Содержание к диссертации
Введение
1. Спектрополяриметрическии комплекс для первичного фокуса БТА 49
1.1. Приборы для исследования излучения в широких спектральных полосах . 49
1.1.1. Анализатор поляризации для фотометра с камерой ПЗС 51
1.1.2. Двухканальный поляриметр 54
1.1.3. Поляризационный интерферометр интенсивностей 56
1.2. Спектрополяриметры для первичного фокуса БТА 58
1.2.1. Спектрополяриметр на основе эшелле-спектрографа PFES 59
1.2.2. Спектрополяриметр на основе светосильного спектрографа первичного фокуса 6-м телескопа 69
1.2.3. Перспективы спектрополяриметрии с высоким разрешением в ПФ . 73
1.2.4. Выводы к главе 1 76
2. Спектрополяриметрический комплекс фокуса Нэсмит—1 БТА 78
2.1. Узкополосный спектрополяриметр 79
2.2. Широкополосный спектрополяриметр на основе спектрографа СП-124 . 80
2.2.1. Технические характеристики широкополосного спектрополяримет- ра на основе СП-124 84
2.3. Измеритель эффекта Зеемана для протяженных объектов 86
2.3.1. Технические характеристики измерителя эффекта Зеемана для про
тяженных объектов 88
2.4. Спектрополяриметр среднего разрешения на основе СП-124 и матрицы ПЗС 89
2.4.1. Технические характеристики спектрополяриметра среднего разре-
шения на основе СП-124 и матрицы ПЗС 91
2.5. Перспективы спектрополяриметрии в фокусе Н-1 92
2.6. Выводы к главе 2 93
3. Спектрополяриметрический комплекс фокуса Нэсмит—2 БТА 94
3.1. Предщелевая часть спектрополяриметрического комплекса в фокусе Нэсмит-
2 БТА 95
3.1.1. Технические требования к предщелевой части спектрополяриметрического комплекса в фокусе Нэсмит-2 БТА 96
3.1.2. Оптическая схема и конструкция предщелевой части спектрополяриметрического комплекса в фокусе Нэсмит-2 БТА 98
3.2. Поляриметрические устройства предщелевой части фокуса Нэсмит-2 . 100
3.2.1. Оптическая схема поляризационного устройства на основе призмы Волластона 101
3.2.2. Оптическая схема и конструкция поляризационного устройства на основе ромбов Френеля 106 3.2.3. Интерферометр Фабри-Перо для предщелевой части фокуса Нэсмит-
2 108
3.3. Спектрополяриметры на основе спектрографов фокуса Нэсмит-2 111
3.3.1. Оптическая схема и конструкция спектрополяриметра на основе камеры Шмидта F:2.3 ОЗСП БТА 112
3.3.2. Оптическая схема и конструкция спектрополяриметра на основе светосильного многомодового эшелле-спектрографа РЫСЬ 116
3.3.3. Спектрополяриметр на основе кварцевого эшелле - спектрографа
с большим диаметром коллимированного пучка 121
3.3.4. Спектрополяриметр со сверхвысоким спектральным разрешением 132
3.3.5. Автоколлимационный спектрополяриметр с высоким спектральным разрешением 134
3.3.6. Автоколлимационный спектрополяриметр с умеренным спектральным разрешением 136
3.4. Выводы к главе 3 138
4. Эффективность наблюдений с высоким спектральным разрешением 139
4.1. Потенциальное качество спектрографа 139
4.2. Проблема широкощельности 142
4.3. Резатели изображения 143
4.3.1. Обзор известных решений 143
4.3.2. Резатели изображений для спектрографа НЭС 148
4.3.3. Результаты испытаний 152
4.3.4. Резатель как устройство перемешивания апертур 156
4.4. Другие способы увеличения информативности спектроскопии 157
4.4.1. Перезаполнение эшелле 158
4.4.2. Применение высокоэффективных покрытий 159
4.4.3. Сочетание резателей с анализатором поляризации 159
4.5. Выводы к главе 4 160
5. Методы исследования поляризованного излучения в широких полосах162
5.1. Исследование поляризованного излучения в широких полосах модуляци онными методами 162
5.1.1. Способ квазиодновременного измерения четырех параметров Стокса
5.1.2. Конфигурация поляриметра при квазиодновременном измерении четырех параметров Стокса 166
5.2. Исследования поляризованного излучения в широких полосах путем вычисления корреляционных функций 170
5.2.1. Теоретическое обоснование способа измерения поляризации излучения в широких полосах путем вычисления корреляционных функций 171
5.2.2. Конфигурация поляризационного интерферометра интенсивностей при исследовании поляризации в широких полосах путем вычисления корреляционных функций 172
5.3. Измерение температуры путем вычисления корреляционных функций 173
5.3.1. Теоретическое обоснование способа измерения температуры путем вычисления корреляционных функций 176
