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.
Obr. 1. Optické schéma větve spektrografu
pro měření lineární polarizace. 1 -
difrakční mřížka, O, O1, O2 - zobrazovací objektivy, l/2
- půlvlnná destička, W - Wollastonův hranol, CCD - detekční a záznamová
kamera.
Obr. 2. Pohled na optickou lavici s měřící a detekční aparaturou. Optický svazek přichází od difrakční mřížky zprava, zcela vlevo je CCD kamera se záznamovou jednotkou a řídícím počítačem.
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).
Obr. 3. Stanovení úhlu 2A mezi štěrbinou
spektrografu a spojnicí pozorovaného místa s centrem slunečního disku.
Obr. 4 Schéma převodu souřadnic na slunečním disku, počítané přímo řídícím PC mnohokamerového spektrografu. V závislosti na poloze zrcadel coelostatu a dalších parametrech, se zobrazí poloha středu štěrbiny v podobě křížku spojeného průvodičem se středem obrazu Slunce. Souřadnice jsou přímo zakomponovány do schématu.
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.
Obr. 5. Vlevo: Nepolarizované spektrum
v čarách Ha
, Hb a CaII
8542 A; vpravo: Lineárně polarizované
spektrum čáry Ha
pozorované ve sluneční erupci v obou komponentách.
Obr. 6. Vzorek získaných spekter limbové erupce 1. května 2000.. Jsou označeny sledované oblasti s měřenou lineární polarizací.
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.
Obr. 7 Nahoře profily čáry Ha v erupci z 1. 5. 2000, normované ke kontinuu, dole graf stupně polarizace vypočtený dle výše uvedeného vzorce.
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.