Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Магнитные поля на звёздах и на солнце и основные сведения о методах их диагностики
Параграф 1.1. Роль магнитных полей в астрофизике 25
Параграф 1.2. Поляризованный свет и способы его описания. Эффект Зеемана и перенос поляризованного излучения в среде с магнитным полем 41
Параграф 1.3. Основные сведения о принципах поляриметрических измерений 53
Глава II. Крупномасштабные магнитные поля на солнце. обзор
Параграф 2.1. Основные этапы исследований солнечного магнетизма 63
Параграф 2.2. КМП и вопросы внутреннего строения Солнца 66
Параграф 2.3. Временные вариации КМП на различных масштабах времени ... 69
Параграф 2.4. Связь КМП Солнца с некоторыми другими параметрами 78
Параграф 2.5. Актуальные задачи будущих исследований 82
Глава III. Солнечный телескоп оперативных прогнозов саянской обсерватории и некоторые инструментально-методические аспекты прецизионных поляриметрических наблюдений
Параграф 3.1. Конструкция Солнечного телескопа оперативных прогнозов Саянской обсерватории. Этапы развития регистрирующей и управляющей аппаратуры 84
Параграф 3.2. Исследование поляризационных характеристик Йенш-целостата
3.2.1. Введение 94
3.2.2. Основные сведения из теории металлооптики 95
3.2.3. Основные сведения по геометрии Йенш-целостата 99
3.2.4. Определение углов падения и углов поворота в Йенш-целостате 103
3.2.5. Результаты 107
Параграф 3.3. Величина и температурная зависимость управляющего напряжения в электрооптическом кристалле анализатора поляризации
3.3.1. Обоснование актуальности проблемы 117
3.3.2. О способе определения величины управляющего напряжения... 119
3.3.3. Результаты 123
Глава IV. Некоторые аспекты проблемы нулевого уровня в наблюдениях крупномасштабных магнитных полей солнца
Параграф 4.1. Вводные замечания 127
Параграф 4.2. Некоторые сведения из предыстории проблемы 131
Параграф 4.3. О роли объектива и аберраций спектрографа в проблеме нулевого уровня 134
Параграф 4.4. О роли ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации в проблеме нулевого уровня 145
Глава V. Исследование магнитного поля солнца как звезды
Параграф 5.1. Актуальность исследований магнитного поля Солнца как звезды 154
Параграф 5.2. Результаты магнитографических наблюдений ОМП Солнца между эпохами максимумов 22-го и 23-го циклов активности
5.2.1. Некоторые методические результаты 156
5.2.2. Статистические сведения о саянских наблюдениях ОМП Солнца, сопоставление их с данными других обсерваторий 161
5.2.3. Сопоставление саянских наблюдений ОМП Солнца, выполненных в различных спектральных линиях: указание на возможное проявление магнитных полей с напряженностью ~ 1 кГс 165
5.2.4. Проблема наблюдений быстрых временных вариаций ОМП Солнца 171
Параграф 5.3. Исследование общего магнитного поля Солнца на основе спектрополяриметрических наблюдений
5.3.1. Преимущества Стоксометрических наблюдений ОМП Солнца... 183
5.3.2. Зоны формирования сигнала ОМП 189
5.3.3. Сопоставление наблюдений ОМП в различных спектральных линиях 195
5.3.4. Параметры асимметрии V- профилей Стокса 199
5.3.5. Сопоставление саянских стоксометрических измерений ОМП Солнца с данными Солнечной обсерватории им. Дж. Уилкокса.. 204
Глава VI. Исследование крупномасштабных магнитных полей Солнца
Параграф 6.1. Магнитографические наблюдения крупномасштабных магнитных полей Солнца в различных спектральных линиях и их анализ 208
Параграф 6.2. Вариации контура линии Fel X 525.02 нм по диску Солнца и наблюдения крупномасштабных магнитных полей
6.2.1. Актуальность проблемы 218
6.2.2. Предварительные оценки 219
6.2.3. Методика наблюдений 221
6.2.4. Результаты 222
6.2.5. Выводы 228
Параграф 6.3. Стоксометрические исследования крупномасштабных магнитных полей Солнца. Пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профиля Стокса линии FeU 525.02 нм 230
Параграф 6.4. Сопоставление наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца, выполненных в различных спектральных линиях и различных обсерваториях
6.4.1. Проблема корректирующего коэффициента для наблюдений магнитных полей в линии Fel Х525.02 нм 239
6.4.2. Особенности пространственного распределения по диску Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий в области линии Fel Х.525.02 нм. 249
6.4.3. Сопоставление саянских наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца с данными других обсерваторий 253
Глава VII. Достижения и проблемы теоретической интерпретации наблюдений общего и крупномасштабных магнитных полей солнца
Параграф 7.1 Вводные замечания 262
Параграф 7.2 Двухкомпонентный одномерный подход к интерпретации отношений напряжённости 267
Параграф 7.3 Двухкомпонентный полуторомерный подход к интерпретации центро-лимбовых вариаций отношений напряжённости и параметров асимметрии V-профилей Стокса 273
Заключение 280
Выражение благодарностей 285
Литература 288
- Поляризованный свет и способы его описания. Эффект Зеемана и перенос поляризованного излучения в среде с магнитным полем
- Временные вариации КМП на различных масштабах времени
- О роли ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации в проблеме нулевого уровня
- Статистические сведения о саянских наблюдениях ОМП Солнца, сопоставление их с данными других обсерваторий
Введение к работе
В настойчивом и благородном натиске, с которым Человечество ведёт познание тайн Мироздания, астрономии всегда принадлежала особенно важная роль. Причём чисто познавательное значение астрономических исследований часто сопровождается важными прикладными задачами. Например, определение точных характеристик квазаров и пульсаров важно для создания и поддержания инерциалыюй системы координат, а данные фотометрии звёзд используются при калибровке различных навигационных систем космических аппаратов. Гармоничное сочетание фундаментальных и прикладных аспектов присуще также исследованиям Солнца. Интуитивно усвоенная ещё на ранних этапах развития земной цивилизации истина, что практически всё живое на Земле обязано своим существованием Солнцу (исключение составляют организмы в глубинах океанов в местах тектонических разломов), находит своё подтверждение с позиций современной науки. Более того, интеллектуальный и индустриальный прогресс человеческой цивилизации последних десятилетий в таких областях, как авиация, освоение космического пространства, создание глобальных электрических и телекоммуникационных сетей и т.д., показал, что нормальное функционирование дорогостоящих систем (и здоровье космонавтов в случае пилотируемых полётов) напрямую зависит от уровня солнечной активности, особенно от таких энергичных событий, как вспышки и корональные выбросы масс. Комплекс исследований по такой тематике получил в последние годы термин "Космическая погода". Кроме того, всё большую остроту принимает имеющая геополитическое значение дискуссия об изменении климата Земли в прошлом, настоящем и будущем, и о роли в таких изменениях солнечного фактора. По аналогии с "космической погодой" такую проблематику называют "космическим климатом".
Всё это поставило на повестку дня детальное исследование происходящих на Солнце явлений с точки зрения их значения на формирование условий в межпланетной среде, околоземном пространстве, на Земле. Поэтому вполне логично и символично, что буквально недавно (начало 2005 г.) программа исследований процессов активности на Солнце и её проявлений в системе "Солнце-Земля" была утверждена в качестве одной
из приоритетных программ Президиума Российской Академии наук. Поскольку определяющая роль в таких процессах принадлежит магнитному полю, то актуальность исследований солнечного магнетизма не вызывает сомнений. Уместно процитировать слова известного учёного Е. Паркера [Паркер, 1982] о роли магнитных полей в астрофизике: "основной причиной, поддерживающей бесконечную цепь космических бурь, являются, несомненно, магнитные поля", в оригинале на английском языке звучащие так: "...the radical element responsible for the continuing thread of cosmic unrest is the magnetic field". В полной мере это относится и к общему (ОМП), и к крупномасштабным (КМП) магнитным полям Солнца, исследованию некоторых свойств которых посвящена данная диссертация.
