Байкальская астрофизическая обсерватория сообщение
Обновлено: 03.07.2024
Байкальская астрофизическая обсерватория – удивительный по архитектуре объект в поселке Листвянка. Внешне необычное здание напоминает школьную линейку-треугольник. Снаружи фасад выкрашен в белый цвет, чтобы строение сильно не нагревалось и не повлияло на качество изображения телескопов. Строение возведено на высоком хребте высотой 150 метров, поэтому пройти мимо его трудно.
Байкальская обсерватория состоит из пяти телескопов. Каждый из них помогает астрофизикам изучать новые явления, наблюдать за постоянными изменениями солнечной системы.
В Байкальской обсерватории проходят лекции, устраиваются экскурсии.
Туристы могут зайти внутрь телескопа полного диска Солнца. Вверх ведет винтовая узкая лестница, а стены внутри деревянные. Посетители увидят телескоп с противовесом.
В него смотреть не надо, все за человека обрабатывает матрица разрешением – 8 Мп. При работе обсерватории створки широко открываются, а купол может вращаться по направлению к Солнцу.
Рядом установлена геодезическая вышка. Изначально ее использовали для установки телескопа. Сегодня она выполняет функцию аппаратной башни связи.
Главная достопримечательность комплекса – солнечный вакуумный телескоп. Он самый большой в Евроазиатском континенте. С его помощью выполняется основная часть исследований в сфере изучения Солнца. Вакуум в трубе позволяет получить максимально четкую картинку. Диаметр телескопа – 1 метр, а его фокусное расстояние невообразимо – 40000 миллиметров. С высокой площадки открывается прекрасный вид на окрестности Байкала, виден даже мыс Сытый.
Байкальская астрофизическая обсерватория (БАО) расположена в пос. Листвянка на юго-западном побережье озера Байкал в 70 км от г. Иркутска. Площадь обсерватории составляет 51.06 га. Географические координаты: 104°53ʹ30ʺ в.д., 51°50ʹ47ʺ с.ш. Большая акватория озера, наличие локальной антициклональной зоны и географические особенности района обеспечивают продолжительные периоды стабильного высокого качества изображения в течение дня, особенно в отдельные сезоны года.
Содержание
- Мониторинг активности Солнца с целью проведения фундаментальных и прикладных научно-исследовательских работ в рамках российских и международных научных программ;
- Спектральные, спектрополяриметрические и фильтровые наблюдения нестационарных процессов в солнечной атмосфере с целью исследования механизмов их возникновения;
- Разработка и испытания новых приборов и инструментов.
- Большой солнечный вакуумный телескоп (БСВТ)
- Телескоп полного диска Солнца в линии Hα (656.3 нм);
- Телескоп полного диска Солнца в линии K CaII (393.4 нм);
- Солнечный телескоп оперативных прогнозов нового поколения (СТОП-1);
- Солнечный синоптический телескоп (СОЛСИТ) — на стадии ввода в эксплуатацию.
БСВТ входит в десятку крупнейших солнечных телескопов мира, в перечень уникальных установок РФ № 01-29. Идея создания на Байкале такого инструмента принадлежит чл.-корр. АН СССР Степанову В.Е. Телескоп имеет уникальные оптические характеристики, позволяющие проводить высококачественные наблюдения тонкоструктурных образований на Солнце, изучать физические процессы в атмосфере Солнца с высоким пространственным, спектральным и временным разрешением.
| Высота башни | 25 м |
| Диаметр зеркала сидеростата | 1 м |
| Диаметр главного объектива | 760 мм |
| Эквивалентное фокусное расстояние | 40 м |
| Поле зрения | 32 угл. мин |
| Диаметр изображения Солнца | 38 см |
| Пространственное разрешение | 0.2 угл. сек |
Зеркально-линзовая оптическая система телескопа включает полярный сидеростат диаметром 1 м, двухлинзовый ахроматический объектив диаметром 760 мм с фокусным расстоянием 40 м и спектрограф. Наклонная 40-метровая труба телескопа заключена в металлический герметичный корпус, закрытый сверху и снизу прозрачными плоскопараллельными пластинами. Для устранения влияния флуктуаций плотности воздуха на качество изображения имеется специальная установка, позволяющая вакуумировать телескоп, понижая давление внутри трубы до нескольких миллиметров ртутного столба. БСВТ оснащен высокодисперсионным спектрографом, с помощью которого можно определять физические параметры солнечной плазмы (скорость движения вещества, химический состав, магнитное поле), а также оценивать температуру, скорость микротурбулентности и электронную концентрацию.
