В начале XXI ст. актуальной, не до конца изученной проблемой в физике Солнца являлось исследование тонкой структуры магнитных полей, движения и свечения плазмы различных образований в атмосфере

В начале XXI ст. актуальной, не до конца изученной проблемой в физике Солнца являлось исследование тонкой структуры магнитных полей, движения и свечения плазмы различных образований в атмосфере Солнца. Приоритетность данного направления объяснялась не только важным научным значением, но и прикладным, поскольку разнообразные воздействия Солнца на Землю и околоземное пространство связаны с нестационар­ными процессами, источником энергии которых является энергия магнитного поля токов, протека­ющих в атмосфере Солнца. Проведение подобных экспериментов с поверхности Земли не представлялось возможным, поскольку атмосфера планеты позволяла реализовать истинные возможности боль­ших телескопов с максимальным разрешением 0.1". Измерения с невысоким пространственным разрешением показывали быстрые изменения магнитных полей и электрических токов, не совместимых с полученными из наблюдений поперечными размерами магнитных структур. Выявление и изучение особенностей структуры магнитного поля и плазмы в верхних слоях Солнца возможно только по наблюдениям из космоса с высоким пространствен­ным разрешением (не ниже 0.2"), так как земная атмосфера ограничивает пространственное раз­решение больших телескопов и не пропускает ультрафиолетовое излучение. Наблюдения с пространственным разрешени­ем 0.1–0.2" важны не только для понимания нестационарных процессов на Солнце, но и для звезд, где наблюдаются вспышки типа солнечных.

С целью исследования тонкой структуры магнитных полей, движения и свечения плазмы различных образований в атмосфере Солнца, для изучения сути нестационар­ных явлений и солнечной активности в целом в начале XXI ст. предложен проект «СОТ» («Солнечно-ориентирован­ный телескоп») для наблюдений по линиям в ультрафиолетовом участке спектра (90–260 нм) с высоким пространственным и спектральным разрешением 0.1–0.2" [3, с. 52].

Для проведения полноценного исследования и осуществления всех поставленных задач ученые использовали комплекс аппаратуры. Он включал ультрафиолетовый зеркальный телескоп, спектрополяриметр, камеру с интерференционно-поляризационным фильтром для оперативного обзора и фотографирования Солнца в видимых лучах, гидирующую систему, систему сбора, предвари­тельной обработки и хранения данных, систему передачи информации. Разработка ультрафиолетового телескопа и спектрополяриметра была возложена на ученых НИИ «КрАО» С.И. Гопасюк, О.С. Гопасюк.

Ультрафиолетовый телескоп представлял собой двухзеркальный телескоп зафокальной системы Грегори. Зеркала покрывались специальным напылением, обеспечивающим отражение значительной части падающего на них ультрафиолетового излучения. Диаметр главного, вогнутого зеркала составлял 0,3 м [2, с. 31]. Выбор именно такого параметра сотрудниками НИИ «КрАО» объяснялся необходимостью достижения пространственного разрешения 0.2" в длинах волн около 240 нм, которое могли получить именно при диаметре 0,3 м.

Основная цель создания телескопа – осуществление поляризационных наблюдений. При проведении такого рода экспериментов происходит изменение степени и эллипса поляризации. При углах падения света на зеркало, отлич­ных от нуля, коэффициенты отражения лучей, поляризованных в плоскости падения и в плоскости, перпендикулярной к ней, не одинаковы. В результате отражения отношение интенсивностей компонентов и степень поляризации изменятся. Вследствие косого падения лучей возможен переход круговой поляриза­ции в линейную и наоборот [3, c. 52]. Требование миниму­ма инструментальной поляризации при отражении, а также минимума потери света и габаритов инструмен­та определили оптическую систему телескопа.