5.3.2. Конфигурация поляризационного интерферометра интенсивностей при определении температуры путем вычисления корреляци онных функций 177
5.3.3. Экспериментальная проверка способа определения температуры пу-тем вычисления корреляционных функций 179
5.3.4. Выводы к главе 5 181
6. Методы исследования поляризации в спектральных линиях 182
6.1. Исследования поляризации в спектральных линиях методами измерения величины светового потока, средней за экспозицию 182
6.1.1. Технология регистрации и обработки спектров, полученных при помощи спектрополяриметра на основе светосильного спектрогра фа первичного фокуса 6-м телескопа 183
6.1.2. Методика обработки зеемановских спектров, полученных на спек-трополяриметрах фокуса Нэсмит-2 193
6.1.3. Способ измерения зеемановского расщепления спектральных линий с помощью интерферометра Фабри—Перо 199
6.1.4. Методика исследования инструментальной поляризации 6-м телескопа в узких спектральных полосах 202
6.2. Измерение магнитных полей путем вычисления корреляционных функций 203
6.2.1. Теоретическое обоснование способа измерения магнитных полей путем вычисления корреляционных функций 204
6.2.2. Реализация способа измерения магнитных полей путем вычисления корреляционных функций 206
6.2.3. Выводы к главе 6 217
7. Избранные результаты применения аппаратуры для исследования поляризованного излучения 219
7.1. Результаты, полученные методами измерения средней величины светового
потока 219
7.1.1. Широкополосная поляриметрия CQ Сер 219
% 7.1.2. Широкополосная поляриметрия звезды типа Ае/Ве Хербига 220
7.1.3. Спектрополяриметрия с умеренным спектральным разрешением поляра AM Her 223
7.1.4. Измерение круговой и линейной поляризации с высоким спектральным разрешением у звезд с магнитными полями 225
7.1.5. Спектрополяриметрия с высоким спектральным разрешением оболочки протопланетарной туманности AFGL2688 228
7.1.6. Измерения линейной поляризации с высоким спектральным разрешением у Ве-звезд 231
7.1.7. Измерения линейной поляризации с высоким спектральным разрешением у звезд-гигантов 233
7.1.8. Поиск магнитных полей у звезд-гигантов 236
7.2. Результаты, полученные методом спектрополяриметрии с высоким вре
менным разрешением 238
5
«
7.2.1. Обнаружение поляризованных монохроматических осцилляции в
спектрах промежуточных поляров 238
7.3. Результаты, полученные методом корреляционных функций поляризован
ного излучения 245
7.3.1. Основы метода 245
7.3.2. Корреляционные функции излучения V603 Aql 246
7.3.3. Выводы к главе 7 253
Заключение 254
Цитируемая литература
- Двухканальный поляриметр
- Технические характеристики широкополосного спектрополяримет- ра на основе СП-124
- Технические требования к предщелевой части спектрополяриметрического комплекса в фокусе Нэсмит-2 БТА
- Резатель как устройство перемешивания апертур
Введение к работе
В общем случае можно утверждать, что поляризация излучения несет информацию об асимметрии или анизотропии свойств астрономического объекта. Такая асимметрия может возникать или в самом источнике, или (и) в среде между источником и наблюдателем. В случае точечных источников, о технике исследования которых преимущественно пойдет речь в данной работе, поляризация излучения может оказаться единственным информационным каналом о внутренней (пространственно неразрешенной) структуре источника. Асимметрия свойств излучения обеспечивается либо асимметрией магнитных полей в области формирования спектра, либо асимметрией рассеянного излучения. Магнитные поля ограничивают движение вещества в Галактике, способствуют торможению осевого вращения нейтронных звезд и звезд других типов. С магнитными полями связаны, как правило, различные нестационарные астрофизические процессы. Величина космических магнитных полей изменяется в широких пределах: от 10~6 Гс в межзвездной среде до 1012 Гс и более в магнитосферах пульсаров. Магнитные поля в межгалактической среде напряженностью 10~9 Гс и более влияют на поведение вещества вблизи галактик не меньше, чем поля нейтронных звезд напряженностью 1012 Гс на движение окружающей их плазмы. Степень влияния магнитных полей на эволюцию звезд вблизи главной последовательности до конца не выяснена (Глаголевский, Клоч-
Таблица 1. Магнитные поля звезд различных типов.