| Диаметр камерных зеркал | 600 мм |
| Фокусное расстояние камерных зеркал | 15 м |
| Фокусное расстояние коллиматорного зеркала | 9 м |
| Дифракционная решётка | 600 штр/мм, размер 200×300 мм |
| Разрешающая способность в рабочих порядках | 0.0007 нм |
Одним из основных объектов наблюдений на БСВТ являются солнечные вспышки. Согласно современным представлениям, в начале вспышки в короне происходит освобождение энергии, затем регистрируется нагрев хромосферы. Механизм этого нагрева, связанный с возникновением вспышек, является одной из важных научных проблем. Перенос энергии из короны в хромосферу возможен за счет теплопроводности, рентгеновского излучения, а также пучками заряженных частиц. Хотя нет единой теории образования вспышек, последний механизм в настоящее время доминирует. Существуют наблюдения, показывающие хорошее пространственное совпадение рентгеновских источников с положением эмиссионных элементов солнечных вспышек в хромосфере. Рентгеновское излучение можно объяснить торможением электронов и протонов в плотных хромосферных слоях. Если предположить, что пучки частиц вторгаются в хромосферу радиально, максимальная поляризация должна наблюдаться у вспышек, находящихся на краю Солнца, т. е. степень поляризации спектральных линий должна зависеть от положения вспышки на солнечном диске. Изучению описанных процессов посвящены основные исследования на БСВТ. На основе наблюдений большого числа солнечных вспышек было доказано существование в некоторых солнечных вспышках ударной линейной поляризации. Различие профилей параметров Стокса в разных участках вспышки позволило оценить тип и энергию энергичных частиц, участвующих в нагреве хромосферы, а также глубину проникновения пучков частиц в хромосферные слои. Эти результаты свидетельствуют о том, что во время солнечных вспышек перенос энергии из короны в хромосферу осуществляется потоками энергичных частиц.
Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН в 1980 г. по оригинальной оптической схеме, установлен в стационарной башне с куполом диаметром 5 м на высоте 12 м в 150 м от берега Байкала (75 м над уровнем озера).
До 2000 г. в телескопе использовалась фотокамера (ширина фотопленки 80 мм). В 2000–2002 гг. в наблюдениях стала использоваться ПЗС-матрица Princeton Instruments, представляющая собой матричный детектор 2048×2048 пк. С 2008 г. по настоящее время на хромосферном телескопе полного диска Солнца используется ПЗС-камера Hamamatsu С9300-124 с детектором 2760×4000 пк. Архив наблюдений на фотопленках и в электронном виде хранится в ИСЗФ.
Наблюдения с высоким угловым разрешением всего диска Солнца, включая залимбовые структуры, дали возможность постановки следующих научных задач:
- исследование тонкой структуры хромосферы, волокон и протуберанцев;
- исследование солнечных вспышек;
- мониторинг солнечной активности на хромосферном уровне;
- исследование комплексов активности на Солнце;
- исследование феноменологии хромосферных образований, включая применение фрактальных методов.