Актуальность. Как свидетельствует история науки, открытия и наиболее существенные достижения происходят обычно на стыке нескольких научных дисциплин, часто при вводе в эксплуатацию нового высокоточного оборудования, при получении новых экспериментальных данных и их теоретическом осмыслении. Таким условиям в определённой степени соответствуют представленные в данной диссертации исследования, основанные на сочетании решения инструментальных, методических и теоретических проблем. В широком спектре пространственных масштабов магнитных полей на Солнце, общее магнитное поле Солнца (ОМП), называемое часто также магнитным полем Солнца как звезды (МПСЗ), и крупномасштабные магнитные поля (КМП), под которыми понимаются поля с пространственными масштабами в несколько десятков угловых секунд и более (в отличие от полей мелкомасштабных с пространственными размерами от нескольких угловых секунд до долей секунды), занимают по своей значимости весьма достойное место. С одной стороны, они характеризуют глобальные свойства солнечного магнетизма, что важно и в астрофизическом аспекте (интерпретация наблюдений магнитных полей на других звёздах), и в прикладном (такие поля ответственны за формирование условий в короне Солнца и в межпланетной среде со всеми вытекающими отсюда последствиями в том числе для геофизики - секторная структура межпланетного магнитного поля, короткопериодические вариации ОМП и корональные выбросы масс, и т.д.). С другой
стороны, как это будет продемонстрировано результатами диссертационного исследования, они позволяют изучать основные статистические свойства мелкомасштабных (тонкоструктурных) магнитных элементов, являющихся, согласно современной концепции [Stenflo, 1973], основными "строительными блоками", формирующими все магнитные структурные образования на солнечной поверхности (отличающиеся только факторами заполнения такими элементами), и динамические процессы в которых, наиболее вероятно, ответственны за нагрев хромосферы и короны Солнца.
Данные об общем магнитном поле Солнца в настоящее время регулярно получаются (если не считать Солнечный телескоп оперативных прогнозов, СТОП, Саянской солнечной обсерватории, - о чем будет сказано чуть ниже), только в Солнечной обсерватории им. Дж. Уилкокса (СОУ), принадлежащей Станфордскому университету (Станфорд, Калифорния, США). Эпизодически такие измерения выполняются также в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО, п. Научный, Крым, Украина), являющейся пионером в такого рода исследованиях [Severny, 1969]. В обеих этих обсерваториях измерения выполняются в линии Fel Х525.02 нм. Конечно, такое положение дел, когда имеет место только "односторонний взгляд" на один из важнейших солнечных параметров, признать удовлетворительным нельзя. Убедительным доказательством правоты такой позиции автора диссертации является продемонстрированный в [Demidov et al., 2002; Демидов и др., 2005] весьма показательный и поучительный случай, когда продолжительное время в СОУ получали и поставляли в INTERNET ошибочные измерения (в том числе КМП), и люди пользовались ими, ничего не подозревая. Поэтому организация регулярных наблюдений на СТОП ССО представляется весьма актуальной, в том числе с точки зрения уменьшения числа дней с пропусками в измерениях (уменьшения скважности данных). К тому же выполняемые на СТОП наблюдения в нескольких спектральных линиях, а не только в Fel Х525.02 нм, позволили "взглянуть" на Солнце "другими глазами" и получить благодаря этому новые интересные результаты. Особенно актуальны наблюдения ОМП Солнца в Стоксометрическом режиме, которые стали выполняться на СТОП (и которые пока отсутствуют где-либо ещё, так что ССО принадлежит мировой
приоритет в этой области) после осуществлённой в 1998 г. реконструкции телескопа и оснащении его высокочувствительным фотометром на основе ПЗС линейки. Впервые в мире появилась возможность видеть, как выглядят профили Стокса при наблюдениях Солнца как звезды!
Информация о распределении магнитных полей по диску Солнца, весьма важная, и, понятно, гораздо более информативная, чем ОМП, получается, как ни прискорбно это признать для российской науки, исключительно (опять-таки если не считать СТОП) только на американских обсерваториях (СОУ, Маунт Вилсон, Китт Пик), и, в последнее время, в рамках нескольких международных проектов (GONG, SOHO/MDI). Только имея полно-дисковые магнитограммы, желательно за полный оборот Солнца, можно решать важнейшие задачи расчетов конфигурации магнитного поля в короне, межпланетной среде, на орбите Земли. Поэтому значение получаемой на СТОП информации о КМП Солнца, пусть и не такой регулярной, как того хотелось бы, трудно переоценить. И опять-таки, как и в случае с ОМП, актуальными моментами диссертационных исследований применительно к КМП являются данные наблюдений в различных спектральных линиях, особенно Стоксометрические.
Поскольку измерения ОМП и КМП Солнца, ввиду малой напряженности таких полей (и, как следствие, малой степени поляризации, порядка 10 '5), находятся на пределе возможностей современной измерительной техники, то их надёжная регистрация сопряжена со значительными инструментальными проблемами. Одна из основных -проблема нулевого уровня (в общем понимании - проблема возникновения сигналов магнитографов и поляриметров, обусловленных инструментально-методическими эффектами, а не магнитными полями Солнца). Анализ некоторых аспектов такой проблемы, включая анализ инструментальной поляризации, возникающей на зеркалах целостата, приведён в диссертации.
Наконец, достоинством диссертации представляется то, что в ней не только решены определённые инструментально-методические вопросы и приведены интересные экспериментальные данные, но и дана теоретическая интерпретация некоторых из них. Показано, что существующие модели и методы расчётов довольно хорошо воспроизводят некоторые экспериментальные данные, но, увы, не достаточно хорошо
другие, что свидетельствует о необходимости дальнейшего совершенствования как самих моделей, так и вычислительных методов.
Некоторым косвенным доказательством актуальности темы диссертации и полученных в ней результатов является факт их представления на многих научных конференциях, в том числе международных, и публикации в многочисленных отечественных и зарубежных изданиях. Некоторые из результатов представлялись в качестве основных в годовых и многолетних отчётах отдела физики Солнца и института.
Основные цели исследования. Подавляющая часть научных публикаций по исследованию различных проявлений солнечного магнетизма имеет дело с локальными магнитными полями. И это вполне объяснимо, поскольку на Солнце много различных образований (которые к тому же эволюционируют со временем) и велик соблазн детально разобраться в протекающих там физических процессах. Однако, и наблюдения с низким пространственным разрешением, в частности общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца, занимают достойную 'экологическую нишу" в физике Солнца и нет никаких оснований беспокоиться об утрате актуальности таких исследований. Цели и задачи исследований ОМП и КМП Солнца весьма многочисленны и нет никакой возможности рассмотреть их все в рамках одной диссертации (например, за рамками данной работы сознательно оставлена интереснейшая проблема изучения вращения Солнца по измерениям магнитных полей). Комплексной задачей данной диссертационной работы является исследование основных характеристик телескопа СТОП Саянской обсерватории, представляющего собой специализированный инструмент для высокоточных наблюдений крупномасштабных магнитных полей Солнца; усовершенствование методики измерений; получение экспериментального материала с целью изучения временного и пространственного поведения солнечных магнитных полей; сопоставление полученных данных с наблюдениями в других обсерваториях; теоретическая интерпретация полученных результатов.
При такой общей цели диссертации её осуществление сводилось к решению следующих конкретных задач:
Исследование инструментальной поляризации, возникающей при отражении света от зеркал Йенш-целостата Солнечного телескопа оперативных прогнозов (СТОП) Саянской солнечной обсерватории (ССО).
Разработка высокоточного способа контроля величины управляющего напряжения электрооптического кристалла в анализаторах круговой поляризации света.
Исследование некоторых аспектов проблемы нулевого уровня при наблюдениях общего (ОМП) и крупномасштабных (КМП) магнитных полей Солнца.
Получение по возможности максимально регулярных наблюдений ОМП Солнца и статистический анализ полученных данных на предмет долговременных, год от года, изменений.
Исследование проблем наблюдений короткопериодических (доли суток) вариаций напряженности ОМП Солнца.
Сопоставление магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП и КМП Солнца, выполненных в различных спектральных линиях и(или) в различных обсерваториях.
Исследование параметров асимметрии V-профилей Стокса при Стоксометрических наблюдениях ОМП и КМП Солнца..
Теоретическое моделирование результатов магнитографических и Стоксометрических измерений общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца.
Научная новизна. Приятно констатировать, что ко многим результатам, полученным при выполнении данного исследования, можно твёрдо применять термин "впервые в мире ". Хотя наука интернациональна, и именно так и должно быть, на самом деле практика показывает, что в силу ряда причин (например, ограниченные технические или компьютерные возможности), зачастую результаты научных
исследований дублируют ранее известные факты или сводятся к их подтверждению. В нашем случае это относится, например, к выводу о зонах, ответственных за формирование сигнала ОМП Солнца. Хотя полученный в диссертации результат и основан на качественно новом материале и представляет значительный интерес, тем не менее он только уточняет и подтверждает результат, известный ранее.
Безусловно, новым элементом диссертационной работы являются использование в ней результатов Стоксометрических наблюдений ОМП и КМП Солнца. Нигде в мире такие измерения пока не проводятся. Практика использования ПЗС матриц и Фурье-спектрометров в солнечной физике для Стоксометрических измерений началась довольно давно, но все прежние исследования ограничивались наблюдениями локальных и весьма сильных магнитных полей, когда инструментальные проблемы стоят не так остро, как в случае наблюдений с низким пространственным разрешением. Так что СТОП принадлежит в этом отношении важный приоритет.
Приведу позиции, подтверждающие научную новизну работы более детально.
Впервые детально исследованы поляризационные характеристики Йенш-целостата. При этом автором предложен метод определения эффективных оптических констант зеркальных покрытий посредством сопоставления расчётных и экспериментальных данных о временном поведении параметров Стокса.
Впервые на примере телескопа СТОП Саянской обсерватории исследованы такие важные для проблемы нулевого уровня факторы как влияние неоднородностей двупреломления объектива, аберраций в спектрографе и ошибок поля зрения электрооптического анализатора поляризации.
Предложен и реализован новый высокоточный способ контроля величины управляющего напряжения в электрооптических анализаторах круговой поляризации. Исследована температурная зависимость (в пределах -19 —+22 С) такого напряжения на примере одного из DKDP кристаллов.
Получен новый многолетний ряд наблюдений ОМП Солнца, который существенно дополняет мировой каталог данных этого параметра. На основе
новых измерений исследованы статистические параметры ОМП в период между эпохами максимумов 22 -го и 23-го циклов активности.
Исследованы проблемы наблюдений короткопериодических вариации ОМП Солнца и показана возможность существования вариаций с периодами 20 -90 минут. Работа, в который опубликован данный результат, упоминается как одна из основных исследователями, нашедшими по-видимому имеющую место связь между колебаниями ОМП с периодом 80-90 минут и корональными выбросами масс.
Впервые в мире выполнены измерения ОМП Солнца в различных комбинациях спектральных линий и на их основании сделан вывод о возможном проявлении в измерениях ОМП мелкомасштабных магнитных элементов с килогауссовыми напряженностями.
Впервые в мире выполнены Стоксометрические измерения (I и V профилей Стокса) ОМП Солнца в ряде спектральных линий, исследованы параметры асимметрии V профилей Стокса, определены отношения напряженностей в различных комбинациях спектральных линий.
Исследованы вариации контура линии Fel Х.525.02 им по диску Солнца и сделаны количественные оценки влияния таких вариаций на измеряемые напряженности КМП Солнца.
Выполнены квазиодновременные наблюдения ОМП в различных спектральных линиях в магнитографическом режиме и одновременные (впервые в мире) в Стоксометрическом. На основании Стоксометричских измерений исследовано пространственное распределение по диску Солнца важного диагностического параметра - отношений напряженности в различных комбинациях спектральных линий и обнаружено существование ранее неизвестного явления: асимметрии в распределении этих отношений в экваториальном и полярном направлениях в некоторых комбинациях спектральных линий.
Впервые в мире на основании измерений, охватывающих весь солнечный диск, на примере линии Fel Х.525.02 нм исследовано пространственное распределение по диску Солнца параметров асимметрии V профилей Стокса.
Выполнено сопоставление новых измерений ОМП и КМП Солнца (для КМП впервые) с данными других обсерваторий. При анализе КМП обнаружено, что коэффициент различия между данными различных обсерваторий сильно зависит, особенно в случае использования различных спектральных линий, от положения на диске Солнца.
Впервые к данным магнитографических и Стоксометрических наблюдений ОМП и КМП Солнца в различных спектральных линиях применены методы теоретического моделирования процессов распространения поляризованного излучения в сложноструктурированной среде с магнитными силовыми трубками. Особый акцент сделан на моделировании центро-лимбовых вариаций важных диагностических параметров - асимметрии V-профиля Стокса линии Fel Х525.02 нм и отношения напряженностей в линиях Fel Я525.02 нм и Fel А.524.70 нм, R = В525.02/В524.70.
Научная и практическая значимость. Полученные в ходе выполнения диссертационного исследования инструментальные, методические и научные результаты существенно дополняют и обогащают как накопленный в физике Солнца опыт прецизионных поляриметрических наблюдений, так и наши представления о солнечных магнитных полях. Создан совершенно новый и независимый многолетний массив данных о магнитном поле Солнца как звезды - параметре, важном не только для изучения физики Солнца, но и для астрофизики, и, в определённых отношениях, для геофизики. Пока эти данные, как и данные наблюдений КМП Солнца, проанализированы далеко не полностью и имеется возможность дальнейших исследований и получения новых интересных результатов. Магнитограммы и ежедневные значения напряженности ОМП в традиционно используемой при таких наблюдениях линии Fel Х525.02 нм регулярно размещаются на ИНТЕРНЕТ сайте института (). Весьма показателен пример важности Саянских измерений как независимого ряда данных, когда наиболее известный "поставщик" данных о крупномасштабных магнитных полях Солнца - Солнечная обсерватория им. Дж. Уилкокса, СОУ - помещала на сайте обсерватории ошибочные измерения.
Впервые в мире наблюдения ОМП и КМП стали регулярно выполняться в Стоксометрическом режиме, который намного информативней, чем режим магнитографический, до сих пор используемый на некоторых обсерваториях. Имея в своём распоряжении данные о профилях Стокса различных спектральных линий, можно ставить и решать принципиально новые физические задачи, что и продемонстрировано результатами настоящей работы.
Прикладное значение выполненной работы выражено в основном в двух аспектах. Во-первых, это возможная связь короткопериодических вариаций ОМП Солнца (с периодом около 90 минут) с корональными выбросами масс - колоссальными событиями в гелиосфере, имеющими далеко идущие последствия для Земли, если эти выбросы попадают на нашу планету. Во вторых, найденная сильная зависимость распределений магнитных полей по диску Солнца от того, в какой линии эти наблюдения выполнены, чрезвычайно актуальна для задач, связанных с расчётами магнитных полей в короне, межпланетной среде, на орбите Земли.
Результаты сопоставления Саянских наблюдений ОМП и КМП Солнца с данными других обсерваторий представляют интерес для взаимного контроля надёжности различных рядов данных, и , в перспективе, для формирования единого временного ряда данных о солнечном магнетизме.
