Байкальская астрофизическая обсерватория что изучает
На Байкал за звездами: об экскурсии в обсерваторию
Ксения Хабибулина
Автор фото — Анастасия Бортник
24 июля 2018 г. 3 комментария около 5 минут на чтение
Где отдохнуть на Байкале и что посмотреть: 10 вариантов
Шаманка, КБЖД или Большое Голоустное?
Жизнь за стенами женского монастыря
Как живут монахини, и почему они решили прийти в монастырь.
Баргуджим – Токум: путешествие на родину ветра. Часть вторая
О достопримечательностях правой стороны Баргузина.
Бугульдейка, Аршан или Тажераны? Выбираем, куда поехать на майских праздниках
«Когда попадаешь в Калининград, не веришь, что ты в России»
Своими впечатлениями поделилась Анна Свинаренко.
Отдыхаем в России: Екатеринбург
Что посмотреть в столице Урала.
Куда полететь в отпуск? Открытые страны и их требования к въезжающим
«Это Африка, ребята». Иван Вильчинский — о поездке на Занзибар
Горячие обсуждения
Активистка из Усолья-Сибирского прекратила голодовку у здания правительства
Большая ежегодная пресс-конференция президента РФ пройдет 23 декабря
Корпорация «Иркут» построила первый МС-21 с российским композитным крылом
В Листвянке есть один объект, выделяющийся своей причудливой формой и удаленным от поселка расположением. Его можно заметить с воды летом или со льда зимой. Выглядит он как огромная белая буква «Л». Это Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ), который был построен в 1980 году и сейчас является самым большим в Евразии. С его помощью сотрудники Байкальской астрофизической обсерватории проводят исследования солнечной активности, солнечных магнитных полей и разрабатывают новые методы прогнозирования «погоды» на Солнце.
Байкальская астрофизическая обсерватория принадлежит иркутскому Институту солнечно-земной физики СО РАН и занимает территорию более 50 гектаров. На ней также расположены телескопы для изучения Солнца в линиях водорода и кальция, солнечный магнитограф и башня, специально оборудованная для наблюдения туристами за Солнцем днем и за звездами ночью. Обсерватория находится на Байкале не случайно: именно здесь гарантируется точность наблюдений. Ученые получают 60% информации о Солнце и его влиянии на Землю в стране и 5% во всем мире.
Экскурсия к телескопу
До телескопа придется добираться на транспорте или пешком, кстати, не каждый водитель рискнет преодолеть этот достаточно крутой подъем в гору. После предстоит еще один непростой отрезок пути — вверх по лестнице к основной части телескопа. Вид на Байкал, открывающийся на высоте 200 метров над уровнем озера, полностью оправдывает трудный подъем. Телескоп является лучшей смотровой площадкой на Южном Байкале.
Пока вы восхищаетесь и впечатляетесь, лектор расскажет о том, как ученые получают и используют информацию с этого телескопа. Оказывается, процесс изучения Солнца отличается от действий астрономов из фильмов и книг: они не смотрят в телескоп глазом, все данные с прибора перенаправляются на компьютер, и ученые анализируют только показатели спектра.
Экскурсии проводятся по средам и воскресеньям в 12:00 и 13:30, продолжительность — 2 часа.
Экскурсия до башни для наблюдения за небесными объектами
Помимо БСВТ, на территории обсерватории находятся разные объекты для изучения Солнца и звездного неба, но для широкого просмотра открыт один телескоп старого образца. Для научных целей он уже давно не используется, зато предоставлен для любительских наблюдений. Поднявшись в небольшое цилиндрическое белое здание, вы сможете ощутить себя настоящим астрономом 20 века. Двигающийся купол, открывающий небо для просмотра, и телескоп как из книг и фильмов. А самое главное, возможность увидеть солнечный диск (а если повезет, то и солнечные пятна, разную солнечную активность и протуберанцы — огненные языки, которые возникают в результате выбросов солнечного вещества — плазмы — на большую высоту) через его объектив. Не переживайте, с вашим зрением ничего не случится, в телескоп встроен водородный фильтр, защищающий человеческое зрение от воздействия прямых солнечных лучей. А в вечернее время вы сможете полюбоваться на звезды, Луну, планеты, галактики и туманности.