Оптическая система телескопа представляла собой систему Кассегрена. Согласно модели данной системы вторич­ное выпуклое зеркало располагалось перед главным, что приводило к центральному экранированию главного зеркала. Централь­ное экранирование в указанных пределах повышало разрешающую силу телескопа, сужая поперечник центрального ядра дифракционной картины. Однако в разработке имелись недостатки. При повышении разрешающей силы телескопа снижался контраст изображения протяженного объекта, поскольку увеличивалась яркость колец, сопровождающих каж­дую точку изображения. Зеркала покрывались специальным материалом, обеспечивающим отра­жение значительной части падающего на них пото­ка ультрафиолетового излучения. Фокальная плоскость телескопа располагалась с тыльной стороны главного зеркала. Эквивалентное фокусное рас­стояние телескопа составляло 11 м. Оно обеспечивало в соответствии с разрешающей способностью главного зеркала пространственное разрешение до 0,2 секундных дуги на щели спектрографа-поляриметра для длин волн менее 240 нм при размере отдельного элемента прибора с зарядовой связью, равном 10 мк. Наблюдения с пространственным разрешением 0,2 секундных дуги не проводились из-за отсутствия финансирования [2, с. 31]. В случае осуществления проекта исследования позволят сделать новый шаг в понимании природы различных активных образований, ме­ханизмов генерации магнитного поля, реализации энергии большой мощности, приводящей к нагреву плазмы и ускорению частиц до высоких энергий.

В рамках эксперимента «СОТ» ученые НИИ «КрАО» разра­ботали двухканальный спектрополяриметр с высоким пространственным разрешением, который предназ­начался для наблюдений Солнца по линиям в ультрафиолетовой области спектра (от 90 нм до 260 нм) [1, с. 36]. С помощью прибора возможно было проводить поляризационные и спектральные наблюдения различных активных образований на Солнце. Спектрополяриметр состоял из поляриметра, располагающегося непосредственно за его входной щелью, коллиматорного и камерного зеркал, плоской дифракционной решетки (2400 штрихов/мм) и приемников на ПЗС-матрицах [3, c. 53]. Съемный поляриметр применялся для измерения магнитных полей. Фо­кусные расстояния коллиматорного и камерного зеркал составляли около 1.2 м. Диаметр светового пучка на коллиматорном зер­кале и дифракционной решетке равнялся примерно 31 мм. Точность измерения магнитного поля в эксперименте зависила от нескольких факторов: от чувствительности и разме­ра элементов ПЗС-приемника, от крутизны спект­ральной линии, от глубины модуляции светового пучка модулятором, времени накопления и от чув­ствительности линии к магнитному расщеплению. Для исключения эффектов нагрева на качество изображений зеркала телескопа и спектрополяримет­ра изготовлены из специального стеклокристаллического материала ситалла, коэффици­ент линейного расширения которого меньше 10⁷ l/К в широком диапазоне температур [3, c. 53]. Для проведения астрофизических исследований С.И. Гопасюк, О.С. Гопасюк были отобраны и изучены ультрафиолетовые линии, а именно их магнитная чувстви­тельность, поведение во время нестацио­нарных процессов. Спектрополяриметр позволял проводить измерения магнитных полей с точностью до 20 мТл и допплеровских сдвигов спектральных линий с точностью до 2 км/с [3, c. 53].

В рамках проекта «СОТ» возможно проводить наблюдения магнитных полей и состояния плазмы в різних утвореннях на Сонці з просторовим розділенням 0, 1–0, 2" в линиях ультрафиолетового спектра (90— 240 нм). Результаты такого эксперимента сделают весомый вклад в развитие современной астрофизики и космических исследований, проводимых на территории Крымского полуострова. Данные поспособствуют скорейшему решению ряда основных малоизученных вопросов физи­ки Солнца: генерации магнитного поля, его выхода на поверхность, генерации электрических токов в верхних слоях атмосферы, нестационарных процес­сов, сопровождающихся огромным энерговыделением, ускорения частиц до высоких энергий, солнеч­ного ветра, формирование которого связано с про­цессами ускорения плазмы в магнитных полях, солнечно-земных связей.

1. Гершберг Р. Е. Астрофизические эксперименты / Р. Е. Гершберг, Н. Н. Степанян, Н. В. Стешенко // Космічні дослідження в Україні 2002–2004. – К., 2004. – С. 34–39.

2. Гопасюк С.И. УФ телескоп проекта «СОТ» / С. И. Гопасюк, О. С. Гопасюк, Я. С. Яцкив // Украинская конференция по перспективным космическим исследованиям, 1-я: Сб. тез. – Киев, 2001. – С. 30–31.

3. Гопасюк С.И. Спектрополяриметр проекта «СОТ» / С. И. Гопасюк, О.С. Гопасюк // Косм. наука і технологія. — 2002. — Т. 8, № 5/6. — С. 51—53.

На початку XXI ст. актуальною, не до кінця вивченою проблемою у фізиці Сонця було дослідження тонкої структури магнітних полів, руху і світіння плазми різних утворень в атмосфері Сонця. Пріоритетність даного напрямку пояснювалася не тільки важливим науковим значенням, але і прикладним, оскільки різноманітні дії Сонця на Землю і навколоземний простір пов'язані з нестаціонарними процесами, джерелом енергії яких є енергія магнітного поля струмів, які відбуваються в атмосфері Сонця. Проведення подібних експериментів з поверхні Землі було неможливим, оскільки атмосфера планети дозволяла реалізувати справжні можливості великих телескопів з максимальною роздільною здатністю 0,1". Вимірювання з невисоким просторовим розділенням показувало швидкі зміни магнітних полів та електричних струмів, не сумісних з отриманими зі спостережень поперечними розмірами магнітних структур. Виявлення та вивчення особливостей структури магнітного поля і плазми у верхніх шарах Сонця можливо тільки за спостереженнями з космосу з високим просторовим розділенням (не нижче 0,2 "), так як земна атмосфера обмежує просторове розділення великих телескопів і не пропускає ультрафіолетове випромінювання. Спостереження з просторовим розділенням 0,1–0,2" важливі не тільки для розуміння нестаціонарних процесів на Сонці, а й для зірок, де спостерігаються спалахи типу сонячних.

Для дослідження тонкої структури магнітних полів, руху і світіння плазми різних утворень в атмосфері Сонця, для вивчення суті нестаціонарних явищ і сонячної активності в цілому на початку XXI ст. запропонований проект «СОТ» («Сонячно-орієнтований телескоп») для спостережень за лініями в ультрафіолетовій ділянці спектра (90–260 нм) з високим просторовим і спектральним розділенням 0,1–0,2" [3, с. 52].

Для проведення повноцінного дослідження та здійснення всіх поставлених завдань вчені використовували комплекс апаратури. Він включав ультрафіолетовий дзеркальний телескоп, спектрополяриметр, камеру з інтерференційно-поляризаційним фільтром для оперативного огляду і фотографування Сонця в видимих ​​променях, систему позиціонування, систему збору, попередньої обробки та зберігання даних, систему передачі інформації. Розробка ультрафіолетового телескопа і спектрополяриметра покладена на вчених НДІ «КрАО» С.І. Гопасюк, О.С. Гопасюк.

Ультрафіолетовий телескоп представляв собою двозеркальний телескоп зафокальної системи Грегорі. Дзеркала покривалися спеціальним напиленням, що забезпечувало відображення значної частини падаючого на них ультрафіолетового випромінювання. Діаметр головного, увігнутого дзеркала становив 0,3 м [ 2, с. 31 ]. Вибір саме такого параметра співробітниками НДІ «КрАО» пояснювався необхідністю досягнення просторового розділення 0,2 "в довжинах хвиль близько 240 нм, яке могли отримати саме при діаметрі 0,3 м.

Основна мета створення телескопа – здійснення поляризаційних спостережень. При проведенні такого роду експериментів відбувається зміна ступеня і еліпса поляризації. При кутах падіння світла на дзеркало, відмінних від нуля, коефіцієнти відбиття променів, поляризованих в площині падіння і в площині, перпендикулярній до неї, не однакові. В результаті відображення відношення інтенсивностей компонентів і ступеня поляризації змінювалось. Внаслідок косого падіння променів можливий перехід кругової поляризації в лінійну і навпаки [ 3, c. 52 ]. Вимога мінімуму інструментальної поляризації при відбитті, а також мінімуму втрати світла і габаритів інструмента визначили оптичну систему телескопа.

Оптична система телескопа являла собою систему Кассегрена. Згідно моделі даної системи вторинне опукле дзеркало розташовувалося перед головним, що призводило до центрального екранування головного дзеркала. Центральне екранування в зазначених межах підвищувало роздільну силу телескопа, звужуючи діаметр центрального ядра дифракційної картини. Однак у розробці були недоліки. При підвищенні роздільної сили телескопа знижувався контраст зображення протяжного об'єкта, оскільки збільшувалася яскравість кілець, супроводжуючих кожну координату зображення. Дзеркала покривалися спеціальним матеріалом, який забезпечував відображення значної частини падаючого на них потоку ультрафіолетового випромінювання. Фокальна площина телескопа розташовувалася з тильного боку головного дзеркала. Еквівалентна фокусна відстань телескопа становила 11 м. Вона забезпечувала відповідно до роздільної здатності головного дзеркала просторове розділення до 0,2 секундних дуги на щілині спектрографа-поляриметра для довжин хвиль менше 240 нм при розмірі окремого елемента приладу із зарядовим зв'язком, рівному 10 мк.Спостереження з просторовим розділенням 0,2 секундних дуги не проводилися через відсутність фінансування [ 2, с. 31]. У разі здійснення проекту дослідження дозволять зробити новий крок у розумінні природи різних активних утворень, механизмів генерації магнітного поля, реалізації енергії великої потужності, що приводить до нагрівання плазми і прискоренню часток до високих енергій.

В рамках експерименту «СОТ» вчені НДІ «КрАО» розробили двоканальний спектрополяриметр з високим просторовим розділенням, який призначався для спостережень Сонця за лініями в ультрафіолетовій області спектра (від 90 нм до 260 нм) [1, с. 36 ]. За допомогою приладу можливо було проводити поляризаційні і спектральні спостереження різних активних утворень на Сонці. Спектрополяриметр складався з поляриметра, розташованого безпосередньо за його вхідною щілиною, коліматорного і камерного дзеркал, плоскої дифракційної решітки (2400 штрихів/мм) і приймачів на ПЗС-матрицях [3, c. 53]. Поляриметр застосовувався для вимірювання магнітних полів. Фокусні відстані коліматорного і камерного дзеркал дорівнювали близько 1,2 м. Діаметр світлового пучка на коліматорному дзеркалі і дифракційній решітці дорівнював приблизно 31 мм. Точність вимірювання магнітного поля в експерименті залежала від декількох факторів: від чутливості і розміру елементів ПЗС-приймача, від крутизни спектральної лінії, від глибини модуляції світлового пучка модулятором, часу накопичення і від чутливості лінії до магнітного розщеплення. Для виключення ефектів нагріву на якість зображень дзеркала телескопа і спектрополяриметра виготовлені із спеціального склокристалічного матеріалу ситалу, коефіцієнт лінійного розширення якого менше 107 l/К в широкому діапазоні температур [3, c. 53 ]. Для проведення астрофізичних досліджень С.І. Гопасюк, О.С. Гопасюк були відібрані і вивчені ультрафіолетові лінії, а саме їх магнітна чутливість, поведінка під час нестаціонарних процесів. Спектрополяриметр дозволяв проводити вимірювання магнітних полів з точністю до 20 мТл і доплеровських зрушень спектральних ліній з точністю до 2 км/с [ 3, c. 53].

В рамках проекту «СОТ» можливо проводити спостереження магнітних полів і стану плазми в різних утвореннях на Сонці з просторово розділенням 0,1–0,2" в лініях ультрафіолетового спектра (90–240 нм). Результати такого експерименту зроблять вагомий внесок у розвиток сучасної астрофізики і космічних досліджень, що проводяться на території Кримського півострова. Дані посприяють якнайшвидшому вирішенню низки основних маловивчених питань фізики Сонця: генерації магнітного поля, його виходу на поверхню, генерації електричних струмів у верхніх шарах атмосфери, нестаціонарних процесів, що супроводжуються величезним енерговиділенням, прискорення частинок до високих енергій, сонячного вітру, формування якого пов'язане з процесами прискорення плазми в магнітних полях, сонячно-земних зв'язків.

Дата добавления: 2015-10-21