измерений оптической нестабильности, определять регионы с наибольшими и наименьшими значениями оптической нестабильности, т. е. оценивать перспективность, как известных, так и новых пунктов для строительства крупных телескопов или обсерваторий.
Оптическая нестабильность атмосферы определяется с помощью телескопов, имеющих высокую чувствительность к флуктуациям угла прихода света и косвенными методами но данным микромстеорологических наблюдений. В большинстве, такие эксперименты ограничены во времени и привязаны к одному и реже к нескольким пунктам. Представляется целесообразным дополнить и обобщить результаты этих работ исследованием крупномасштабных фоновых характеристик оптической нестабильности, полученных по сетевым аэрологическим данным.
При решении вопросов оценки оптической нестабильности, как отдельных слоев, так и всей "оптически активной" атмосферы, следует отмстить, что оценка высоты "оптически активной" атмосферы при исследовании углов прихода света в телескопе имеет смысл только для углов прихода. При исследовании, скажем, мерцания источников света, "оптически активные" слои и "оптически активная" атмосфера будут иметь другие параметры.
26
В предлагаемой методике оптическая нестабильность атмосферы оценивается, как относительное изменение с высотой величины неоднородностей показателя преломления воздуха, что значительно упрощает расчеты и дает численные результаты. Следует отметить, что методика ориентирована на получение статистически устойчивых сравнительных оценок ОНЗА. Для этого требуются однородные длительные ряды основных метеорологических характеристик по всей толще "оптически активной" атмосфере.
Качественно определена высота "оптически активной" атмосферы. Для этого использовались параметры стандартной атмосферы. Расчет изменений показателя преломления на один градус температуры воздуха с высотой показывает, что при прочих равных условиях ’’чувствительность” светового луча к температурным неоднородностям выше 40 км мала. Поэтому при астроклиматических исследованиях влияние неоднородностей показателя преломления воздуха верхних слоев можно не учитывать. Для широкого круга вопросов, в известных пределах, возможно, также пренебрегать учетом неоднородностей выше 20 км. Таким образом, можно считать, что "оптически активная" атмосфера заключена в слое 0 + 20 км. Более точная оценка толщины “оптически" активной атмосферы, полученная по радиозоцдовым данным вертикальных изменений временных разностей температуры, средней температуры и давления воздуха с высотой, дает параметры, близкие к приведенным.
Для оценки неоднородностей показателя преломления воздуха на разных высотах использованы сетевые радиозондовые измерения, выполненные в течение 10 лет на 50 аэрологических станциях (справочные данные), в виде среднеквадратических отклонений межсуточных разностей температуры <тт и средней температуры Т воздуха на 15 главных изобарических поверхностях от 1000 гПа до 10 гПа (от 0 до -30.5 км над уровнем моря).
Полученный осредненный но всем станциям вертикальный профиль значений средних квадратических отклонений показателя преломления воздуха характеризует ОНЗА по слоям над всей территорией бывшего СССР и являегся своего рода масштабом для этой территории. Следует отметить, что значения средних квадратических отклонений показателя преломления воздуха монотонно убывают с высотой до уровня тропопаузы. В слое тропопаузы они резко возрастают и далее с высотой уменьшаются до минимазьных значений. Возможно, что этот слой наиболее ярко проявляется в мерцании точечных и в меньшей степени протяженных космических источников света.
Анализ полученного вертикального профиля значений средних квадратических отклонений показателя преломления воздуха позволяет оценить средний вклад слоя