1. В 1981 г. начались исследования комплексов активности (КА) на хромосферном и фотосферном уровнях. Было показано, что в центральной части КА, где находятся активные области, включающие в себя одну или несколько групп пятен, преобладают сильные квазивертикальные магнитные поля (флоккульные и пятенные). Центральная часть КА охвачена поясом квазигоризонтальных магнитных полей, расположенных радиально по отношению к центральной части, что указывает на сходство комплекса активности со структурой солнечного пятна. С помощью разработанного метода, основанного на анализе синоптических карт пятенной активности Солнца в каждом кэррингтоновском обороте Солнца в кэррингтоновских гелиоцентрических координатах и прямоугольной проекции, выделены участки, где на протяжении не менее трех солнечных оборотов наблюдалась пятенная активность. Эти участки названы ядрами КА. Такой подход позволил обнаружить новое важное проявление солнечной активности, а также исследовать его феноменологию, особенности развития (эволюцию), пространственные и временные характеристики. Переход от традиционного изучения комплексов активных областей к идеологии КА, которая рассматривает прежде всего длительное эволюционное развитие очагов активности (не смещающихся в кэррингтоновской системе координат), проявляющееся в многомесячном развитии ядер КА, позволил установить целый ряд важных закономерностей развития геоэффективных структур на Солнце. Удалось показать, что ядра КА вращаются твердотельно со скоростью, характерной для широт ~15º (кэррингтоновская скорость вращения). Важным для изучения проблемы солнечных вспышек оказался вывод о том, что до 95 % всех наиболее мощных вспышек на Солнце наблюдается именно в КА. Цикл выполненных исследований позволил развить концепцию КА как основных геоэффективных вспышечноопасных структур. Выяснилось, что, помимо вспышек, КА генетически связаны с низкоширотными корональными дырами, которые образуются вблизи КА и на их месте после распада. Тем самым было показано, что геоэффективные потоки высокоскоростного солнечного ветра, истекающие из низкоширотных корональных дыр, тесно, хотя и опосредованно, связаны с КА. Изучение статистики, эволюционных особенностей и динамики КА стало важным элементом развернутой на базе наблюдений в БАО программы изучения мощных солнечных вспышек как в плане уточнения механизма вспышек, так и для их долгосрочного прогноза. Был развернут мониторинг КА, создан непрерывно пополняющийся каталог.
2. Архив наблюдений на хромосферном телескопе БАО содержит значительное количество вспышек разной мощности с высоким качеством изображения. Это позволило выполнить цикл исследований феноменологии вспышек в хромосфере. Подробно описана последовательность изменений тонкой структуры хромосферы перед сильными вспышками и во время них. Активизации тонкой структуры и уярчения, находящиеся далеко от области вспышки и даже в другом полушарии, позволили обнаружить эти изменения и выявить особую роль линий раздела магнитных полярностей в развитии и распространении вспышечных активизаций. Отмечена важная роль конвективных структур в формировании и развитии вспышечных лент.
3. Высокое угловое разрешение телескопа позволило успешно решать задачи исследования структуры и развития самого многочисленного и еще слабоизученного класса оптических вспышек S (площадь менее 2 кв. град), составляющих более 90 % всех вспышек на Солнце. Была поставлена цель: попытаться понять развитие вспышечного процесса в его чистом (относительно простом) проявлении. В результате было установлено, что вспышечные процессы такого типа как правило разыгрываются на границах хромосферной и супергрануляционной сеток, где наблюдается усиление магнитных полей, а также эмиссионных и других процессов. С точки зрения особенностей развития вспышки малой мощности не отличаются от крупных солнечных вспышек. Они, как и мощные вспышки, возникают на линиях раздела полярности продольного магнитного поля, имеют взрывную фазу, сопровождаются активизациями и исчезновением волокон, многократными всплесками интенсивности, рентгеновским излучением разной мощности (в том числе класса Х), а также потоками протонов. Среди них встречаются вспышки, покрывающие тени солнечных пятен, двухленточные и белые вспышки. Вспышки имеют тенденцию к временной группировке в серии и к пространственной — в центры вспышечной активности, время жизни которых может составлять до четырех солнечных оборотов. Обнаружено, что крупные вспышки оптических классов 2–4 обычно происходят на фоне слабой активности малых вспышек (МВ) или в их отсутствие. В среднем за 7.8 ч до крупной вспышки МВ прекращаются и могут возобновиться не ранее чем через 6.7 ч после ее начала. При этом ленты крупных вспышек развиваются в областях, где МВ не было или их число было незначительно, что обусловливает накопление свободной магнитной энергии, достаточной для возникновения мощной вспышки. Новое развитие исследование МВ получило в работах по изучению вспышек, возникающих вдали от пятен в областях спокойной хромосферы. Установлено, что внепятенные вспышки сопровождаются крупномасштабными активизациями хромосферы, в значительной степени превосходящими по размерам активные области. Определяющую роль в их развитии играет топология магнитного поля. Вспышечные узлы как правило возникают на границах магнитной сетки в непосредственной близости от магнитных холмов с напряженностью больше 80 Гс, в которых происходят существенные изменения магнитного поля. Ленты внепятенных вспышек могут появляться на значительном удалении от линии раздела полярности, при этом расхождения лент может не наблюдаться. На основе анализа хромосферных данных впервые предложена эмпирическая модель, объясняющая основные этапы развития внепятенной солнечной вспышки. В результате проведенных исследований дана новая интерпретация роли МВ в общей структуре солнечной активности. Доказано, что они не являются случайными (фоновыми) событиями на Солнце, их можно рассматривать как индикаторы изменения магнитной обстановки на Солнце, указывающие места, подверженные возмущениям магнитных полей.
