Jurij A. Kuprjakov, Šternbergův astronomický ústav, Moskevská univerzita , 119899 Moskva, Rusko, kupry @sai.msu.ru

Pavel Kotrč, Astronomický ústav Akademie věd České republiky, 251 65 Ondřejov, pkotrc @asu.cas.cz
 

Abstrakt
V článku je popsáno zařízení k měření jedné z komponent lineární polarizace záření slunečních erupcí v čáře Ha pro pozorování, jež jsou prvním rokem prováděna na mnohokamerovém slunečním spektrografu AsÚ AV ČR v Ondřejově. Popisuje se metodika měření a rámcové schéma zpracování dat v programu IDL. Diskutuje se záměr experimentu, jeho souvislosti s prací jiných skupin, účast v mezinárodních pozorovacích kampaních a dosavadní zkušenosti. Zájemci o spolupráci na tomto projektu, pro nějž byl od počátku roku 2000 získán tříletý grant GA ČR, mohou kdykoliv autory kontaktovat a získat případné další aktuální informace na webovské stránce: http://www.asu.cas.cz/ ~pkotrc/index.html.
 

ÚVOD

     Studium lineární polarizace v souvislosti se slunečními erupcemi nabývá ve sluneční fyzice v posledních několika letech značného významu. Problém detekce polarizace v erupcích je nutno vyřešit z důvodů porozumění mechanismům těchto energetických jevů, kde se jedná o příčinné souvislosti ohřevu plazmy a netepelného transportu energie pomocí svazků urychlených částic. Jde zejména o možnost detekce význačných směrů či symetrií v prostředí anizotropní plazmy v dynamickém procesu sluneční erupce. Tyto preferované směry mohou souviset s anizotropním rozdělením rychlostí či silových polí v plazmě. Analýza typických konfigurací rychlostních a silových polí doprovázejících vznik a vývoj slunečních erupcí a jejich zákonitostí, může přinést zásadní změnu v úrovni jejich poznání. Jde zejména o rozšíření pohledu na pochopení mechanismů slunečních erupcí, jejich modelů a charakteru různých typů jejich odezvy v meziplanetárním prostoru. V poslední době je též vysoce aktuální otázkou zlepšení možnosti prognóz těchto plazmatických procesů s enormní energetickou geoefektivitou v projektech zabývajících se tzv. kosmickým počasím. Jde o specifický problém, jemuž se věnuje několik vědeckých týmů, mezi nimi i skupina v observatoři AsÚ AV ČR v Ondřejově.

MOŽNOSTI MĚŘENÍ

Základní dilema: Převzatá nebo vlastní data?

     Chceme-li polarizaci v erupcích studovat a systematicky analyzovat, máme dvě možnosti. Buď použít cizí data, zpravidla pořízená na velkém dalekohledu, nebo se pokusit o získání dat vlastních. První varianta má jistě svá pozitiva, je levnější a snadnější z hlediska koncového uživatele. O dobrá data je však stále nouze. Problém je totiž v tom, že není jednoduché v poměrně krátkém pozorovacím časovém intervalu, získaném v přísném konkurzu na nějakém velkém dalekohledu nějakou erupci vůbec pozorovat, neboť se jedná o sporadický jev, který ve vymezeném pozorovacím okněvůbec nemusí na celém Slunci nastat. Z tohoto důvodu jsme se rozhodli pro druhou variantu, tj. pozorovat na přístroji ne sice tak dokonalém a to navíc s aparaturou, kterou sami postupně vytváříme. Hlavní výhoda je však v tom, že si všechny použité komponenty a postupy můžeme důkladně analyzovat a zejména, že máme pozorovací přístroj kdykoliv k dispozici, což je při pozorování sporadicky se vyskytujících erupcí prvořadé.

Problém přístrojové polarizace

     Využíváme mnohokamerového spektrografu, postaveného před téměř padesáti léty (Valníček a spol, 1959) a modernizovaného v několika následných etapách (Kotrč a spol., 1993).Studium polarizace záření kosmického tělesa pomocí zrcadlového dalekohledu sebou nese vždy řadu komplikací. Patří k nim na prvním místě otázka přístrojové polarizace, které je při našich podmínkách, kdy pracujeme s množstvím odrazných optických ploch a s difrakční reflexní mřížkou, nemožné se vyhnout. Situace je navíc komplikovaná tím, že napájecí systém horizontálního dalekohledu využívá klasický coelostat s proměnnou polohou hlavního zrcadla. Tato okolnost způsobuje téměř neustálou změnu přístrojové polarizace. Pokud bychom tedy aktuální přístrojovou polarizaci měřili a vylučovali, celou proceduru by to řádově zkomplikovalo a prodražilo, pokud jde o nároky na použitý systém měření přístrojové polarizace, který by musel být umístěn před hlavním zrcadlem coelostatu a musel by mít rozměr stejný jako apertura optického systému, tedy přibližně půl metru. Tento polarizátor/analyzátor pro měření polarizace na vstupu do coelostatu by navíc musel být vybaven složitým mechanismem umožňujícím jeho natáčení. Jiná varianta započtení přístrojové polarizace spočívá v užití komparativní metody zpracování dat (Firstová a spol., 1987, 1997). Při ní předpokládáme, že se nastavení všech odrazných ploch v průběhu krátkého pozorovacího intervalu (tj. v době pozorování erupce trvající maximálně několik minut nebo desítek minut) nemění a je možné v tomto intervalu přístrojovou polarizaci považovat za konstantní. Pokud pak zjistíme rozdíl ve výskytu polarizace světla podél profilu spektrální čáry v době krátce před erupcí nebo po ní v porovnání s polarizací měřenou v průběhu erupce, pak můžeme učinit závěr, že detekovaná polarizace náleží právě záření sluneční erupce a jako takovou ji analyzovat a vyhodnocovat.

POPIS MĚŘÍCÍHO ZAŘÍZENÍ

Úpravy na spektrografu a detektorové části

     Mnohokamerový erupční spektrograf ondřejovské observatoře (MSS) je podrobně popsán v práci Valníčka a spol., 1959. Přístroj je umístěn v prvním patře budovy slunečního oddělení. To má své výhody v tom, že je prakticky okamžitě připraven k použití pracovníky oddělení. Naopak určitou nevýhodou je existence rušivého vlivu provozu v budově, kdy někdy dochází k otřesům optického systému horizontálně uspořádaného na ploše sálu o rozloze 9 x 18 metrů s věží coelostatu umístěnou před jižní stěnou budovy. Tyto otřesy vyvolané nešetrným pohybem po budově vedou k zákmitům obrazu. Parametry napájecího dalekohledu a MSS byly již při konstrukci a stavbě zvoleny tak, aby bylo možno ve velmi krátkých expozicích snímat současně fotografická spektra slunečních erupcí a protuberancí ve vybraných spektrálních oblastech a diagnosticky důležitých spektrálních čarách Ha, Hb, Hg, D - čarách sodíku a hélia a čar H a K jednou ionizovaného vápníku CaII. Kromě toho bylo možné pozorovat i v krátkovlnné oblasti, kde jsou vysoké členy balmerovské série, až po oblast balmerovského kontinua. V současné době je MSS využíván především pro snímání pomocí videokamer, jež jsou podle potřeby umísťovány na optických lavicích do vyšších řádů difrakční mřížky. Tyto videokamery jsou citlivé zejména v dlouhovlnné části spektra a tak byla v poslední době v jedné z větví spektrografu aktivována kamera pracující v blízké infračervené oblasti u jednou ionizovaného vápníku CaII 8542 A.
    Spektrograf je napájen horizontálním dalekohledem s parametry zrcadla objektivu s ohniskovou vzdáleností F = 1350 cm a průměrem D = 23 cm, takže střední průměr primárního obrazu slunečního disku je 125,6 mm. Obraz se vytváří na původně kovové a nastavitelné štěrbině spektrografu. Tato původní mechanická štěrbina byla při modernizaci nahrazena napařenou křemennou destičkou s propouštějící štěrbinou o šířce 50 mikronů a výšce 50 mm. Vzhledem k nahrazení fotografického detektoru čipem CCD a vzhledem k omezené délce Wollastonova hranolu bylo nutné snížit výšku štěrbiny. Pro snížení výšky štěrbiny se používá jednoduchá vymezovací clona. Větev pro měření lineární polarizace v čáře Ha je možno umístit do prvého, případně do vyšších řádů optického spektra. Za difrakční mřížkou je zobrazovací systém sestávající ze třech objektivů (O, O₁, O₂ ). Rozdělení svazku se provádí Wolastonovým hranolem W (viz obr. 1, 2). Jako fázové destičky je použito půlvlnové destičky (l\2). K určení nulové polohy osy půlvnné destičky se používá polarizátor P. Jako detektor je používána půlpalcová CCD video kamera ICD-42B, se zvýšenou citlivostí, která snímá s videofrekvencí 25/50 půlsnímků za sekundu a zapisuje se v analogové formě videorekordérem AIWA. Současně se zaznamenává spektrum sluneční erupce ve třech spektrálních čarách Ha, Hb a CaII 8542 A a také snímek filtrogramu sluneční chromosféry, který vzniká odrazem ze štěrbiny v čáře Ha.
 
 

Digitalizace a analýza dat.

V další fázi jsou data jak z větve měření polarizace, tak z ostatních čar a snímku ze štěrbiny digitalizována kartou DIPIX a zpracovávána pomocí programového vybavení v jazyce IDL, jež vychází z níže uvedeného vzorce a jež je v pokročilém stadiu vývoje. Je nutno vyřešit celou řadu problémů, jako je kalibrace dat a jejich záznam. Předpokládáme, že po vyřešení problémů technického charakteru bude celá procedura na zpracování měření v maximální míře automatizována. Jak naše skupina, tak i ostatní pracovní skupiny zabývající se studiem polarizace ve slunečních erupcích vyjádřily zájem zapojit se společně do mezinárodních projektů s podobnými cíly. Zejména jde o spolupráci se skupinou z Meudonu (J. C. Henoux), jejichž pozorovací možnosti by se po polarimetru PARIS měly rozšířit o aparatury na bezpolarizačním francouzsko-italském dalekohledu THEMIS na Tenerife. Velmi nás též zajímá práce skupiny kolem N. M. Firstové z Irkutska, neboť používáme obdobnou metodiku jako oni. Tato skupina nedávno získala nové CCD kamery, jež byly instalovány na Velkém Bajkalském věžovém dalekohledu a jejich poslední výsledky ukazují na možnosti studia polarizace v čáře Ha v tzv. vousech (Severného) nebo-li bombách (Elermana). Plánujeme zapojení do mezinárodních pozorovacích kampaní, zejména pak využití možností jiných pozorovacích dat, ukazujících na přítomnost svazků nabitých částic ve sluneční atmosféře a jejich interakci s hustými vrstvami chromosféry a fotosféry, jako jsou radiové spektrografy s vysokým časovým i frekvenčním rozlišením, nový český rentgenovský fotometr umístěný na americké družici MTI, dále rentgenovský dalekohled HESSI, jenž má být vypuštěn v nejbližších měsících, sonda TRACE pro výzkum přechodové zóny chromosféra - koróna, atd..
 

METODIKA POZOROVÁNÍ LINEÁRNÍ POLARIZACE

1. NASTAVENÍ MĚŘÍCÍ APARATURY

Při vlastní justáži aparatury snížíme pozorovací štěrbinu tak, aby byly proužky obou spekter právě odděleny a zaostřujeme optický systém, abychom na CCD kameře dostali ostré spektrum v obou proužcích a po celé zobrazované ploše.
     Wollastonův hranol umístíme mezi objektivem O₂ a CCD kamerou. Otáčením hranolu dosáhneme, aby identické spektrální čáry byly v obou proužcích spektra právě nad sebou. Dále je potřeba nastavit půlvlnnou destičku do počáteční nulové polohy ve třech krocích.
a) mezi objektiv O a Wollastonův hranol umístíme polaroid P.
b) Otáčením polaroidu P dosáhneme, aby jeden z proužků spektra (spodní) zcela pohasl. V našem uspořádání lineární polarizace záření odpovídající směru štěrbiny a vrypům mřížky vytváří spodní proužek spektra.
c) Mezi polaroid P a Wolastonův hranol W umístíme půlvlnnou destičku l\2. Pootáčením l\2 destičky dosáhneme stavu v kroku b), tj pohasnutí spodního proužku spektra. Nyní je l\2 destička nastavena tak, že spodní proužek spektra je vytvářen komponentou lineární polarizace, jež je současně rovnoběžná s osou polaroidu, štěrbinou a vrypy mřížky. Označíme si polohu půlvlnné destičky l\2 a odstraníme z optické cesty polaroid P.

2. METODIKA POZOROVÁNÍ

Při pozorování nastavíme pozorovaný úsek slunečního disku tak, aby ležel právě v centrální části štěrbiny spektrografu a určíme úhel mezi směrem osy štěrbiny a spojnicí pozorovaného místa s centrem slunečního disku (viz obr. 3). Pro automatické nastavování úhlu byla vyvinuta procedura,která počítá kartézské souřadnice středu štěrbiny na slunečním disku a poziční úhel tohoto místa (viz. obr. 4).
 

     Pro zmenšení chyby měření používáme zatím hybridní zobrazení údajů na monitoru, v budoucnu počítáme už jen s automatickým určováním souřadnic i potřebného úhlu. Po určení úhlu 2A otočíme půlvlnnou destičku l\2 o úhel A od jejího výchozí nulové polohy. Tím jsme dosáhli toho, aby ve spodním proužku spektra bylo záření, jehož rovina lineární polarizace je rovnoběžná se směrem na střed slunečního disku (směr radiální). Vrchní spektrum pak náleží rovině lineární polarizace, jež je kolmá na směr ke středu slunečního disku (tangenciální směr).
     Instrumentální polarizace způsobuje, že intenzita v obou proužcích spektra je odlišná (viz obr. 5, 6) a při vlastním výpočtu je nutné provádět normování k hodnotám příslušného kontinua.
 

3. ZPRACOVÁNÍ VÝSLEDKŮ MĚŘENÍ

     Výpočet stupně polarizace se provádí podle vzorce:

kde indexy 1, 2 jsou přiřazeny hodnotám intenzit a kontinuí vybraných pro stejný řez v horním a spodním proužku spektra.
     Dostáváme tak závislost P na vlnové délce l. Je nutno si znovu připomenout, že značná část takto vypočteného stupně polarizace náleží polarizaci přístrojové. Teprve po porovnání stupně polarizace v erupci se stupněm polarizace mimo erupci (ať již časově nebo místně) při stejných úhlech natočení zrcadel, můžeme činit závěry o její přítomnosti a převládající komponentě, jak vyplývá z úvahy o rozložení do dvou ortogonálních složek orientovaných radiálním a tangenciálním směrem vzhledem k zobrazenému středu slunečního disku..
     Příklad výsledků měření stupně lineární polarizace P, který odpovídá přístrojové polarizaci, včetně zobrazení jednotlivých profilů normovaných k příslušnému kontinuu, je znázorněn na grafech v obrázku 7.
 

ZÁVĚR:

     Práce na měření lineární polarizace započaly v r. 2000 v rámci tříletého grantu GA ČR 205/00/1726 a jsou též předmětem spolupráce v několika cílených mezinárodních projektech, využívajících jak pozemních pozorávání, tak měření z přístrojů v kosmickém prostoru. Cílem tohoto příspěvku je informace odborné veřejnosti o započetí projektu a vyjádření zájmu zapojit další zainteresované týmy nebo jednotlivce, včetně diplomantů, do tohoto zajímavého a aktuálního úkolu.

Poděkování

Popsaný projekt je finančně zabezpečen z grantu GA ČR 205/00/1726.

LITERATURA:

Firstova, N. M. a Kotrč, P.: 1987, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 38, 257.
Firstova, N. M., Hénoux, J.-C., Kazantsev, S. A. a Bulatov A. V.: 1997, Solar Phys. 171, 123.
Hénoux, J.-C. a Vogt E.: 1998, Physica Scripta, Vol. T78, 60-67
Hénoux, J.-C. a Karlický M.: 1999, Astron. Astrophys. 341, 896-901
Karlický, M., Tlamicha, A., Jiřička, K., Aurass, H. a Zlobec, P.: 1992, Hvar Obs. Bull. 16, 23.
Kazantsev, S. A. and Hénoux J.-C.: 1995, Polarization Spectroscopy of Ionized Gases, Kluwer Academic Publishers,
     Dordrecht, Holland.
Kotrč, P., Heinzel, P. a Knížek M.: 1993, JOSO Annual Report 1992, ed. A. v. Alvensleben, 114.
Valníček, B., Letfus, V., Blaha, M., Švestka Z., a Seidl Z.: 1959, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 10, 149.