Тип звезды Величина магнитного поля
Нейтронные звезды (1012 — 1013Gs)
Белые карликиы (106 — 108Gs)
Магнитные звезды (103 — 104<7s)
RS Canum Venaticorum (~ 103Gs)
Расширяющееся гало (~ 200Gs)
Вспыхивающие звезды (~ 3.5 * 103Gs)
WR звезды (~ 1500Gs)
Т Таи (103 - 104Gs)
Be звезды (10 - lOOGs)
Холодные карлики, G карлики (20 — 300Gs)
кова, Копылов, 1985). При измерениях круговой и линейной поляризации в спектрах звезд могут быть обнаружены разнообразные проявления магнитных полей, присутствующих в среде, где формируются основные свойства регистрируемого излучения -т.е. в звездной атмосфере и околозвездной оболочке. Как видно из таблицы, заимствованной из работы Гнедина и Нацвлишвили (2000), величина магнитного поля у звезд разных типов изменяется в широких пределах. Различны и механизмы возникновения поляризованного излучения.
Поэтому аппаратура, ориентированная на изучение звездного магнетизма, должна обладать широким диапазоном чувствительности и спектрального разрешения.
Выявление поляризационных свойств, отражающих только асимметрию рассеянного излучения, казалось бы, не требует применения аппаратуры высокого спектрального разрешения. До сих пор такие исследования выполнялись на спектрополяриметрах умеренного и среднего разрешения (R=500-2000). При выполнении данной работы было показано, что поляриметрические наблюдения с высоким спектральным разрешением (R> 10000) дают принципиально новую информацию об околозвездных структурах (пылевые оболочки, диски, лепестки). Использование такой информации, безусловно, снимет часть неопределенностей моделирования процесса обмена веществом звезд и меж-
звездной среды.
Двухканальный поляриметр
Классический анализатор поляризации (ВаЬсоск, 1947) (оптическая схема показана на Фиг. 1.1.1) состоит из входной фазовой пластинки Л/4 (1), кристалла исландского шпата (2) и выходной фазовой пластинки А/4 (3).
Указанная конструкция имеет следующие недостатки. 1. Обыкновенный и необыкновенный луч проходят различные оптические пути. Это свойство не позволяет сфокусировать два ортогонально поляризованных изображения звезды. 2. Отклоненный луч обладает дисперсией. При этом форма изображения объекта в одной поляризации значительно отличается от изображения в другой поляризации. 3. При повороте устройства вокруг главной оптической оси телескопа одно изображение вращается вокруг второго. Это обстоятельство вносит известные трудности при обработке поляризованных изображений.
Перечисленные факторы значительно влияют на точность фотометрирования изображений.
Для устранения перечисленных недостатков была выбрана другая конфигурация кристалла, отличающаяся от классической (Фиг.1.1.2.) Кристалл для анализатора поляризации изготавливается по следующей технологии. Рабочие поверхности кристалла ориентируют параллельно его естественным граням. Затем кристалл распиливают на две равные части параллельно этим граням. Эти две части поворачивают друг относительно друга на 90 и склеивают. Для разведения изображений звезды на заданное расстояние требуется, чтобы длина двух половин была в 1.5 раза больше длины монолитного кристалла.