4. С помощью метода двумерной томографии получена плотность распределения хромосферных структур по направлениям в ареале АО NOAA 9077 и обнаружены интенсивные перестройки ориентации этих структур за 15–55 мин до вспышки. Исследования были продолжены с применением аппарата мультифрактального анализа. Показано существование перемежаемой турбулентности (мультифрактальной структуры) в хромосфере и нижней короне активных областей. По синхронным наблюдениям в линии Hα и линии FeXI 171 Å переходной зоны от хромосферы к короне обнаружены квазипериодические (10–20 мин) вариации скейлинговых параметров, коррелирующие со вспышками. Применение метода мультифрактальной сегментации к хромосферным изображениям показало, что участки максимальных значений показателя сингулярности совпадают с очагами вспышек. В дальнейшем тот же метод впервые был применен для обнаружения новых магнитных потоков и очагов вспышечной активности по солнечным фотосферным магнитограммам.
Наблюдения в спектральной линии K СаII дают возможность оценки полного магнитного потока, а также исследования природы быстрых изменений крупномасштабных магнитных полей и динамики тонкой структуры магнитного поля в полярных областях в период переполюсовки общего магнитного поля Солнца.
Телескоп разработан и изготовлен в ИСЗФ СО РАН по оптической схеме, аналогичной схеме телескопа полного диска в линии Нα. В телецентрическом ходе лучей установлен интерференционно-поляризационный фильтр фирмы Халле (Bernhard Halle Nachfl. GmbH) с полушириной полосы пропускания 0.06 нм.
Наблюдения на телескопе ведутся с 1995 г. До 2003 г. изображение регистрировалось на 80-мм фотопленку. В 2003 г. оптическая схема изменена для регистрации изображения на цифровую камеру Sony Cyber-Shot DSC-S85 c матрицей 1704×2272 пк.
О взаимосвязи Солнца и Земли человечеству было известно много веков назад. Но в 60-е годы прошлого века, с освоением космоса изучение Солнца стало острой необходимостью. Солнечные вспышки грозили жизням космонавтов, орбитальным спутникам – серьезными поломками. Электроприборы и люди на Земле также реагируют на солнечную активность. С 1964 по 1978 год директором СиБИЗМИРа был член-корреспондент АН СССР Владимир Евгеньевич Степанов, на тот момент один из самых известных ученых мира в области физики Солнца. Одной из его идей по развитию Института стал проект по строительству Астрофизической обсерватории для наблюдений за Солнцем.
– По отчетам, наилучшее место для солнечной обсерватории было на Ушканьих островах, но отдаленность от населенных пунктов и сильные ветра были минусом. В Листвянке условия астроклимата оказались очень хорошие. Близость Байкала влияло положительно на наблюдения – высокая прозрачность атмосферы над озером, своеобразный микроклимат, 224 солнечных дней в году, – вспоминает начальник Байкальской астрофизической обсерватории кандидат физико-математических наук Александр Васильевич Боровик.