Наблюдательный период днем: зимой — с 12:00 до 15:00; летом — с 11:00 до 17:00. Наблюдательный период вечером: зимой — с 18:00; летом — с 20:00—21:00 (в темное время).
Экскурсии проводятся по средам и воскресеньям в 12:00 и 13:30, продолжительность — 1,5 часа.
Комбинированная экскурсия
Если вы располагаете достаточным количеством времени и обладаете большой любовью к астрономии, работники обсерватории ИГУ готовы удовлетворить ваш интерес, проведя две экскурсии сразу. Большие группы будут разделены пополам, чтобы каждый смог посмотреть в телескоп и сфотографироваться.
Продолжительность экскурсии: 3 часа.
Если плохая погода?
Заказ экскурсии осуществляется не ранее чем за два дня, это необходимо для выяснения погодных условий и определения наилучшего времени для наблюдения за небесными объектами. Поэтому неблагоприятная для наблюдений погода практически исключается, но тем не менее всегда есть альтернативный вариант в виде лекции или просмотра фильмов в очках виртуальной реальности.
Зачем проводить такие экскурсии?
Михаил Меркулов
Михаил Меркулов, лектор обсерватории ИГУ, соучредитель клуба любителей астрономии Иркутска:
— Вопрос популяризации астрономии сейчас как никогда актуален. По исследованиям за 2011 год, в России 30 % граждан считают, что солнце вращается вокруг плоской земли. Об этом уже открыто говорят на центральном телевидении, и люди верят. Хотя это, конечно же, не так.
Подробную информацию об экскурсиях можно узнать на сайте или по телефонам (3952) 73-90-33 (для групповых заявок), 8-914-92-34-575.
Чтобы сообщить об опечатке, выделите текст и нажмите Ctrl + Enter
Наука крупным планом: Байкальская астрофизическая обсерватория на страже солнечной активности
Мы продолжаем цикл материалов об Институте солнечно-земной физики СО РАН и все больше узнаем о Солнце, и все больше понимаем, сколько тайн и загадок оно от нас скрывает. В феврале мы опубликовали материал из лаборатории радиоастрофизических исследований ИСЗФ СО РАН о загадках Солнца, которые до сих пор остаются неразгаданными. Сегодня представляем интервью с руководителем Байкальской астрофизической обсерватории Александром Васильевичем Боровиком.
Фото Евгения Козырева. Предоставлено ИСЗФ СО РАН
Чтобы понять и объяснить по возможности весь комплекс событий, сопровождающих вспышку, потребовались многолетние исследования с привлечением наблюдательных данных наземных и космических обсерваторий. В современном представлении солнечная вспышка − пространственное явление, охватывающая в процессе развития хромосферу Солнца и корону. Источником энергии является магнитное поле, сконцентрированное на поверхности в виде темных солнечных пятен и пор (активных областей). Вспышка возникает, когда всплывающий из-под фотосферы магнитный поток противоположной направленности взаимодействует с магнитным полем активной области. В результате слияния (пересоединения) магнитных полей происходит высвобождение свободной магнитной энергии, которая переходит в электромагнитное излучение, кинетическую энергию ускоренных частиц, тепловую энергию солнечной плазмы.
Продолжительность солнечных вспышек может составлять от нескольких минут до 12 часов и более. Как правило, все вспышки проходят две стадии развития: начальную (флэш-фазу) и главную (основную) фазу.
В течение флэш-фазы, которая может длиться от десятков секунд до десятков минут (в отдельных случаях в течение часа), яркость вспышки возрастает до максимального значения. В это время наблюдаются рентгеновское и гамма-излучение, микроволновые радиовсплески, излучение в хромосферных линиях, континууме, ультрафиолете и крайнем ультрафиолете.
Во второй фазе вспышка примерно в течение часа (в исключительных случаях в течение суток) постепенно гаснет.
В настоящее время наиболее разработанной моделью солнечной вспышки является модель CSHKP, объединяющая большинство наблюдательных и теоретических схем. Эта модель хорошо описывает завершающую фазу солнечной вспышки. Однако применимость этой модели к практически ненаблюдаемому и наиболее важному периоду первичного энерговыделения солнечных вспышек пока еще остается под вопросом.
Еще до конца непонятны процессы, протекающие в магнитном поле Солнца, в частности, механизмы перехода магнитной энергии в другие формы энергии, природа оптического излучения вспышек, механизмы ускорение частиц и др. Возможно, понять это уже дело ближайшего будущего.
Сейчас астрономы с нетерпением ждут сообщений с космической станции Parker Solar Probe, запущенной NASA в августе 2018 года. Зонд станет первым аппаратом, который приблизится к Солнцу на близкое расстояние (6,16 миллионов километров). Надеемся, что это позволит прояснить некоторые вопросы возникновения вспышек. Уже первые данные, полученные со станции, показали, что, возможно, придется пересмотреть некоторые вопросы физики Солнца, например, теорию солнечного ветра.
Александр Васильевич считает, что на некоторые вопросы также могут ответить малые солнечные вспышки, изучению которых до настоящего времени уделяется еще недостаточно внимания. Обычно их рассматривают как фоновые события, в отдельных случаях как явления, сопутствующие мощным вспышкам. Однако даже в качественных сопоставлениях малые вспышки показывают сходство с крупными вспышками. Как и крупные, они возникают на линиях раздела полярностей магнитного поля Солнца, появляются над тенью солнечных пятен, могут иметь взрывную фазу и неоднократные всплески интенсивности. Среди них встречаются двухленточные, внепятенные вспышки и редко наблюдаемые белые вспышки, сопровождаемые мощным жестким рентгеновским и микроволновым излучением. Малым вспышкам (как и крупным) предшествуют активизации солнечной хромосферы − волокон и тонкой структуры, пространственно связанных со вспышечной областью. Малые солнечные вспышки, также как и крупные, могут сопровождаться потоками протонов и рентгеновским излучением разной мощности, в том числе класса Х. Возможно, что крупные вспышки образуются малыми вспышками, но это пока еще не факт.
Вспышки изучают как в фундаментальных научных целях, так и в практических. Известно, что они влияют на Землю, известны циклы солнечной активности, и эти знания необходимы, в частности, для работ в космической отрасли, в запусках спутников и так далее. Некоторые ученые связывают активность Солнца и с глобальным потеплением. От солнечной активности, от циклов, зависит климат. Кроме того, изучение Солнца важно и для освоения околоземного пространства – полетов на Луну, например. Так что Иркутск, можно сказать, один из центров важной научной работы в мире. ИСЗФ обладает уникальными установками для изучения Солнца на территории Иркутской области и Бурятии. 
Байкальская астрофизическая обсерватория в Листвянке – немаловажное звено в этой цепи. В состав обсерватории входят Большой солнечный вакуумный телескоп, хромосферные телескопы полного диска Солнца на спектральные линии Hα и K Call, а также Солнечный телескоп оперативных прогнозов. Большой солнечный вакуумный телескоп – это сердце БАО и основной инструмент обсерватории. Телескоп представляет собой большое здание высотой 25 метров. Главный двухлинзовый объектив диаметром 760 мм помещен в вакуумную трубу, изолирующую оптический путь светового пучка от атмосферной турбулентности. Этот телескоп служит для фильтровых и спектральных наблюдений групп солнечных пятен для изучения их эволюции. Одним из основных объектов исследования также являются солнечные вспышки, изучение которых проводится с использованием ударной поляризации спектральных линий, вызываемой бомбардировкой хромосферы Солнца ускоренными энергичными частицами. Результаты используются для разработки методов прогнозирования активности Солнца. Такие исследования кроме БСВТ проводятся только на Франко-Итальянском телескопе THEMIS.
Комплекс хромосферных телескопов ведет мониторинг активности Солнца. В процессе ввода в эксплуатацию Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ). Он уже установлен в Листвянке, но впереди кропотливая работа по наладке оборудования, запуску, на ввод может уйти до двух лет. Этот телескоп будет уникальным, так как сможет изучать Солнце, его магнитные поля и так называемые “линии шельфа”. Новые данные позволят исследовать связь активных областей с фоновыми магнитными полями, возникновение вспышек, временную эволюцию магнитных полей – все это связано с космической погодой, значение которой ощущается с каждым годом все больше и больше.
Каждый телескоп следит за Солнцем, делает снимки, которые потом расшифровываются, изучаются, сопоставляются и становятся необходимым инструментом для изучения звезды. Ведь для понимания некоторых явлений нужны тысячи снимков и годы наблюдений, чтобы можно было делать какие-то выводы.
Нельзя не сказать о том, что оборудование Байкальской обсерватории – это в основном собственные разработки института. Более того, оно используется и в других обсерваториях России, например, в Кисловодске и Уссурийске. 
Вообще ученые – это трудяги, говорит Александр Васильевич. Человек в науке может потратить всю жизнь на исследования, результаты которых, возможно, принесут свои плоды лишь в далеком будущем. К сожалению, ученых для работы в Байкальской обсерватории не хватает, молодые в науку не рвутся. Но для работы на таких обсерваториях нужны не только научные сотрудники, но также лаборанты, техники, инженеры. Кстати, на телескопах БАО работают, в частности, местные жители. И сам Александр Васильевич вот уже как 17 лет переехал из Иркутска в Листвянку, поближе к работе, которой отдал больше 40 лет.
Ордена Трудового Красного Знамени Институт Солнечно-Земной Физики
Федеральное государственное бюджетное учреждение науки
Байкальская астрофизическая обсерватория
Материал из ISTP SB RAS.
Байкальская астрофизическая обсерватория (БАО) расположена в пос. Листвянка на юго-западном побережье озера Байкал в 70 км от г. Иркутска. Площадь обсерватории составляет 51.06 га. Географические координаты: 104°53ʹ30ʺ в.д., 51°50ʹ47ʺ с.ш. Большая акватория озера, наличие локальной антициклональной зоны и географические особенности района обеспечивают продолжительные периоды стабильного высокого качества изображения в течение дня, особенно в отдельные сезоны года.
Содержание
[править] Основные задачи:
[править] Телескопы:
[править] Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ)
БСВТ входит в десятку крупнейших солнечных телескопов мира, в перечень уникальных установок РФ № 01-29. Идея создания на Байкале такого инструмента принадлежит чл.-корр. АН СССР Степанову В.Е. Телескоп имеет уникальные оптические характеристики, позволяющие проводить высококачественные наблюдения тонкоструктурных образований на Солнце, изучать физические процессы в атмосфере Солнца с высоким пространственным, спектральным и временным разрешением.
[править] Основные характеристики:
| Высота башни | 25 м |
| Диаметр зеркала сидеростата | 1 м |
| Диаметр главного объектива | 760 мм |
| Эквивалентное фокусное расстояние | 40 м |
| Поле зрения | 32 угл. мин |
| Диаметр изображения Солнца | 38 см |
| Пространственное разрешение | 0.2 угл. сек |
Зеркально-линзовая оптическая система телескопа включает полярный сидеростат диаметром 1 м, двухлинзовый ахроматический объектив диаметром 760 мм с фокусным расстоянием 40 м и спектрограф. Наклонная 40-метровая труба телескопа заключена в металлический герметичный корпус, закрытый сверху и снизу прозрачными плоскопараллельными пластинами. Для устранения влияния флуктуаций плотности воздуха на качество изображения имеется специальная установка, позволяющая вакуумировать телескоп, понижая давление внутри трубы до нескольких миллиметров ртутного столба. БСВТ оснащен высокодисперсионным спектрографом, с помощью которого можно определять физические параметры солнечной плазмы (скорость движения вещества, химический состав, магнитное поле), а также оценивать температуру, скорость микротурбулентности и электронную концентрацию.
[править] Основные характеристики спектрографа:
| Диаметр камерных зеркал | 600 мм |
| Фокусное расстояние камерных зеркал | 15 м |
| Фокусное расстояние коллиматорного зеркала | 9 м |
| Дифракционная решётка | 600 штр/мм, размер 200×300 мм |
| Разрешающая способность в рабочих порядках | 0.0007 нм |
Оптическая схема спектрографа представляет схему Эберта — Фасти с фокусным расстоянием 15 м. В спектрографе имеются два камерных зеркала, что дает возможность одновременной регистрации разных областей солнечного спектра. Для получения поляризационных спектров и расчета параметров Стокса узел спектральной щели снабжен ромбоэдром и фазовыми пластинками. Таким образом, в камерной части спектрографа формируются четыре спектра (два спектральных участка в разных поляризациях). Регистрация спектров проводится с помощью широкоформатной CCD-камеры FLIGrab (2048×2048 пк). Параллельно со спектрами осуществляется съемка Солнца в линии Нα в отраженном от зеркальной щели спектрографа свете с помощью узкополосного (5 нм) интерференционно-поляризационного фильтра и CCD-камеры Princeton Instruments (512×512 пк). Фактическое пространственное разрешение комплекса телескоп — спектрограф достигает 0,4 угл. сек. Для улучшения качества изображений в последнее время на БСВТ ведутся работы по разработке адаптивной оптической системы.
[править] Основные результаты:
Одним из основных объектов наблюдений на БСВТ являются солнечные вспышки. Согласно современным представлениям, в начале вспышки в короне происходит освобождение энергии, затем регистрируется нагрев хромосферы. Механизм этого нагрева, связанный с возникновением вспышек, является одной из важных научных проблем. Перенос энергии из короны в хромосферу возможен за счет теплопроводности, рентгеновского излучения, а также пучками заряженных частиц. Хотя нет единой теории образования вспышек, последний механизм в настоящее время доминирует. Существуют наблюдения, показывающие хорошее пространственное совпадение рентгеновских источников с положением эмиссионных элементов солнечных вспышек в хромосфере. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением электронов и протонов в плотных хромосферных слоях. Если предположить, что пучки частиц вторгаются в хромосферу радиально, максимальная поляризация должна наблюдаться у вспышек, находящихся на краю Солнца, т. е. степень поляризации спектральных линий должна зависеть от положения вспышки на солнечном диске. Изучению описанных процессов посвящены основные исследования на БСВТ. На основе наблюдений большого числа солнечных вспышек было доказано существование в некоторых солнечных вспышках ударной линейной поляризации. Различие профилей параметров Стокса в разных участках вспышки позволило оценить тип и энергию энергичных частиц, участвующих в нагреве хромосферы, а также глубину проникновения пучков частиц в хромосферные слои. Эти результаты свидетельствуют о том, что во время солнечных вспышек перенос энергии из короны в хромосферу осуществляется потоками энергичных частиц.
[править] Телескоп полного диска Солнца в линии Hα
Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН в 1980 г. по оригинальной оптической схеме, установлен в стационарной башне с куполом диаметром 5 м на высоте 12 м в 150 м от берега Байкала (75 м над уровнем озера).
[править] Основные характеристики:
| Диаметр главного объектива | 180 мм |
| Эквивалентное фокусное расстояние | 5432 мм |
| Диаметр изображения | 50 мм |
| Невиньетированное поле зрения | 34 угл. мин |
| Пространственное разрешение в центре диска | 0.92 угл. сек |
В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) на спектральную линию Нα (656.3 нм) с полушириной полосы пропускания 0.05 нм и возможностью смещения полосы в пределах ±0.1 нм. Благодаря оригинальной оптической схеме телескоп по основным характеристикам не уступает американскому телескопу фирмы «Локхид» и превосходит германский аналог фирмы «Оптон». До 2000 г. в телескопе использовалась фотокамера (ширина фотопленки 80 мм). В 2000–2002 гг. в наблюдениях стала использоваться ПЗС-матрица Princeton Instruments, представляющая собой матричный детектор 2048×2048 пк. С 2008 г. по настоящее время на хромосферном телескопе полного диска Солнца используется ПЗС-камера Hamamatsu С9300-124 с детектором 2760×4000 пк. Архив наблюдений на фотопленках и в электронном виде хранится в ИСЗФ.