Такая конструкция имеет следующие преимущества перед классической схемой. 1. Оптические пути лучей, формирующих два изображения звезды, одинаковы. 2. При повороте устройства вокруг оптической оси, изображения имеют общий центр вращения. 3. Два луча имеют одинаковую дисперсию по длинам волн. Технические характеристики анализатора поляризации для фотометра с камерой ПЗС
Для работы с фотометром на основе ПЗС в первичном фокусе БТА было изготовлено и внедрено поляриметрическое устройство со следующими техническими характеристиками. - 12000 А. 1 мм. 4:5. 14 мм. 30 мм. 0.9. 1. Рабочий диапазон 2. Расстояние между изображениями звезды 3. Отношение осей эллипса изображений 4. Толщина кристалла 5. Световой диаметр 6. Пропускание в режиме измерения линейной поляризации 7. Пропускание в режиме измерения круговой поляризации 0.8. Благодаря конструктивным особенностям БТА, в частности, наличию компенсатора вращения поля телескопа (Р2), поляризационное устройство позволяет вести исследования, связанные с измерением линейной поляризации при разных углах ориентации. Угол анализатора поляризации устанавливается при помощи компенсатора вращения поля. Предложенное устройство успешно эксплуатируется не только на 6-м телескопе, но и на других телескопах САО РАН.
Описанное выше поляриметрическое устройство для фотометра на основе ПЗС обладает тем недостатком, что с его помощью можно вести исследования поляризации, которая существенно не меняется за время экспозиции. С целью изучения поляризации, которая изменяется на малых временах, для первичного фокуса БТА был разработан двухканальный поляриметр.
На Фиг. 1.1.3 представлена блок-схема двухканального поляриметра. Блок-схема содержит зеркальную диафрагму 1; полевой подсмотр 2; входную линзу 3; электрооптический модулятор с калибровочным устройством 4; составную призму Рошона 5; выходную линзу 6; разделительный клин 7; линзы Фабри 8, 9; ФЭУ 10, 11; распределительное устройство 12; генератор высоковольтных импульсов 13; ЭВМ 14. Технические характеристики двухканального поляриметра
Входная апертура рассчитана для работы как на БТА, так и других телескопах. В наклонной зеркальной диафрагме 1 сделано отверстие диаметром 0.6 мм. Подсмотр имеет поле, равное 2 минутам для БТА. Входная линза 3 сделана из кварца диаметром 10 мм с фокусным расстоянием f=90 мм. Калибровочное устройство состоит из пленочного поляроида и фазовой пластинки. Коэффициент пропускания поляроида 0.25. Поляроид может легко вводиться и выводиться из оптического тракта. Вращающаяся ахроматическая фазовая пластинка А/4 имеет механизм поворота вокруг оптической оси, диаметр ее 30 мм, коэффициент пропускания равен 0.9. Электрооптический модулятор 6 выполнен из кристалла DKDP, имеющего пропускание 0.75. Блок фильтров 5 содержит фильтры системы Страйжиса и один интерференционный фильтр с центральной длиной волны пропускания 4358 А. Составная призма Рошона 6 представляет собой склеенный из двух одинаковых призм Рошона блок, в котором призмы повернуты относительно друг друга на 90. Такая конструкция обеспечивает одинаковые поляризационные углы падения двух поляризованных компонент на оптические элементы прибора. Выходная линза и линзы Фабри выполнены из оплавленного кварца. Фотоэлектронные умножители типа EMI ( ФЭУ 10, 11) производства английской фирмы с квантовой эффективностью 20 - 13 процентов. Усилители 13, 12 имеют следующие характеристики: напряжение питания +12 В; чувствительность не хуже 510 3 В; полуширина импульса 40 ns; амплитуда выходного импульса 5 В. Высоковольтный генератор 14 дает импульсы прямоугольной формы со следующими параметрами:
Технические характеристики широкополосного спектрополяримет- ра на основе СП-124
В 1987 году автором был изготовлен комплекс аппаратуры первого поколения, предназначенный для исследования эффекта Зеемана на СКАНЕРЕ БТА (Борисов и др., 1989). Система счета фотонов СКАНЕРА БТА, ориентированная на исследование слабых объектов, имеет две линейки (телевизионных строба), для регистрации спектра объекта и спектра ночного неба. Это обстоятельство было использовано при измерении эффекта Зеемана: на линейки можно спроецировать спектры поляризации разного знака. Стробы не могут быть расположены слишком близко друг к другу, поэтому в аппаратуре первого поколения была решена главная проблема - разведение поляризованных лучей на большое расстояние.
В тот период (начало 80-х) наши технологические возможности позволяли создавать только узкополосные специализированные приборы для измерения эффекта Зеемана. Конфигурация прибора позволяла измерять только продольную составляющую вектора магнитного поля. Изготовленный нами прибор первого поколения имел следующие характеристики. 1. Рабочая спектральная область 150 А. 2. Разведение поляризованных компонент 20-45 мм. 3. Линейная апертура 30 мм. 4. Потери света 1.5 зв. величины. Эксплуатация первого спектрополяриметрического прибора БТА, основанного на системе счета фотонов, показала перспективность выбранного направления. Явным недостатком явилась узкополосность поляриметрической оптики, не позволяющая использовать всю линейку счетчика и все возможности спектрографа. Для решения многих астрономических задач следовало расширить регистрируемый диапазон длин волн.
СКАНЕР БТА обладает тем преимуществом, что работает в режиме счета фотонов. Это позволяло проводить исследования поляризации на малых временах. Однако по квантовой эффективности и динамическому диапазону СКАНЕР значительно уступает современным светоприемникам на основе матриц ПЗС. Поэтому для ряда астрофизических задач предпочтительно применять приемники с матрицами ПЗС. Указанные приемники отличаются друг от друга как конструктивно, так и по спектральной чувствительности. Следовательно, выбор достаточно универсального технического решения играет решающую роль. Нами была поставлена задача создать поляриметрические устройства, работающие в широком диапазоне длин волн, с возможностью измерения всех параметров Стокса и дистанционным управлением.
Широкополосный спектрополяриметр на основе спектрографа СП-124
Базовым прибором для спектрополяриметрических исследований с умеренным разрешением в фокусе Нэсмит-1 телескопа БТА послужил планетный спектрограф СП-124 (Гусев и др., 1976). На его основе были созданы и применены технологии нового поколения, позволяющие исследовать поляризацию как на малых, так и на больших временах накопления. Сразу отметим, что из первоначальной оптической схемы СП-124 используется только узел коллиматора и узел дифракционных решеток. Оптическая схема спектрополяриметра на основе СП-124 приведена на Фиг. 2.1.1.
Оптическая схема спектрополяриметра на основе СП-124 содержит: плоское зеркало переброса изображения на подсмотр поля и, одновременно, получения спектра сравнения 1; камеру подсмотра поля 2; поляриметрическое устройство 3; плоское зеркало 4; второе плоское зеркало 5; камеру подсмотра щели 6; зеркальную щель спектрографа 7; линзу Фабри 8; турель порядкоразделительных фильтров 9; плоское зеркало 10; коллиматор 11; турель дифракционных решеток 12; камеру 113; фотоприемник 14; камеру II 15.
Пучок света f/ЗІ направляется диагональным зеркалом телескопа в спектрограф. Плоское зеркало 1 используется для переброса изображения на телевизионный подсмотр поля 2. Телевизионный подсмотр поля позволяет проводить отождествление исследуемого объекта в звездном поле диаметром около 3 . Зеркало 1 имеет отражающее покрытие с двух сторон, что позволяет при введении его в пучок (из положения, отмеченного пунктирной линией) одновременно видеть звездное поле в подсмотре поля и получать спектр эталонного источника света 16.
Далее свет проходит поляриметрическое устройство 3. После чего световой поток направляется плоским зеркалом 4 на деккер щелей спектрографа 7. Зеркало имеет световой диаметр 65 х 85 мм и получено напылением алюминия на стекло ЛК5.
Масштаб изображения на щели спектрографа составляет 1.1"/мм.
Деккер щелей спектрографа установлен так, что нормаль к нему и оптическая ось телескопа находятся под углом около 10. Это позволяет использовать часть изображения, не попавшего в щель спектрографа, в подсмотре щели 6. Эта часть изображения отражается зеркальной щелью и плоским зеркалом 5 к подсмотру щели. Объектив "Гелиос-40" с фокусным расстоянием 85 мм строит уменьшенное изображение щели спектрографа на приемнике подсмотра щели. Подсмотр щели имеет поле зрения 40" и позволяет видеть на щели спектрографа звездообразные объекты до 19 звездной величины. Изменением положения обьектива "Гелиос-40" в его оправе можно в небольших пределах изменять Фиг.2.1.1. Оптическая схема спектрополяриметра на основе СП—124.
1 - плоское зеркало переброса изображения на подсмотр поля и, одновременно, получения спектра сравнения; 2 - камера подсмотра поля; 3 - поляриметрическое устройство; 4 - плоское зеркало; 5 - плоское зеркало; 6 - камера подсмотра щели; 7 - зеркальная щель спектрографа; 8 - линза Фабри; 9 - турель порядкоразделительных фильтров; 10 - плоское зеркало; 11 - коллиматор; 12 - турель дифракционных решеток; 13 - камера I; 14 - фотоприемник; 15 - камера И. масштаб изображения на приемнике подсмотра поля.
Щель спектрографа представляет собой металлический диск с просверленными в нем тремя круглыми отверстиями. Такие диафрагмы используются при измерениях на СКАНЕРЕ БТА. При использовании ПЗС применяются квадратные щели.
Диафрагмы меняются вращением металлического диска вокруг оси. Помимо основной круглой диафрагмы, которая расположена на оптической оси, имеются еще по два (около каждой основной диафрагмы) отверстия такого же диаметра, как и основная диафрагма. Эти отверстия располагаются симметрично по обе стороны от основной диафрагмы на линии, соединяющей центры основных диафрагм и центр металлического диска. Расстояние между отверстиями составляет 20 мм.
Сразу за щелью спектрографа находится линза Фабри 8. Линза используется для уменьшения расхождения внеосевых пучков. Фокусное расстояние линзы выбрано равным 3270 мм для того, чтобы изображение входного зрачка спектрографа было построено линзой Фабри примерно на поверхности дифракционной решетки. Благодаря этому, даже при значительных колебаниях изображения пятно света на решетке не меняет свое положение. Линза Фабри изготовлена из стекла марки ЛК8. Стекло данной марки пропускает излучение с длиной волны до 3500 А. Поэтому линза не вызывает существенных потерь света во всем рабочем диапазоне спектрографа 3500-11000 А.
За линзой Фабри установлена вращающаяся вокруг вертикальной оси турель по-рядкоразделительных фильтров 9. В настоящее время используются фильтры: ЖС16 (для работы в области 4600 -f- 9200 А без переналожения рабочего и нерабочего порядков спектра); КС10 (для работы в области 5800-11000 А). Если необходимо работать в более голубой области спектра, нужно использовать решетки, обратная линейная дисперсия которых не превышает 150 А/мм. В этом случае также не будет наблюдаться переналожение рабочего и нерабочего спектральных порядков без применения поряд-коразделительного фильтра.
Технические требования к предщелевой части спектрополяриметрического комплекса в фокусе Нэсмит-2 БТА
Измерения эффекта Зеемана в фокусе Н-2 БТА проводятся с момента внедрения анализаторов круговой поляризации на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) (Гла-голевский и др., 1977). Основной объем информации был получен на камере Шмидта (F:2.3) фотографическим способом, где при идеальных атмосферных условиях удалось зарегистрировать несколько спектров звезд 9-й звездной величины. Информативность этого метода определялась количеством магниточувствительных линий, регистрируемых одновременно на спектрограмме длиной около 1000 А. Позже был введен в эксплуатацию фотоэлектрический магнитометр на основе камеры ОЗСП (F:12). Высокая широкощельность этого метода наблюдений обеспечивалась применением сканирующего эталона Фабри-Перо (Глаголевский и др., 1979). В этом случае одновременно регистрируемый спектральный диапазон определяется шириной аппаратной функции эталона, т.е. по крайней мере на 4 порядка меньше, чем при фотографическом методе. При помощи этого прибора исследовались звезды до 4 звездной величины и получены рекордные точности определения магнитного поля (до 10 Гс). Подчеркнем, что столь высокую точность при измерениях по одной линии удавалось получить только при длительном времени накопления. Следует отметить, что вышеуказанные приборы позволяли измерять только продольную составляющую магнитного поля.
Уже после первых лет эксплуатации Основного звездного спектрографа (ОЗСП) БТА (Васильев и др., 1977) стали очевидны недостатки конструкции прибора, элементы которого расположены на разной высоте внутри одной из опор горизонтальной оси ("Z") телескопа. Тогда же, после исследования сезонных и суточных вариаций температуры в полостях опор оси "Z" телескопа Панчуком В.Е. была сформулирована идея о необходимости размещения центров всех элементов спектрополяриметрического прибора высокого разрешения в горизонтальной плоскости, т.е. только в пределах одного, 4-го этажа опоры оси "Z" телескопа — площадки фокуса Нэсмита-2.
В конце 80-х - начале 90-х в Лаборатории спектроскопии звезд CAO были разработаны и изготовлены эшелле-спектрометры с диаметром коллимированного пучка 100 мм: ЭСПАК (Клочкова и др., 1991) и РЫСЬ (Клочкова, 1991). Эшелле-спектрометр
РЫСЬ разрабатывался уже только под использование ПЗС, эксплуатировался в фокусе Нэсмита-2 с 1990 года и за это время претерпел ряд модификаций (Панчук и др., 1993; Клочкова, 1995; 1998), продиктованных как изменением формата ПЗС, так и приобретением новых оптических элементов. На спектрометре ЭСПАК поляриметрические исследования не проводились, на первой версии спектрометра РЫСЬ были проведены эксперименты, показывающие принципиальную возможность повышения эффективности спектрополяриметрии за счет повышения числа одновременно регистрируемых элементов спектра. Тогда же, в начале 90-х, была продемонстрирована техническая возможность реализации идеи спектрополяриметрического комплекса, состоящего из нескольких систем различного назначения.
Приводимые ниже технические решения позволяют измерять у широкого круга объектов продольный и поперечный эффекты Зеемана на всех спектрографах фокуса Н-2 БТА.
Оптическая схема спектрополяриметра на основе камеры Шмидта ОЗСП БТА представлена на Фиг.3.4.1. На схеме изображены: диагональное зеркало (1), входная щель спектрографа (2), коллиматор (3), дифракционная решетка (4), пластина Шмидта (5), зеркало камеры (6), диагональное зеркало камеры (7), фотоприемник (8), телеподсмотр щели спектрографа (9).
ОЗСП содержит камеру Шмидта F:2.3. Для использования при спектрополяримет-рических исследованиях с панорамным приемником была изменена ее конструкция. Из камеры удалены полеспрямляющая линза и кассетодержатель, а из коллимированного пучка удален узел зеркал фотоэкспонометра, тень от которого проецировалась на кассетодержатель. Изготовлен узел ломающего зеркала, выводящий сходящийся пучок на 20 мм за боковую стенку камеры. Следует отметить, что такое решение в применении к светосильной камере предъявляет очень высокие требования к качеству поверхности плоского зеркала. Обычные системы "ломаный Шмидт" имеют излом до зеркала объектива, т.е. излом пучка с меньшим набором углов, и в этом случае требования к качеству зеркала более низкие. Измерения показали, что качество оптики обеспечивает проекцию щели с полушириной 2-2.5 пикселя по всему полю светоприемника. Изготовленная платформа светоприемника позволяет выполнять развороты и наклоны криоста-та относительно оптической оси. Оптимальное совмещение плоскости светоприемника с фокальной поверхностью осуществляется приводом с шаговым двигателем, размер шага может изменяться в широких пределах. При работе с решеткой 600 штрихов/мм во втором порядке и ориентации матрицы (1160x1040 элементов) узкой стороной пикселя вдоль направления дисперсии, длина одновременно регистрируемого спектрального интервала составляет 120 А. На спектрографе в настоящий момент можно анализировать все параметры Стокса, а значит измерять полный вектор магнитного поля.