– При наблюдениях на имеющихся к тому времени приборах Владимира Евгеньевича не устроило качество изображения. Его мысли были обращены в тонкую структуру солнечных образований крупномасштабных процессов, которые происходят на Солнце. Степанов стремился проникнуть в глубь физики Солнца. Для этого надо было иметь высокое разрешение, – рассказывает научный сотрудник ИСЗФ СО РАН доктор физико-математических наук Павел Гаврилович Ковадло.
– Место для телескопа было выбрано на вершине сопки вблизи поселка Листвянка. Форма телескопа напоминает букву Л с трубой длинной 42 метра. Объектив телескопа решили устанавливать на высоте 25 метров, часть горы пришлось взорвать и сделать двухступенчатую конструкцию, – рассказывает ведущий конструктор ИСЗФ СО РАН кандидат технических наук Александр Константинович Китов.
В то время создать или заказать оптику для солнечного телескопа было сложно. Почти все предприятия работали на оборонную промышленность.
– От качества стекла зеркал зависело качество изображения. Изготовленное на заказ стекло было второй категории, неприемлемое для решения поставленных задач. Под институтом в Иркутске для тестирования оптики была построена вакуумная труба – один к одному как на БСВТ. С помощью этой трубы мы смогли проконтролировать качество оптики. Вначале было сделано эталонное зеркало, для контроля объектива и зеркала телескопа, – рассказывает заведующий лабораторией строения солнечной атмосферы доктор физико-математических наук Валерий Иосифович Скоморовский.
На ученом совете СибИЗМИРа 25 апреля 1978 года было принято решение о создании Байкальской астрофизической обсерватории. За прошедшие годы были выполнены многочисленные наблюдения по солнечной и солнечно-земной физики по российским и международным научным программам. Все эти годы обсерватория непрерывно развивается. БСВТ управляется дистанционно и входит в центр коллективного пользования.
Благодаря уникальной лаборатории института и талантливым ученым, в ИСЗФ СО РАН производится и обслуживается по сей день сложнейшая оптика для созданных ранее телескопов. Кроме того, в Институте ведутся разработки солнечных телескопов нового поколения. В 2009 году в БАО начались наблюдения с Солнечного телескопа оперативных прогнозов, послужившего прототипом сети телескопов. Сейчас точно такие же, изготовленные в ИСЗФ СО РАН, работают в Уссурийске и Кисловодске.
Сейчас БСВТ входит в десятку крупнейших солнечных телескопов мира. Оптические характеристики и используемый для наблюдений комплекс спектрофотометрической и поляриметрической аппаратуры позволяют проводить исследования физических процессов в атмосфере Солнца с высоким временным, пространственным и спектральным разрешением. Несмотря на новые возможности внеатмосферных исследований Солнца, Байкальская астрофизическая обсерватория остается надежным источником фундаментальных знаний о ближайшей к нам звезде.
Байкальская астрофизическая обсерватория расположена на окраине Листвянки на хребте высотой 150 метров. Главное направление исследований — Солнце. Основными задачами ученых здесь являются наблюдения тонкой структуры солнечных активных образований, регистрация солнечных вспышек и других нестационарных явлений в солнечной атмосфере.
Принцип работы Солнца напоминает ядерный реактор: сегодня наша звезда на 70% состоит из водорода. Постепенно он превращается в гелий, благодаря этому вырабатывается огромное количество энергии, которая греет и освещает Землю. Но, как и в любом реакторе, топливо, то есть водород, когда-нибудь иссякнет. Как только процесс превращения завершается, Солнце взорвется и поглотит нашу планету. К счастью, до этого времени нам еще предстоит прожить 5 миллиардов лет, а пока ученых больше волнуют явления, происходящие со звездой сейчас…
Когда на солнце возникает вспышка, ученые оповещают о ней метеорологов. Свет от Солнца доходит до земли за 8 минут, но потоки магнитных волн идут 2-3 дня, поэтому если услышите о сильной вспышке на солнце, то можете успеть купить билет до мурманска и поехать смотреть северное сияние.
1. В Байкальской обсерватории 5 телескопов. Еще один строится.