Наблюдения с высоким угловым разрешением всего диска Солнца, включая залимбовые структуры, дали возможность постановки следующих научных задач: [править] Основные результаты1. В 1981 г. начались исследования комплексов активности (КА) на хромосферном и фотосферном уровнях. Было показано, что в центральной части КА, где находятся активные области, включающие в себя одну или несколько групп пятен, преобладают сильные квазивертикальные магнитные поля (флоккульные и пятенные). Центральная часть КА охвачена поясом квазигоризонтальных магнитных полей, расположенных радиально по отношению к центральной части, что указывает на сходство комплекса активности со структурой солнечного пятна. С помощью разработанного метода, основанного на анализе синоптических карт пятенной активности Солнца в каждом кэррингтоновском обороте Солнца в кэррингтоновских гелиоцентрических координатах и прямоугольной проекции, выделены участки, где на протяжении не менее трех солнечных оборотов наблюдалась пятенная активность. Эти участки названы ядрами КА. Такой подход позволил обнаружить новое важное проявление солнечной активности, а также исследовать его феноменологию, особенности развития (эволюцию), пространственные и временные характеристики. Переход от традиционного изучения комплексов активных областей к идеологии КА, которая рассматривает прежде всего длительное эволюционное развитие очагов активности (не смещающихся в кэррингтоновской системе координат), проявляющееся в многомесячном развитии ядер КА, позволил установить целый ряд важных закономерностей развития геоэффективных структур на Солнце. Удалось показать, что ядра КА вращаются твердотельно со скоростью, характерной для широт 15º (кэррингтоновская скорость вращения). Важным для изучения проблемы солнечных вспышек оказался вывод о том, что до 95 % всех наиболее мощных вспышек на Солнце наблюдается именно в КА. Цикл выполненных исследований позволил развить концепцию КА как основных геоэффективных вспышечноопасных структур. Выяснилось, что, помимо вспышек, КА генетически связаны с низкоширотными корональными дырами, которые образуются вблизи КА и на их месте после распада. Тем самым было показано, что геоэффективные потоки высокоскоростного солнечного ветра, истекающие из низкоширотных корональных дыр, тесно, хотя и опосредованно, связаны с КА. Изучение статистики, эволюционных особенностей и динамики КА стало важным элементом развернутой на базе наблюдений в БАО программы изучения мощных солнечных вспышек как в плане уточнения механизма вспышек, так и для их долгосрочного прогноза. Был развернут мониторинг КА, создан непрерывно пополняющийся каталог. 2. Архив наблюдений на хромосферном телескопе БАО содержит значительное количество вспышек разной мощности с высоким качеством изображения. Это позволило выполнить цикл исследований феноменологии вспышек в хромосфере. Подробно описана последовательность изменений тонкой структуры хромосферы перед сильными вспышками и во время них. Активизации тонкой структуры и уярчения, находящиеся далеко от области вспышки и даже в другом полушарии, позволили обнаружить эти изменения и выявить особую роль линий раздела магнитных полярностей в развитии и распространении вспышечных активизаций. Отмечена важная роль конвективных структур в формировании и развитии вспышечных лент. 3. Высокое угловое разрешение телескопа позволило успешно решать задачи исследования структуры и развития самого многочисленного и еще слабоизученного класса оптических вспышек S (площадь менее 2 кв. град), составляющих более 90 % всех вспышек на Солнце. Была поставлена цель: попытаться понять развитие вспышечного процесса в его чистом (относительно простом) проявлении. В результате было установлено, что вспышечные процессы такого типа как правило разыгрываются на границах хромосферной и супергрануляционной сеток, где наблюдается усиление магнитных полей, а также эмиссионных и других процессов. С точки зрения особенностей развития вспышки малой мощности не отличаются от крупных солнечных вспышек. Они, как и мощные вспышки, возникают на линиях раздела полярности продольного магнитного поля, имеют взрывную фазу, сопровождаются активизациями и исчезновением волокон, многократными всплесками интенсивности, рентгеновским излучением разной мощности (в том числе класса Х), а также потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Вспышки имеют тенденцию к временной группировке в серии и к пространственной — в центры вспышечной активности, время жизни которых может составлять до четырех солнечных оборотов. Обнаружено, что крупные вспышки оптических классов 2–4 обычно происходят на фоне слабой активности малых вспышек (МВ) или в их отсутствие. В среднем за 7.8 ч до крупной вспышки МВ прекращаются и могут возобновиться не ранее чем через 6.7 ч после ее начала. При этом ленты крупных вспышек развиваются в областях, где МВ не было или их число было незначительно, что обусловливает накопление свободной магнитной энергии, достаточной для возникновения мощной вспышки. Новое развитие исследование МВ получило в работах по изучению вспышек, возникающих вдали от пятен в областях спокойной хромосферы. Установлено, что внепятенные вспышки сопровождаются крупномасштабными активизациями хромосферы, в значительной степени превосходящими по размерам активные области. Определяющую роль в их развитии играет топология магнитного поля. Вспышечные узлы как правило возникают на границах магнитной сетки в непосредственной близости от магнитных холмов с напряженностью больше 80 Гс, в которых происходят существенные изменения магнитного поля. Ленты внепятенных вспышек могут появляться на значительном удалении от линии раздела полярности, при этом расхождения лент может не наблюдаться. На основе анализа хромосферных данных впервые предложена эмпирическая модель, объясняющая основные этапы развития внепятенной солнечной вспышки. В результате проведенных исследований дана новая интерпретация роли МВ в общей структуре солнечной активности. Доказано, что они не являются случайными (фоновыми) событиями на Солнце, их можно рассматривать как индикаторы изменения магнитной обстановки на Солнце, указывающие места, подверженные возмущениям магнитных полей. 4. С помощью метода двумерной томографии получена плотность распределения хромосферных структур по направлениям в ареале АО NOAA 9077 и обнаружены интенсивные перестройки ориентации этих структур за 15–55 мин до вспышки. Исследования были продолжены с применением аппарата мультифрактального анализа. Показано существование перемежаемой турбулентности (мультифрактальной структуры) в хромосфере и нижней короне активных областей. По синхронным наблюдениям в линии Hα и линии FeXI 171 Å переходной зоны от хромосферы к короне обнаружены квазипериодические (10–20 мин) вариации скейлинговых параметров, коррелирующие со вспышками. Применение метода мультифрактальной сегментации к хромосферным изображениям показало, что участки максимальных значений показателя сингулярности совпадают с очагами вспышек. В дальнейшем тот же метод впервые был применен для обнаружения новых магнитных потоков и очагов вспышечной активности по солнечным фотосферным магнитограммам. [править] Телескоп полного диска Солнца в линии KcaIIНаблюдения в спектральной линии K СаII дают возможность оценки полного магнитного потока, а также исследования природы быстрых изменений крупномасштабных магнитных полей и динамики тонкой структуры магнитного поля в полярных областях в период переполюсовки общего магнитного поля Солнца. Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН по оптической схеме, аналогичной схеме телескопа полного диска в линии Нα. В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) с полушириной полосы пропускания 0.06 нм.
[править] Основные характеристики: | |
| Диаметр главного объектива | 180 мм |
| Невиньетированное поле зрения | 34 угл. мин |
| Эквивалентное фокусное расстояние | 5154 мм |
| Расчетное пространственное разрешение | 1 угл. сек |
| Диаметр изображения | 48 мм |
Наблюдения на телескопе ведутся с 1995 г. До 2003 г. изображение регистрировалось на 80-мм фотопленку. В 2003 г. оптическая схема изменена для регистрации изображения на цифровую камеру Sony Cyber-Shot DSC-S85 c матрицей 1704×2272 пк.
[править] Солнечный телескоп оперативных прогнозов нового поколения (СТОП-1)
[править] Общие сведения об инструменте:
| Полное название | Солнечный телескоп оперативных прогнозов |
| Сокращенное название | СТОП-1 |
| Дата создания | 13.11.2010 |
| Разработчик-изготовитель | ИСЗФ СО РАН |
| Место расположения | Байкальская астрофизическая обсерватория (Россия) |
| Основное предназначение | экспериментальное исследование поля скоростей и магнитного поля фотосферы Солнца с пространственным разрешением 30 угл. сек |
| Физические основы методов измерений | эффекты Зеемана и Доплера |
| Основные способы измерений | фотоэлектрический, дифференциальный, поляризационный, спектральный, пространственный с различной угловой апертурой |
| Рабочий диапазон длин волн | видимый, ближний ИК |
| Детекторы излучения | многоканальные ПЗС-приемники |
| Количество операторов для проведения наблюдений | 1 |
[править] Назначение и основные измерительные характеристики инструмента
СТОП-1 предназначен для получения ежедневных магнитограмм всего диска Солнца с угловой апертурой 30″ на уровне солнечной фотосферы в квазиреальном времени, а также для регистрации распределения параметров Стокса в различных спектральных линиях солнечной фотосферы.
[править] Основные измерительные данные инструмента:
[править] Состав инструмента и основные технические характеристики систем
[править] Системы и узлы:
[править] Основные технические характеристики подсистем инструмента:
[править] Принцип работы инструмента
Инструмент включает солнечный рефракторный телескоп горизонтального типа, снабженный оптически согласованным с ним спектрографом Литрова. С помощью этой системы строится изображение спектра в выбранном участке длин волн для заданной площадки изображения Солнца. Сканирование изображения и тонкое гидирование осуществляется с помощью ПЗС-камеры и приводов зеркала целостата, с помощью которых изображение смещается относительно входной щели спектрографа и измеряется его положение в инструментальной системе отсчета координат. Сканирование изображения осуществляется в пошаговом режиме по заданному закону, при этом с помощью ПЗС-камеры регистрируется распределение интенсивности полоски спектра для каждого участка изображения Солнца, а также текущее время и координаты.
Для измерения параметров Стокса используется электрооптический анализатор, расположенный за входной щелью спектрографа. Для каждого состояния анализатора измеряется значение интенсивности, необходимое и достаточное для дальнейшего расчета параметров Стокса. Инструментальная поляризация учитывается с помощью фазовых пластинок, устанавливаемых перед целостатом. При этом модулируется только полезный сигнал, а все сигналы инструментального происхождения остаются неизменными, что позволяет разделять сигналы солнечного и инструментального происхождения.
Измерение магнитного поля основаны на эффекте Зеемана для фотосферных линий поглощения. При этом измерение методически ничем не отличается от измерений параметров Стокса. Многоканальный сенсор дает возможность одновременных наблюдений в нескольких магниточувствительных линиях в области спектра
Лучевые скорости движения вещества Солнца измеряются с использованием эффекта Доплера различного рода реперов. Доплеровские скорости всегда измеряются при поляризационных наблюдениях с целью повышения качества данных.
Система управления, регистрации и обработки данных дает возможность сохранения данных, их предварительной обработки, визуализации измеренных параметров в квазиреальном времени, а также управления телескопом в интерактивном режиме.
[править] Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ)
В физике Солнца все большее внимание уделяется регулярным долговременным измерениям магнитных полей, охватывающим всю солнечную поверхность. Только имея такую информацию, при определенных предположениях можно проводить расчет параметров гелиосферы и предсказывать геоэффективные явления. Поэтому в мире значительное внимание уделяется созданию инструментов, способных обеспечивать такие наблюдения. С целью сокращения отставания России в этой области по сравнению с передовыми странами несколько лет назад в ИСЗФ СО РАН в сотрудничестве с АО ЛОМО были начаты работы по разработке и созданию нового инструмента — СОЛнечного СИноптического Телескопа (СОЛСИТ).
Телескоп включает две основные части — объектив и спектрограф. Объектив представляет собой систему Мерсенна, состоящую из двух внеосевых парабол, и узла промежуточной щели с теплообменником, охлаждающегося до температуры окружающей среды. В параллельном пучке лучей (существенное условие для используемого электрооптического анализатора поляризации, поскольку при этом устраняются ошибки поля зрения) после вторичного зеркала перед апохроматическим объективом установлена турель с интерференционными фильтрами и анализатор поляризации.
[править] Основные технические характеристики главного зеркала:
| Фокусное расстояние | 2799 мм |
| Диаметр входного зрачка | 350 мм |
| Относительное отверстие | 1:8 |
| Угловое поле зрения | 35.4 угл. мин |
| Спектральный диапазон | 0.5–1.8 мкм |
| Расчетная разрешающая способность | 0.4 угл. сек |
С помощью объектива-апохромата, в котором проведена коррекция хроматизма для длин волн 525, 630, 850 и 1085 нм и аберрации скомпенсированы при работе с протяженным источником, изображение Солнца строится на входной щели спектрографа.