При выполнении работы решено значительное число инструментально-методических вопросов. Так, показано свойство Йенш-целостата вносить дополнительную поляризацию в естественный свет и изменять параметры поляризации поляризованного излучения. Этот и аналогичные результаты представляют интерес для других обсерваторий, оснащенных целостатами данной оригинальной конструкции. Предложенный при анализе поляризационных характеристик Йенш-целостата способ определения оптических констант отражающих покрытий зеркал целостата может быть использован и в других исследованиях подобного рода.
Весьма полезными представляются полученные результаты при сопоставлении использованного на СТОП способа контроля нулевого уровня со способом, использующим для этой цели измерения в немагнитной линии Fel Л.512.37 нм. Показано, что по крайней мере применительно к СТОП, способ с использованием
полуволновой фазовой пластинки, периодически вводимой в пучок света перед целостатом, является предпочтительным.
Также представляют интерес результаты исследования влияния на измерения объектива телескопа (в КрАО такой элемент при измерениях ОМП и глобальных осцилляции Солнца отсутствует — наблюдения проводятся в параллельном пучке света). Оказалось, что наличие объектива кардинальным образом сказывается на положении нулевого уровня, но его влияние на измеряемые напряженности ОМП не очень существенно.
Важная роль объектива в проблеме нулевого уровня продемонстрирована также специальными экспериментами, использующими линейную поляризацию света от зеркал Йенш-целостата. Этот экспериментальный факт, в совокупности с другими результатами исследования причин, приводящих к образованию ложных сигналов магнитографов и спектромагнитографов (в частности, аберрации спектрографа и ошибки поля зрения электрооптических анализаторов поляризации), также представляют значительный научный и практический интерес. Чрезвычайно важное значение проблемы нулевого уровня при измерениях солнечных магнитных полей, особенно слабых, доказывается и таким фактом, что из-за того, что эта проблема не была в своё время надлежащим образом решена на обсерватории Китт Пик, данные за многие годы (до 1992 г.) оказались непригодными для точного количественного анализа.
По-прежнему, по мнению автора диссертации, остаются отягощенными некоторыми ошибками и данные измерений КМП в СОУ, на этот раз по причине того, что не учитываются вариации контура линии Fel Х525.02 нм, в которой выполняются наблюдения, по диску Солнца (калибровка выполняется только в центре диска). Выполненный в диссертации анализ показал, что учёт таких вариаций контура может изменить значения напряженности на 15-20 процентов в зависимости от положения на диске Солнца.
Предложенный и реализованный в диссертации новый высокоточный способ определения величины и термокомпенсации управляющего напряжения в электрооптических анализаторах круговой поляризации прошёл практическую
апробацию на СТОП и может быть использован в других обсерваториях. Найденная экспериментальная зависимость такого напряжения от температуры для одного из DKDP кристаллов расширяет имеющиеся сведения об этом явлении и используется в практике наблюдений на СТОП.
Созданный (совместно с Р.М.Верецким) комплекс программ для теоретической интерпретации результатов магнитографических и Стоксометрических наблюдений может быть использован не только для моделирования тех данных, которые приведены в диссертации, но и многих других. В частности, нами уже проводятся работы по моделированию результатов наблюдений в других спектральных линиях, помимо приведённых в диссертации. Выполняются также работы по совершенствованию данного комплекса программ, в частности по учёту более сложной геометрии взаимодействия поляризованного излучения с магнитными силовыми трубками.
Обобщая вышесказанное, можно сказать, что практическая значимость диссертации заключается в том, что в ней представлены результаты многолетнего опыта магнитографических и уникальных спектрополяриметрических исследований солнечного магнетизма, который может быть использован в других обсерваториях. Уместно в этой связи отметить, что уже предпринимаются конкретные шаги по установке комплекса поляриметрической аппаратуры, аналогичной используемой на СТОП, в Уссурийской астрофизической обсерватории Дальневосточного отделения РАН.
Определённым индикатором значимости полученных в диссертации результатов является факт неоднократного представления некоторых из них в Президиум Сибирского отделения РАН в качестве основных научных достижений института.
Апробация результатов. Результаты работы докладывались на научных семинарах ИСЗФ СО РАН, КрАО, Уссурийской астрофизической обсерватории, отдела физики Солнца Потсдамского астрофизического института (Германия), а также на многих Российских и международных рабочих совещаниях, конференциях, симпозиумах, коллоквиумах, проходивших как в России, так и за рубежом.
Ниже приведён список основных таких мероприятий в хронологическом порядке.
1988 г. XIII Консультативное совещание КАПГ по физике Солнца (памяти
В.Е.Степанова), 28 сентября - 2 октября, Одесса.
1989 г. "Solar Photosphere: Structure, Convection and Magnetic Fields". IAU Symp. N. 138.
15-20 мая, Киев. Second IRIS workshop. 4-8 сентября, Ташкент.
1990 г. Всесоюзная конференция по физике Солнца. 2-5 октября, Ашхабад.
Совещание рабочей группы "Солнечные инструменты". 12-15 ноября. Ленинград.
1991 г. Советско-китайское рабочее совещание по физике Солнца. 17-25 мая. Иркутск.
5-ый научный семинар рабочей группы "Колебания и волны на Солнце ".
Июнь. Иркутск. 2-ое рабочее совещание рабочей группы "Строение и радиация солнечной
атмосферы". 23-25 сентября. Львов.
1995 г. "Solar Polarization". International workshop. 8-12 мая. Пулково. Санкт-Петербург.
Научная конференция, посвященная 50-летию со дня образования Крымской астрофизической обсерватории. 5-12 июня. п. Научный. КрАО. Украина. Всероссийская конференция по физике Солнца. Декабрь. Москва.
1996 г. "Solar and Heliospheric Plasma Physics". 8th European Meeting on Solar Physics. 13-
18 мая. Салоники. Греция. 13-ая школа-семинар "Физика Солнца и космическая электродинамика", посвященная памяти Е.А.Макаровой. 18-20 декабря. Москва.
1997 г. "Современные Проблемы Солнечной Цикличности", конференция, посвященная
памяти М.Н.Гневышева и А.И.Оля. 26-30 мая. Пулково. С.Петербург. "Synoptic Solar Physics". 18th NSO/SP Summer workshop. 8-12 сентября.
Санспот, Нью-Мексико, США. IV съезд Астрономического общества. 19-29 ноября. Москва.
1998 г. "Magnetic Fields and Oscillations". 3rd Advances in Solar Physics Euroconference.
22-25 сентября. Капут/Потсдам. Германия.
"Астрофизика и Физика Микромира". Байкальская школа по фундаментальной
физике. 11-17 октября. Иркутск. "Солнечно-Земная физика". VII Симпозиум по солнечно-земной физике России
и стран СНГ. 15-19 декабря. Троицк.
1999 г. "Фундаментальные и Прикладные Исследования по Физике Солнца и
Геофизике'. Российско-монгольсокое совещание. 20-23 июня. Монды/ Иркутск. "Cyclic Evolution of Solar Magnetic Fields: Advances in Theory and Observations". IAU Colloquium N. 179. 13-16 декабря. Кодайканал. Индия.
2000 г. "European Astronomy at the Turn of the Millennium". JENAM 2000. 29 мая - 3
июня. Москва.
"Advances Solar Polarimetry: Theory, Observation, and Instrumentations". 20th Sacramento Peak Summer workshop. 11-15 сенттября. Санспот, Нью-Мексико. США.
"Солнечная Активность и её Земные Проявления". Конференция, посвященная памяти Г.В.Куклина. 25-29 сентября. Иркутск. "Solar-Terrestrial Physics and its Applications (Space Weather)". Russian-Cninese Workshop. 14-19 декабря. Иркутск.
2001 г. "Солнечная Активность и Внутреннее Строение Солнца ". Научная
конференция. 4-9 июня. п. Научный. КрАО. Украина. "Solar-Terrestrial Magnetic Activity and Space Environment". COSPAR Colloquium.
10-12 сентября. Пекин. Китай. Second Chinese-Russian workshop on Space Weather. 14-15 сентября. Пекин.
Китай.
2002 г. "Current Theoretical Models and High Resolution Solar Observations: Preparing for
ATST". 21st Sacramento Peak workshop. 11-15 марта. Санспот. Ныо-Мексико. США. "Sunspots and Starspots". 1st Potsdam Thinkshop. 6-10 мая. Потсдам. Германия. "Solar Polarization". 3rd International workshop. 30 сентября-4 октября. Пуэрто де Ла Круз. Тенерифе. Испания.
2003 г. "Магнитные Поля и Трёхмерная Структура Солнечной Атмосферы".
Всероссийская конференция, посвященная 90-летию со дня рождения член-корр. РАН В.Е.Степанова. 25-29 августа. Иркутск.
2004 г. "Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity". IAU Symposium N. 223. 14-19
июня. Пулково. С.Петербург.
"Взаимодействие полей и излучения с веществом". Международная Байкальская школа по фундаментальной физике. VII конференция молодых учёных. 13-18 сентября. Иркутск.
"Солнечно-Земная Физика ". Международная конференция. 20-25 сентября. Иркутск.
Основные положения диссертации, выносимые на защиту.
Создана новая система для прецизионных спектрополяриметрических измерений магнитных полей на Солнце и решён ряд проблем, присущих высокоточным магнитографическим и Стоксометрическим наблюдениям общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца на телескопе СТОП Саянской обсерватории: а) исследованы поляризационные характеристики Йенш-целостата; б) предложен и внедрён новый высокоточный способ определения величины управляющего четвертьволнового напряжения в анализаторах круговой поляризации, в) исследованы поляризационные характеристики объектива СТОП и выполнен анализ его влияния, а также аберраций спектрографа и ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации, на формирование ложных сигналов телескопа (проблема нулевого уровня).
Данные многолетних наблюдений общего магнитного поля Солнца на телескопе СТОП Саянской обсерваторий в линии Fel Я525.02 нм и полученные на их основе результаты о значительных, год от года, изменениях средней напряженности, а также результаты корреляционного и регрессионного анализа
Саянских измерений ОМП с данными измерений в Солнечной обсерватории им. Дж, Уилкокса (СОУ), Станфорд, США.
3. Результаты исследования быстрых временных флуктуации напряженности ОМП
Солнца и вывод о реальности присутствия в них колебаний с периодами в
области 20-90 минут.
4. Результаты корреляционного и регрессионного анализа магнитографических и
Стоксометрических наблюдений общего и крупномасштабных магнитных полей
Солнца в различных спектральных линиях и основанный на обнаруженных
систематических отличиях измеряемых напряженностей и их теоретическом
моделировании вывод о проявлении в таких наблюдениях мелкомасштабных
магнитных элементов с килогауссовыми напряженностями.
Результаты определения пространственного распределения по диску Солнца отношений напряженности магнитных полей в различных комбинациях спектральных линий (Fel Л524.70 нм, CrI Я.524.76 нм, Fel Я525.02 нм, Fel Я.525.06 нм) и обсерваторий (Саянская, СОУ, Китт Пик, SOHO/MDI), обнаруженный эффект значительной экваториально-полярной асимметрии центро-лимбовых вариаций коэффициентов различия в некоторых комбинациях данных.
Результаты определения параметров асимметрии V профилей Стокса в линиях Fel Л524.70 нм, CrI Х52А.16 нм, Fel Х525.02 нм, Fel Х525.06 нм при наблюдениях магнитного поля Солнца как звезды и центро-лимбовых вариаций этих параметров в линии Fel А525.02 нм при наблюдениях крупномасштабных магнитных полей.
Результаты теоретического моделирования в рамках двухкомпонентных моделей центро-лимбовых вариаций амплитудной асимметрии и асимметрии площадей V профиля Стокса линии Fel Я,525.02 нм и отношения напряженностей в линиях FeIX525.02iiM и FeU524.70iiM.
Структура и объём диссертации. Диссертация состоит из введения, семи глав основного материала, заключения, выражения благодарностей, списка литературы. Её
объём составляет (шрифт 12 пт, основной текст - интервал 1.5, список литературы -интервал 1.0) 313 стр., включая 109 рисунков и 15 таблиц. 481 наименование библиографических источников на 26 стр.
Содержание диссертации. Глава І. В первой главе диссертации приведены краткие сведения о современных воззрениях на проблему эволюции Вселенной, об образовании Солнца, его месте в звёздном мире и о наиболее вероятном сценарии его будущего развития. Отмечена важная роль магнитных полей в астрофизике вообще и физике Солнца в частности, особенно в явлениях поверхностной активности. Дана краткая историческая справка по истории исследований магнитных полей на Солнце. Поскольку прямые измерения магнитных полей на Солнце и звёздах основаны преимущественно на эффекте Зеемана и анализе поляризации света, во втором параграфе этой главы рассмотрены способы описания поляризованного света, дано определение параметров Стокса. Приведены сведения из квантово-механической теории эффекта Зеемана и из теории переноса поляризованного излучения в среде с магнитным полем. В третьем параграфе даны основные сведения о методах поляриметрических измерений, отмечена важная роль в таких измерениях проблемы инструментальной поляризации света, дан обзор основных используемых в физике Солнца анализаторов поляризации.
Поляризованный свет и способы его описания. Эффект Зеемана и перенос поляризованного излучения в среде с магнитным полем
Рассмотрен комплекс вопросов, относящихся к проблеме временных вариаций КМП на различных масштабах времени. Отмечено, что наиболее длительный период магнитной переменности Солнца, установленный на основании непосредственных наблюдений, составляет 22 года, и он сопровождается изменением знака магнитного поля на полюсах (переполюсовкой). Сферический гармонический анализ, выполненный в нескольких работах, показал наличие также некоторых других периодичностей, особенно отчётливо выраженной 2-х годичной. Дано обсуждение проявлений квазидвухлетней периодичности в различных параметрах.
Естественно, рассмотрены результаты исследований с использованием данных наблюдений магнитных полей вращения Солнца, меридиональной циркуляции, торсионных колебаний. Затронута вызвавшая (на основании анализа долговременных вариаций индексов геомагнитной активности) несколько лет назад широкое обсуждение проблема возможного значительного изменения за последнее столетие открытого магнитного потока. Отмечено, что это предположение не находит подтверждения для того промежутка времени (начиная примерно с середины 20-го века), для которого имеются данные прямых магнитографических измерений.
Отмечены появившиеся сравнительно недавно работы по анализу быстрых вариаций общего магнитного поля и возможной связи таких вариаций (особенно с периодом 80 - 90 минут) с корональными выбросами масс. Такие исследования имеют непосредственное отношение к одному из результатов данной диссертации. Кроме того, кратко рассмотрены появившиеся также недавно работы по возможной связи таких выбросов с изменениями спиральности солнечных магнитных полей.
Обсуждены вопросы связи КМП Солнца с другими солнечными параметрами (светимость) и параметрами межпланетной среды (секторная структура). Отмечено, что в том числе в контексте анализа таких связей актуальной является проблема корректировки наблюдений магнитных полей в линии Fel Х525.02 нм.
В заключительном разделе главы перечислены основные проблемы исследований КМП Солнца, которые сохранят, по мнению автора, свою актуальность и в будущем, по крайней мере в ближайшем.
Данная глава диссертации посвящена описанию конструкции Солнечного телескопа оперативных прогнозов (СТОП) Саянской солнечной обсерватории (ССО) и анализу некоторых инструментально-методических аспектов прецизионных поляриметрических наблюдений на этом телескопе. Кратко прослежена история развития управляющей и регистрирующей аппаратуры СТОП, на котором получены используемые в работе экспериментальные данные. Отмечено, что особенно кардинальным было преобразование телескопа из магнитографа Бэбкоковского типа, которым он был начиная со своего "рождения" в 1982 г., в Стоксметр, что стало возможным после установки в 1998 г. нового фотометра на базе ПЗС линейки. В иллюстративных целях приведены примеры Стоксометрических наблюдений общего и крупномасштабных магнитных полей. На основании сопоставления наблюдаемых контуров линий Fel 1525.02 нм и Fel Х524.70 нм с данными фотометрического атласа сделаны оценки величины рассеянного света в спектрографе (10%) и ширины инструментального контура (9.5 пм).
Второй параграф главы посвящен исследованию поляризационных характеристик используемого на СТОП целостата конструкции (весьма оригинальной) Альфреда Йенша (A.Jensch, Карл-Цейс Иена, Германия) - т.е. Йенш-целостата. Даны основные сведения о конструкции целостата, приведён вывод, отнюдь не тривиальный, необходимых формул для углов падения и углов поворота для различных значений склонения и часового угла Солнца. Для определения значений оптических констант зеркал (показателя преломления и коэффициента поглощения), необходимых для расчётов, предложен и использован оригинальный способ, заключающийся в сопоставлении наблюдаемых и теоретически рассчитанных временных изменений возникающей при отражении от зеркал целостата поляризации света, и выборе тех значений, при которых (по критерию наименьших квадратов) имеет место наилучшее совпадение. Чтобы исключить влияние объектива, измерения проводились без него. В результате удалось рассчитать значения степени и азимута поляризации, а также всех 4-х параметров Стокса (в предположении освещения целостата естественным светом) для всех значений склонения и часовых углов Солнца, представляющих практический интерес. Сопоставлены результаты наблюдений инструментальной поляризации без объектива и с ним, и показано существенное влияние объектива. Отмечено, что этот факт имеет важное значение для проблемы нулевого уровня магнитографов, подробное рассмотрение некоторых аспектов которой приведено в 4-ой главе диссертации.
Заключительный 3-й параграф настоящей главы посвящен актуальной для прецизионных поляриметрических наблюдений проблеме обеспечения электрооптических кристаллов в анализаторах круговой поляризации управляющим напряжением точно требуемой величины. Рассмотрены известные ранее способы контроля величины четвертьволнового напряжения и отмечены их недостатки (малая точность). Предложен новый способ контроля, заключающийся в подборе такого напряжения, при котором флуктуации яркости при вращении перед работающим кристаллом линейного поляризатора были бы минимальны. Даны необходимые формулы, приведено описание конкретной реализации способа. Кратко рассмотрено созданное (совместно с Б.Ф.Осаком и В.И.Гориным) на СТОП устройство для цифровой индикации напряжения и температуры, позволяющее выполнять термокомпенсацию управляющего напряжения (подачу на кристалл требуемого напряжения, меняющегося в зависимости от температуры). Приведены экспериментальные результаты определения зависимости от температуры (в диапазоне -18- + 22 С) четвертьволнового напряжения для одного из используемых на СТОП DKDP кристаллов.
Глава IV. Глава посвящена рассмотрению некоторых аспектов обширной и чрезвычайно важной проблемы нулевого уровня при наблюдениях крупномасштабных магнитных полей. Отмечено, что при наблюдениях общего и крупномасштабных магнитных полей Солнца проблема нулевого уровня, актуальная при магнитографических наблюдениях и с высоким пространственным разрешением, имеет ту специфическую особенность, что при таких наблюдениях неизбежны значительные неоднородности по апертуре наблюдений лучевых скоростей и яркости. Приведены сведения из предыстории проблемы, причём основное внимание уделено важнейшим результатам, полученным Т. Дюваллом (T.Duval), который указал, что проблема нулевого уровня сводится (по крайней мере применительно к телескопу в Станфорде) к трём факторам: степени и азимуту линейной поляризации света, падающего на электрооптический кристалл, заклону кристалла к пучку света, степени расфокусировки спектрографа. Однако, как показали эксперименты, выполненные автором на СТОП, только к таким факторам проблема нулевого уровня не сводится. Удалось показать, что существенное влияние на смещение сигнала магнитографа оказывает объектив. Логически следующий из такого результата специально выполненный анализ поляризационных характеристик объектива (карта двупреломления и изоклин), действительно, показал, что объектив СТОП обладает значительным двупреломлением, особенно на краях, и это двупреломление (что особенно важно в контексте проблемы нулевого уровня) существенно неоднородно. Сделаны необходимы оценки, которые показывают, что влиянием объектива вполне можно объяснить значения смещений нулевого уровня, имеющие место, например, при наблюдениях ОМП.
Временные вариации КМП на различных масштабах времени
Одним из наиболее увлекательных направлений творческой деятельности человеческой цивилизации является астрономия, без знания хотя бы основ которой ни один человек не может считаться культурной и образованной личностью. Отнюдь не самая богатая по объёмам финансирования отрасль науки (несмотря на то, что реализация некоторых проектов в прошлом и в настоящем требовала и требует значительных средств), астрономия была и остаётся чрезвычайно интересной и актуальной, поскольку многие из решаемых ею проблем имеют важное мировоззренческое и философское значение и позволяют лучше понять место Человечества и Земли во Вселенной. Это является отличительной особенностью астрономии среди других точных физических наук.
Значимость астрономии была не одинаковой в различные исторические эпохи. Были времена, когда она находилась в относительном упадке, но были и периоды бурного развития. Последнее характерно для прошедшего двадцатого века, особенно его второй половины, и для настоящего времени. Связано это с бурным развитием новых физических методов и разработкой технических средств, особенно космических, благодаря которым диагностические возможности астрономических исследований значительно возросли. Косвенным подтверждением этого является, например, тот факт, что несколько астрономов стали лауреатами Нобелевской премии по физике за 2002 г.
Общеизвестно, что специфической особенностью астрономии является её наблюдательный характер. Ввиду огромных масштабов времени, расстояний и масс, с которыми приходится иметь дело при исследовании небесных тел, проведение активных физических экспериментов пока не представляется возможным. В то же самое время за Солнцем, ближайшей к человечеству звезде, нашим дневным светилом, в последние годы прочно закрепился термин: "астрофизическая лаборатория". И это вполне оправданно, так как посредством исследования Солнца представляется возможность поиска решений многих важных физических проблем, - от теории относительности до физики элементарных частиц. В экспериментальной и теоретической физике Солнца широко применяются новейшие достижения физики, математики, химии, других наук. Благодаря полученным в последние десятилетия результатам наши знания о происходящих на Солнце процессах существенно изменились, стали более глубокими и детальными. Хотя, конечно же, многие проблемы ещё ждут своего решения.
Как составная часть астрофизики, физика Солнца чрезвычайно актуальна для корректной интерпретации наблюдений других звёзд. Действительно, на большинстве других звёзд, в отличие от Солнца, мы лишены возможности прямых наблюдений распределения тех или иных параметров по диску (исключение составляют быстровращающиеся гиганты, некоторую информацию о диске которых можно получить из анализа кривых блеска). Исследования в этом направлении с использованием интерферометрических методов только-только начинаются и сопряжены с огромными трудностями. При этом важным представляется проблема солнечно-звёздных аналогий (смотри, например, обзорные работы [Zwaan, 1994; Giampapa, 2005]): есть ли в Галактике звёзды - двойники Солнца, или по некоторым параметрам оно является уникальной звездой [Глушнева и др., 2000]? На повестку дня практически встал вопрос поиска у звёзд, в том числе аналогичных Солнцу, планетных систем, возможно, подобных солнечной.
Не менее важной, чем у звёздных скоплений, является роль Солнца для тестирования теории звёздной эволюции, значение выводов которой трудно переоценить. Ведь любой человек, даже самый невежественный, хотя бы из простого любопытства, не может не задаваться таким вопросом как: " А каков возраст Солнца и как долго оно ещё будет светить, обеспечивая жизнь на Земле?" Этот же вопрос, по-видимому, наиболее часто задаётся астрономам людьми, далёкими от науки. В настоящее время, благодаря успехам астрономии, появилась возможность достаточно обоснованного ответа на этот вопрос, сводящегося к отсутствию необходимости беспокоиться о судьбе человечества по этой причине ещё по крайней мере в течение нескольких миллиардов лет.
Действительно, местоположение Солнца на диаграмме Гертцшпрунга-Рессела "спектр (цвет) - светимость (абсолютная звёздная величина)", несомненно имеющей эволюционный характер, описывается как G2V, где G2 - спектральный класс, а V -номер класса светимости. Таким образом, Солнце, как и подавляющее большинство наблюдаемых звёзд, находится в настоящее время на главной последовательности, на которой все звёзды проводят наиболее длительную часть своей "жизни". Исходя из знания массы и химического состава Солнца, современная наука предсказывает, что существенных изменений нынешних солнечных параметров не произойдёт ещё 4-5 млрд. лет. Напомним, что возраст Солнца оценивается в 4.5 млрд. лет. Изменение со временем наиболее важных (для Земли) параметров Солнца - размеров и потока излучения - представлено на взятом из [Боярчук и др., 1998] Рис. 1.1.1.
Расчёты эволюции Солнца [Шварцшильд, 1961] базируются на результатах более всеобъемлющих исследований эволюции Вселенной. Согласно наиболее распространённой в настоящее время в научном сообществе парадигме [Кун, 1975], в момент "зарождения " Вселенной в результате Большого Взрыва 12-15 млрд. лет тому назад [Новиков, 1979; Barrow and Silk, 1980], вещество состояло лишь из протонов, нейтронов, электронов и других элементарных частиц. Последующее образование химических элементов происходило в недрах звёзд. Причём тяжёлые элементы, без которых жизнь на Земле была бы просто невозможной, образовались в результате катастрофических взрывов сверхновых звёзд. Ко времени образования Солнца и солнечной планетной системы из протосолнечного газопылевого облака [Амбарцумян и др., 1969; Ривс, 1976] в Галактике сменилось множество поколений звёзд (тысячи поколений массивных звёзд, с массами порядка 10 масс Солнца, продолжительность "жизни " которых не превышает 10 млн. лет). Это привело к значительному обогащению вещества солнечной системы тяжёлыми элементами, что и предопределило её нынешнее состояние и последующую эволюцию.
Есть веские основания полагать, что значительная роль в процессах звездообразования и первоначальной эволюции звёзд, в том числе и Солнца, принадлежит магнитному полю [Гуревич и Чернин, 1983; Rees, 1987]. Современная наука обладает фактами о разнообразных проявлениях магнитных полей в различных астрофизических объектах [Бочкарёв, 1985; Vallee, 2003]. Сравнительно недавно [Thompson and Duncan, 1996; Frail et al., 1997] был обнаружен особый класс пульсаров (получивших специальное название - магнетары), напряженность магнитного поля в которых достигает поистине невообразимых значений в 10 Гс! Даже в условиях физических лабораторий не удаётся получать магнитные поля больше 1010 Гс, поэтому понятно, что исследование магнетаров представляет уникальную возможность для изучения влияния экстремальных магнитных полей на свойства вещества и излучения [Kondratyevetal., 2001].
О роли ошибок поля зрения электрооптических анализаторов поляризации в проблеме нулевого уровня
Безусловно, самым важным элементом поляриметра является анализатор поляризации. Известно несколько типов АП, которые используются в практике солнечных исследований и благодаря которым фотометрические измерения превращаются в поляриметрические. Понятно, что исходя из приведённых выше определений параметров Стокса АП должен обеспечить прохождение на фотометр ортогональных состояний поляризации исследуемого излучения. В разных конструкциях АП это достигается различными способами [Babcock, 1953; Никулин и др., 1958; Никулин, 1960; Beckers, 1968; Григорьев и Кобанов, 1980; Howard et al., 1983; Григорьев и др., 1985; Lites, 1987; Elmore et al., 1992; Jones et al., 1992; West and Bhatia, 1990; West and Wilkins, 1992; Sakurai et al., 1995; Mickey et al., 1996; Martinez Pillet et al., 1998; Sankarasubramaniam et al., 2000; Hofmann, 2000; Kozhevatov, 2003; Parfinenko, 2004]. По принципу действия различают модуляторы с пространственной модуляцией, с временной модуляцией, и со смешанной пространственно-временной модуляцией. Каждый из способов обладает своими достоинствами и недостатками [Stenflo, 1994; del Того Iniesta and Collados, 2000].
При пространственной модуляции два пучка с ортогональной поляризацией формируются расщепляющей призмой и одновременно регистрируются или двумя независимьми фотодетекторами, или двумя областями одного, в качестве которого в последнее время используются многоэлементные ПЗС матрицы. В качестве расщепителя светового пучка применяется либо призма Волластопа, либо призма Савара, либо кальцитовая пластина. Если выбрать координатную систему для определения параметров Стокса таким образом, чтобы одна из осей совпадала с направлением расщепления пучков, то интенсивность одного пучка будет равна
Очевидно, что суммированием сигналов от двух детекторов (соответствующих пикселей матрицы) можно получить значение параметра Стокса I, а вычитанием -параметра Q. Для измерения параметра U можно просто повернуть расщепитель на 45 градусов, или же установить перед ним под углом 22.5 градусов А./2 фазовую пластинку. Последний вариант более предпочтителен, так как поворот призмы чреват внесением нежелательных оптических искажений. При измерениях круговой поляризации перед расщепителем под углом 45 градусов устанавливается Х/4 фазовая пластинка, посредством которой V параметр преобразуется в Q параметр. Важными достоинствами данного метода являются: 1) его нечувствительность к вариациям яркости (поскольку такие вариации сказываются на обоих пучках одинаково), и 2) высокая эффективность использования светового потока. Последнее обстоятельство обуславливает широкое использование этого способа при наблюдениях звёзд.
Свойственны методу пространственной модуляции и существенные недостатки. Прежде всего, это необходимость использования различных фотодетекторов, чувствительность которых может отличаться. В случае ПЗС матриц это сводится к проблеме плоского поля и взаимного сопоставления пикселей в двух пучках. Кроме того, прохождение лучами различных оптических путей приводит к различным искажениям. В итоге точность поляриметрических измерений при данном способе составляет только около 1%, что, конечно, явно недостаточно для современных задач. При данном методе без перестройки АП определяется только один параметр Стокса, и полный цикл измерений всех параметров требует довольно значительных затрат времени.
Концепция поляриметров с временной модуляцией заключается в преобразовании информации о поляризационном состоянии светового пучка в зависящие от времени вариации интенсивности света. Обеспечивается это периодическими изменениями свойств пропускаемости АП для того или иного состояния поляризации и синхронным детектированием сигнала одним и тем же фотоприёмником. В случае, например, измерения Q параметра Стокса, это может быть достигнуто простым вращением поляризатора с шагом 90 градусов. На практике, конечно, используются более совершенные методы модуляции. Поскольку в данном способе модуляции пучки с ортогональной поляризацией проходят по одному и тому же пути, то он оказывается свободным от ошибок, вносимых оптическими искажениями и проблемами плоского поля. Однако, так как при этом измерения интенсивности производятся не одновременно, метод оказывается чувствительным к вариациям яркости. Поэтому, чтобы минимизировать данный недостаток, измерения приходится выполнять на высоких частотах. Наиболее точными инструментами данного класса, с помощью которых были получены важные научные результаты, являются Zurich Imaging Polarimeters - ZIMPOL I и ZIMPOL II [Stenflo, 1994; Gandorfer and Povel, 1997; Gandorfer, 2000; Gandorfer, 2001; Gandorfer et al., 2004 ]. В них используются работающие на частоте несколько кГц пьезоэлектрические АП и специально разработанные ПЗС-матрицы с особыми масками.
Исторически первыми инструментами данного класса явились фотоэлектрические магнитографы с использованием фотоэлектронных умножителей (ФЭУ) в качестве фотоприёмников и электрооптических кристаллов (ЭОК) в качестве модулирующих элементов АП. Впервые конструкция такого магнитографа была предложена и создана в обсерватории Маунт Вилсон Бэбкоком [Babcock, 1953], поэтому инструменты аналогичного принципа действия называются магнитографами Бэбкоковского типа. Не будет преувеличением сказать, что создание таких магнитографов открыло новую эпоху в солнечной магнитографии, позволив измерять слабые магнитные поля по всему диску Солнца. Не удивительно поэтому, что в мире было создано достаточно большое число таких приборов, и именно благодаря им был получен основной наблюдательный материал по солнечному магнетизму. Многие из них плодотворно работают во многих обсерваториях до сих пор. В частности, значительная часть исследований, представленных в данной диссертационной работе, была выполнена именно на магнитографе Бэбкоковского типа на телескопе СТОП (Солнечный Телескоп Оперативных Прогнозов) Саянской солнечной обсерватории (ССО) [Григорьев и др., 1981]. Несмотря на кажущуюся простоту, Бэбкоковские магнитографы являются сложными техническими устройствами, эксплуатация которых и корректная интерпретация получаемых с их помощью данных являются далеко не тривиальными задачами.
Статистические сведения о саянских наблюдениях ОМП Солнца, сопоставление их с данными других обсерваторий
Магнитные поля на Солнце, измеряемые с низким пространственным (угловым) разрешением, или полученные посредством усреднения наблюдений с высоким разрешением, называются крупномасштабными. Под низким при этом понимается разрешение от нескольких десятков угловых секунд до 32 . В первом случае это соответствует условию, что апертура наблюдений превышает типичные размеры солнечных пятен, во втором - интегральным наблюдениям Солнца как звезды. Исследования крупномасштабных магнитных полей (КМП) были весьма актуальными на протяжении всей истории изучения солнечного магнетизма и продолжают занимать важное место в современной физике Солнца. Это обусловлено определяющим значением КМП в разнообразных динамических процессах в конвективной оболочке Солнца, во внешних слоях его атмосферы и в гелиосфере. Понимание природы КМП является ключевым элементом для понимания природы солнечного, а в более широком аспекте, и звездного магнетизма. В последнее время интерес к изучению КМП возрос особенно в связи с исследованиями в рамках программы "Космической Погоды", поскольку стала очевидной важная роль таких полей при формировании условий в межпланетной, а значит, и в околоземной среде. В настоящей главе, основанной на докладе [Демидов и Григорьев, 2004] представлен комплексный обзор исследований КМП за полувековой период, с акцентированием внимания на наиболее интересных результатах последнего времени. Сформулированы также основные задачи, решение которых, вероятно, будет целью исследований ближайшего будущего.
Прежде всего, хотелось бы отметить, что спектр исследований КМП Солнца настолько обширен, что в рамках одного обзора дать подробное изложение всех относящихся к предмету вопросов, конечно же, не представляется возможным. Поэтому некоторые из результатов, даже весьма интересных и важных, останутся, к сожалению, без рассмотрения.
Исследования КМП являются составной частью комплексных исследований солнечного магнетизма, и частью очень важной. Действительно, в настоящее время доподлинно известно, что магнитные поля на Солнце проявляются на различных пространственных масштабах - от тонкоструктурных магнитных элементов (ТСМЭ), называемых также магнитными силовыми трубками (МСТ) [Howard and Stenflo, 1972; Stenflo, 1973; Semel, 1985], размеры которых столь малы, что они остаются недоступными прямым наблюдениям даже на крупнейших телескопах, до общего магнитного поля (ОМП) Солнца как звезды. На промежуточных масштабах магнитные поля проявляются в пятнах, порах, факельных площадках и т.д. Особо следует отметить проявления магнитных полей в корональных образованиях и в полярных областях.
Как следует уже из их названия, для исследований КМП не требуются наблюдения с высоким пространственным разрешением, но зато необходимым условием является высокая чувствительность измерений, поскольку регистрируемые значения напряженности весьма малы. В самом деле, при наблюдениях мелкомасштабных магнитных полей (наблюдений с пространственным (угловым) разрешением не более нескольких угловых секунд), в апертуре телескопа оказывается всего несколько ТСМЭ, причем с высокой вероятностью одной полярности. Поэтому значения напряженности, как правило (если значителен фактор заполнения - доля апертуры, занятая ТСМЭ), достаточно велики. При наблюдениях же КМП пространственное разрешение составляет несколько десятков угловых секунд и более, вплоть до интегральных наблюдений Солнца. Понятно, что при этом происходит смешение полярностей отдельных ТСМЭ, уменьшение фактора заполнения и, как следствие, уменьшение измеряемых напряженностей. Именно данное обстоятельство -малая напряженность КМП - явилось в свое время причиной, препятствующей более раннему началу исследований КМП.
Напомним, что эра магнитных исследований Солнца началась в 1908 году, когда Дж. Хэйл на обсерватории Маунт Вилсон [Hale, 1908(b)] пронаблюдал расщепление спектральных линий в тени солнечных пятен и впервые объяснил это расщепление незадолго до этого (в 1896 г.) открытым в лабораторных условиях эффектом Зеемана. Оказалось, что напряженность поля в пятнах может достигать гигантских значений в 4хЮ3 Гс. Тем самым удалось подтвердить справедливость косвенных свидетельств наличия в активных областях магнитного поля - аналогии между видимой в линии На волоконной структуры со структурой железных опилок, помещенных рядом с магнитом [Hale, 1908(a)]. Но поскольку волокна на Солнце наблюдаются не только в активных областях, но и по всему диску, естественно было предположить, что они трассируют крупномасштабные магнитные поля. Другим указанием на наличие у Солнца глобального магнитного поля являлись наблюдаемые во время полных солнечных затмений корональные структуры, особенно лучи вблизи полюсов. Однако, предпринятые Хэйлом [Hale, 1913] попытки обнаружить магнитные поля вне пятен, в том числе аналогичного земному общего дипольного магнитного поля Солнца, привели к противоречивым результатам (см. обсуждение этого вопроса, например, в [Cowling, 1945; Степанов, 1948]. Для измерения слабых фоновых (т.е. расположенных вне активных областей) магнитных полей точность использованного фотографического метода оказалась тогда явно недостаточной.
Лишь спустя несколько десятилетий в той же обсерватории Маунт Вилсон Бэбкоками [Babcock and Babcock, 1952; Babcock, 1953] был создан фотоэлектрический магнитограф, многократно возросшая точность измерений на котором позволила наблюдать магнитные поля уже по всему диску Солнца. Тем самым в распоряжении солнечных физиков появилось качественно новое мощное средство исследований. И это незамедлительно сказалось на получаемых результатах. Уже по истечении первых нескольких лет [Babcock and Babcock, 1955] систематических наблюдений были получены принципиально новые результаты, в значительной степени заложившие основу дальнейших исследований по различным аспектам проблемы солнечного магнетизма.
В частности, предложенная Бэбкоком [Babcock, 1961] модель цикличности солнечной активности, дополненная впоследствии Лейтоном [Leighton, 1969] более точными расчетами, позволяет логически объяснить основные закономерности процесса пятнообразования. Основу модели Бэбкока - Лейтона составляет предположение о периодической трансформации полоидального магнитного поля в тороидальное за счет дифференциального вращения и анизотропной конвекции. Наиболее эффективно данный динамо-процесс происходит в основании конвективной зоны. По мере накопления там магнитной энергии силовые трубки тороидального поля всплывают на поверхность и образуют пятна и комплексы активности. В последующем эволюция таких комплексов приводит к дрейфу магнитного потока от хвостовых частей к полюсам, а от головных - к экватору. Вблизи экватора имеет место взаимная компенсация потоков разного знака от головных частей активных областей разных полушарий Солнца, а на полюсах - периодическая смена полярностей. Средняя продолжительность магнитного цикла составляет 22 года.