2. Каждый новый телескоп позволяет глубже изучить уже известные явления. Сегодня мы знаем о Солнце уже почти все, остается лишь наблюдать за постоянными изменениями и выявлять закономерности.
3. Зайдем в телескоп полного диска Солнца.
4. Стены изнутри покрашены в белый. Так воздух внутри меньше нагревается и не искажает изображение.
5. Сам телескоп крепится к штанге, на другом конце которой укреплен противовес. Астрономы уже давно не сидят и не смотрят в телескоп. Изображение проецируется на 8 Мп матрицу. До 1999 года для съемки использовали 80-миллиметровую фотопленку.
6. Фокусное расстояние — 5432 мм, а угол обзора — всего 0,6 градуса.
7. При работе телескопа створки открываются, а сам купол вращается вслед за Солнцем.
8. Построили этот телескоп в 1981 году, он стал вторым в обсерватории.
9.
10. Обсерватория обладает обширной территорией, чтобы добраться до главного объекта — большого солнечного вакуумного телескопа, нужно взойти на гору по петляющей дороге.
11.
12.
13. Байкал в дыму.
14.
15. На соседней вершине стоит геодезическая вышка. Раньше институт солнечной-земной физики использовал ее для установки телескопа. После строительства полноценной обсерватории вышку передали для установки оборудования связи.
16.
17. По дороге встретились туристы.
18. А вот и он, большой солнечный вакуумный телескоп — самый большой телескоп на Евроазиатском континенте. Это основной инструмент Байкальской астрофизической обсерватории.
19. Вакуумные телескопы предназначены именно для наблюдения за Солнцем. При наблюдении за ним в обычный телескоп температура быстро увеличивается. Когда вы наводите луч солнца обычной лупой на дерево, он начнет прожигать его. А теперь представьте, как мощный телескоп с увеличением в несколько сотен раз превосходящим лупу, фокусирует луч внутри корпуса: воздух тут же начнет плавиться, изображение будет искажаться. Поэтому, если создать в трубе вакуум, можно получить куда более качественную картинку.
20. С площадки на вершине телескопа открывается красивая круговая панорама Байкала окрестных гор.
21. Это провод.
22.
23. Строения обсерватории на фоне Байкала. Вдали виднеется мыс Сытый.
24. Наш.
25. Внешне здание телескопа напоминает линейку-треугольник. В гипотенузе скрывается сам телескоп, а в башне, на которую он опирается, находятся лестницы.
26. Та самая вышка.
27. Внизу, как ежики в тумане, плывут корабли…
28.
29. Закат.
30. Дорога к телескопу.
31. Летучие муравьи почему-то решили искать себе новое место жительства в козырьке телескопа.
32.
33. Телескоп имеет диаметр 1 метр. Его фокусное расстояние — невообразимые 40000 мм. В разные стороны он может направляется благодаря вращающемуся зеркалу на конце.
34. Вниз.
35.
36. Лестницы очень крутые, все это когда-то строилось руками сотрудников института — ученых.
37. Так как телескоп стоит на скале, то
38.
39. Безопасность…
41. Труба телескопа защищена футляром и наклонена под углом 52° к горизонту.
43. Выглядит немного колхозно, но главное ведь результат. Благодаря исследованиям, проводимым здесь с 1980 года, было показано, что чаще всего солнечные вспышки возникают в областях длительной активности. Теперь ученые могут прогнозировать их появление.
44. Исследования, проводимые здесь, дают базу для разработки солнечных телескопов будущих поколений.
45. Недавно обсерваторию ремонтировали. Теперь здание покрыто вентфасадом…
46. Раньше вся территория вокруг телескопа посыпалась мраморной крошкой. Все здесь направлено на снижение температуры воздуха.
47.
48. Когда обсерваторию еще только планировали строить, выбирали место. Среди вариантов были даже ныне заповедные малые Ушканьи острова. Но лучшие условия оказались именно в Листвянке: чистый воздух и малое количество испарений. Благодаря стабилизирующему влиянию на воздух холодной поверхности Байкала и локальному антициклону, обсерватория обладает прекрасными астроклиматическими характеристиками.
49.
50.
Читайте также: