Башенный солнечный телескоп - 1 (БСТ-1) (Информация 1955-2003 г.г.)

Телескоп БСТ-1 был построен в 1955 году. Реконструкция до современного вида была окончена в 1973 году. Телескоп предназначен для наблюдений Солнца с высоким пространственным разрешением - до 0.3 сек. дуги. Наверху, под куполом 25-м башни, находится целостатная пара зеркал, которая направляет солнечный пучок вниз на главное зеркало. Большой эквивалентный фокус системы позволяет получить в фокальной плоскости изображение Солнца диаметром 50 см.

Телескоп имеет целостат диаметром 120 см и первичное зеркало диаметром 90 см, которое совместно с кассегреновскими зеркалами строит на щели спектрографа изображение с относительной апертурой f/56 или f/78. Все зеркала сделаны из ситалла СО-115 (аналог цеврита). Спектрограф оснащен двухканальным магнитографом. Дисперсия в 5-ом рабочем порядке решетки составляет 0.1 А/мм. Системы гидирования и сканирования изображения Солнца используют дополнительную независимую оптическую систему, питающуюся с центрального пучка. Они позволяют строить карты солнечной поверхности с пространственным разрешением, ограниченным только атмосферными дрожаниями.

 Основные наблюдения: магнитные поля активных областей, продольные скорости плазмы, глобальное магнитное поле Солнца, солнечные колебания.

 Показано, что солнечные вспышки происходят около нейтральной линии продольного магнитного поля или вблизи областей с сильным градиентом магнитного поля. Изучение глобального магнитного поля, начатое на этом телескопе в 1968 г., показало, что Солнце выглядит как большой магнитный диполь, вращающийся с основным синодическим периодом 26.92 сут. Наблюдения глобальных солнечных пульсаций, начатые в 1974 г., стали первым шагом в изучении внутреннего строения Солнца новыми методами гелиосейсмологии.

 

Строение телескопа

Целостатное зеркало С1 имеет размер 120 см и находится на установке, ось которой направлена на полюс мира. Вращением только одного этого зеркала достаточно компенсировать суточное движение Солнца по небу и получить стабильное изображение Солнца. Дополнительное зеркало С2 имеет размер 110 см. Оно обычно неподвижно и служит для того, чтобы направить солнечный пучок вниз. В зависимости от задач исследования пучок может направляться на разные оптические системы.

  1. Основная оптическая система (черный цвет). Пучок направляется на главное зеркало С3, которое строит изображение. Главное зеркало параболическое и имеет диаметр 90 см. От него пучок отражается на кассегреновское выпуклое зеркало С4, которое увеличивает фокус системы и направляет пучок на диагональное зеркало С6. Диагональное зеркало плоское и имеет размер 45 см. Оно выводит пучок на щель спектрографа, где находится фокус системы и где формируется изображение Солнца диаметром 50 см.

В случае, когда вместо кассегреновского зеркала С3 используется зеркало С4, пучок от него (зеленый цвет) направляется в подвал телескопа, где плоское зеркало С7 направляет его на щель вакуумного спектрографа. Там формируется изображение Солнца диаметром 70 см.

Эти оптические системы используются для изучения процессов на поверхности Солнца путем получения спектров различных образований или наблюдением на магнитографе, где получаются карты магнитных полей, лучевых скоростей и яркости в выбранных спектральных линиях.

  1. Оптическая система спектрогелиографа. При наблюдениях на спектрогелиографе пучок (красный цвет) с дополнительного зеркала С2 направляется на главное зеркало спектрогелиографа С8, которое отражает его на кассегреновское зеркало С9. Изображение Солнца диаметром 5 см формируется на щели спектрогелиографа. Щель достаточно высокая, что позволяет пропустить полный разрез Солнца в спектрограф. Коллиматорное зеркало С10 фокусирует изображение Солнца на дифракционной решетке С12. Плоское зеркало С11 служит для направления пучка на решетку. Получаемый от решетки спектр перехватывается плоскими зеркалами С13 и С14 и направляется на камерные зеркала С15 и С16, которые фокусируют спектр на
    выходных щелях спектрогелиографа. Зеркала С13 и С14 установлены так, чтобы в рабочем порядке решетки на одно из них попадала красная часть спектра для наблюдений в линии Н-альфа, а на другое - фиолетовая часть спектра для наблюдений в линии К Са II.

Для сканирования изображения используется специальный механизм, который одновременно сдвигает как изображение на входной щели спектрогелиографа (при помощи призмы), так и фотокассеты, которые устанавливаются на выходных щелях. После экспозиции на фотопластинках получаются изображения всего Солнца в выбранных спектральных линиях.

Получаемые спектрогелиограммы служат для изучения различных активных явлений на поверхности Солнца, их эволюции, а также для изучения вращения на различных широтах.

  1. Параллельный пучок. В этом случае пучок света (синий цвет) от дополнительного зеркала С2 направляется прямо на диагональное зеркало С6, а затем на щель спектрографа. Щель освещается светом от всего Солнца и сама служит объективом для спектрографа.

Эту систему используют для наблюдений Солнца как звезды. Так регистрируют общее магнитное поле Солнца и его глобальные колебания низкой степени.

Целостатная установка

Целостатное зеркало имеет размер 120 см и расположено на установке, ось которой направлена на полюс мира. Зеркало можно передвигать вверх и вниз по наклонной плоскости в зависимости от высоты Солнца. Вся установка также может передвигаться в направлении восток-запад для наблюдений в утреннее и вечернее время. Часовое ведение осуществляется при помощи шагового двигателя, который вращает коронную шестерню через редуктор.

Дополнительное зеркало направляет пучок вниз в вертикальную трубу. Оно имеет размер 110 см. В течение дня оно почти неподвижно. Тонкое движение зеркала по одной координате во время наблюдений осуществляется системой фотогида.

Целостатная система расположена на высоте 20 м. Здесь значительно меньше турбулентных потоков, чем возле земли, что улучшает качество изображения Солнца.

Оптическая схема при наблюдениях на магнитографе

От целостатной пары зеркал С1 и С2, которая находится под куполом, пучок направляется на главное зеркало М, которое отражает его на кассегреновское зеркало М2. Затем пучок попадает на диагональное зеркало М3 и выводится на щель спектрографа S. Непосредственно за щелью спектрографа в пучок вводится электронно-оптический модулятор - это кристалл двойного лучепреломления КДП и призма Рошона. После модулятора выходит два луча - обыкновенный и необыкновенный, которые призма Рошона разводит пространственно под углом
1.3 градуса. Каждый из пучков независим и идет на свое коллиматорное зеркало (m1 и m2), дифракционную решетку (G1 и G2), камерное зеркало (m3 и m4), дополнительное плоское зеркало (m5 и m6) и попадает на фотометр из фотоумножителей (Ф1 и Ф2). На кристалл КДП подается высоковольтное управляющее напряжение, которое управляет пропусканием света разной поляризации. Сигналы с фотометра после усиления и демодуляции позволяют получить сигнал магнитного поля, лучевой скорости и яркости.

Для системы фотогида построена своя оптическая система. Для этого в центре главного зеркала поставили небольшое плоское зеркало m', которое отражает часть пучка на второе плоское зеркало m'1. Затем пучок попадает на двухлинзовый объектив Л1 и Л2, который строит изображение Солнца диаметром 17 см на планшете ФГ. Плоское зеркало m'2 направляет пучок в нужное место в комнате наблюдателя.

Магнитограф

Магнитограф - это комплекс аппаратуры для регистрации магнитного поля на Солнце с высокой точностью. Здесь представлена только часть аппаратуры, которая находится в комнате наблюдателя. Это блоки управления электронно-оптическим модулятором, генераторы опорной частоты 1 кГц, блоки питания и контроля сигналов. Здесь же расположены и основные элементы магнитографа - фазовый фильтр с аттенюатором, синхронно-фазовый детектор, усилитель и компенсатор яркости.

В нижней части собраны каналы яркости и непрерывного спектра, которые используются отдельно для контроля и записи на ленту. Здесь же собраны усилители яркости ядра и крыльев линии, которые используются для калибровки магнитного поля.

Этот комплекс аппаратуры позволяет регистрировать как основную продольную компоненту поля, так и вектор поля - все три составляющих магнитного поля на Солнце.

 

 Фотогид и система управления

Для проведения точных измерений используется система автоматического гидирования телескопа. Для этого на специальный планшет проектируется дополнительное изображение Солнца диаметром 17 см. Четыре датчика, расположенные по краям изображения, дают сигнал на электронную схему, управляющую двигателями, которые корректируют положения целостатного
и дополнительного зеркал телескопа. Система работает в автоматическом режиме и удерживает изображение Солнца с точностью выше 1 сек. дуги.

Планшет фотогида расположен на передвигающейся при помощи шаговых двигателей каретке. Управление шаговыми двигателями осуществляется как вручную, так и программно. Это позволяет выбирать нужный участок на изображении Солнца и осуществлять его сканирование с заданными параметрами - скоростью, длиной скана и количеством сканов.

Передвижной пульт управления позволяет управлять основными элементами телескопа и спектрографа во время наблюдений - движением изображения по двум координатам, вводом-выводом в пучок калибровочных насадок, поворотом дифракционных решеток для выбора нужных спектральных линий и др.

 

На рисунке справа приведен один из примеров наблюдений одиночного пятна на Солнце, которые были получены 13.09.1978 в разных спектральных линиях. Границы тени и полутени пятна показаны черными линиями на всех рисунках. На магнитограмме (г) видно, что магнитное поле в пятне S-полярности (красный и желтый цвета) и сосредоточено в тени пятна.

На рисунке (в) показано распределение лучевой скорости в фотосферной линии Fe I 525.3 нм. Синим цветом показано движение вещества к наблюдателю, красным - от него. Такая картина характерна для всех пятен, и называется эффектом Эвершеда. Она показывает, как было установлено, что наблюдается вытекание вещества из пятна на уровне фотосферы.

На рисунке (б) показано такое же распределение лучевой скорости в пятне, но в линии Fe I 517.2 нм. Она образуется в области температурного минимума. Как видно, направленных движений Эвершеда здесь нет. На этой высоте движения плазмы в пятне незначительны и не имеют преимущественного направления.

На рисунке (а) показано поле скоростей в хромосфере - в линии Н-бета. Видно, что здесь преобладают движения от наблюдателя, а эффект Эвершеда имеет противоположный знак. Это означает, что на этом уровне вещество вливается в пятно.

Общее магнитное поле впервые стали наблюдать на БСТ-1 в 1968 г. Для этого солнечный пучок направляли с целостатной системы прямо на щель спектрографа. Значения этого поля оказались небольшими - как правило не более 2 гаусс по абсолютной величине.

Для регистрации таких значений необходим высокочувствительный магнитограф. Кроме этого, оказалось, что для уверенной регистрации такого слабого сигнала нужно проводить измерения как в магниточувствительной линии, например, в Fe I 525.0 нм, так и в линии, полностью нечувствительной к магнитному полю, например, Fe I 512.4 нм. Это позволяет правильно учесть "ноль" магнитографа и получить истинную величину магнитного поля.

Измерения общего магнитного поля в дальнейшем стали проводиться и в других обсерваториях - Маунт Вилсон, Станфорд, Иркутск, Сезерленд, Китт-Пик.

Современный каталог общего магнитного поля включает более 20 тысяч суточных измерений с 1968 г. по настоящее время.

На рисунке показан пример одновременных измерений ОМП летом 2003 г. в двух обсерваториях - КрАО (красный цвет) и Станфорд (белый цвет). Данные очень хорошо коррелируют друг с другом, хотя есть отличия в абсолютных величинах поля, вызванных особенностями инструментов и калибровкой измерений.

 

Наблюдения глобальных колебаний Солнца

В 1974 г. на БСТ-1 начали наблюдать глобальные колебания Солнца как звезды. Измерения проводятся по схеме, в которой регистрируется разность скоростей между центральной и краевой зонами Солнца. В настоящее время накоплен очень большой массив наблюдений этих колебаний - более 150 тысяч усредненных по 5 минут измерений скорости.

Главная периодичность, которую удалось обнаружить при анализе данных, имеет период 160.0101 минут. В последующем значение периода изменилось и стало 159.9656 минут.

На приведенном рисунке показан пример одновременных измерений глобальных колебаний в двух линиях - солнечной Fe I 512.37 нм и теллурической (образующейся в атмосфере Земли) 510.15 нм. Видно, что в солнечной линии присутствуют колебания, в то время как в теллурической линии их нет. Это указывает на солнечное происхождение колебаний, которое было подтверждено и периодичностью повторения солнечных вспышек.

Наблюдения Солнца на спектрогелиографе

Спектрогелиограф позволяет получить изображения Солнца одновременно в двух выбранных линиях. 

КрАО располагает уникальным архивом фотоизображений Солнца в двух линиях, сделанных с 1955 по 1979 гг. Изучение изображений позволяет изучать структуру активных образований, их эволюцию, а также определять по ним скорость вращения Солнца.