Резатель как устройство перемешивания апертур
Применение оптических волокон в спектроскопии высокого разрешения мотивировано следующими двумя преимуществами: неподвижный спектрограф и стабильная апертура на выходе оптоволокна, (что означает, другими словами, постоянство положения аппаратной функции в пространстве и формы аппаратной функции во времени соответственно). Оптическое волокно обеспечивает перемешивание (scrambling) входных апертур, что, в сочетании с прецизионным центрированием изображения звезды на входном торце волокна, обеспечивает почти полное перемешивание апертур на выходе. Часть резателей изображения, отмеченных в обзоре, обеспечивают частичное или полное перемешивание апертур. Резатели НЭС обеспечивают перемешивание апертур в направлении основной дисперсии, причем это перемешивание зависит от соотношения угловой апертуры входящего пучка, ширины и глубины волноводной призмы. Перемешивание апертуры центрального пучка будет неполным. Обеспечить степень перемешивания центрального пучка, одинаковую с боковыми, можно, если в пространство между призмочками поместить параллелепипед (вкладыш) с полированными торцами и глубиной, равной глубине призмочек. Отсутствие перемешивания в направлении, перпендикулярном дисперсии эшелле, несущественно, т.к. при обработке эшелле изображений используется алгоритм оптимального взвешивания вдоль проекции щели.
Мы выполнили оценки точности определения лучевых скоростей, измеренных по центральным порядкам эшелле спектра, и сателлитным порядкам, образованным прохождением света через волноводные призмы. По 255 линиям в спектре а Персея обработка центрального порядка дала значение —2.10 км/сек при дисперсии значений скоростей 1.0 км/сек. По сателлитным порядкам получены значения 0.26 и —4.22 км/сек (обработка сателлитных порядков проведена с дисперсионной кривой, полученной для центрального порядка). Несимметричность значений лучевых скоростей, полученных по сателлитным компонентам порядков, относительно центральной компоненты обусловлена естественными ограничениями на точность сборки резателя. Дисперсия значений скоростей, измеренных по сателлитным порядкам, на 0.1 км/сек меньше, чем по центральной компоненте порядков. Следует отметить, что приводимые ошибки являются оценкой сверху, т.к. не проводилось удаление промахов вследствие неточного отождествления линий.
Измерение ширины линий теллурического спектра отдельно по каждой компоненте порядков привело к следующим результатам. Ширина аппаратной функции в направлении дисперсии эшелле меньше на 0.1 линейного размера элемента светоприемника (pix) для сателлитных компонент порядков. Следовательно, в призмочках резателя происходит частичное перемешивание апертуры, в то время как аппаратная функция для центральной компоненты порядков уширяется, по-видимому, из-за неточности гидиро-вания.
Итак, увеличение спектрального разрешения путем истончения призмочек и вкладыша приводит (при достаточной глубине всех элементов), к более полному выполнению условия перемешивания апертур в направлении дисперсии. Таким образом, реализованная конструкция резателя и предлагаемая ее модификация обеспечивают одно из двух основных преимуществ волоконнооптического сочетания телескопа и спектрографа.
Другие способы увеличения информативности спектроскопии
Техника спектроскопии звезд развита настолько, что все ресурсы, обеспечивающие резкий выигрыш в светосиле по потоку, исчерпаны. Дальнейшее повышение эффективности возможно только путем комбинирования "мелких" выигрышей, что в целом приводит к ощутимому выигрышу. К числу таких приемов отнесем метод перезаполнения диспергирующего элемента, применение высокоэффективных покрытий. Вначале рассмотрим выигрыш, связанный с заменой светоприемника на многомодовом эшелле-спектрографе РЫСЬ.
Как уже упоминалось, потенциальное качество спектрографа пропорционально квадрату площади светоприемника. Поэтому, если схема камеры позволяет перейти с матрицы ПЗС с числом элементов 1040 х 1160 на матрицу ПЗС с числом элементов 2048 х 2048, выигрыш в числе одновременно передаваемых элементов спектра возрастет в 4 раза (при сохранении L и R). Оптические расчеты, выполненные М.В.Юшкиным, показали, что такая замена возможна. В настоящее время соответствующие работы начаты.
С точностью до деформации пучков на эшелле (геометрического фактора эшелле), ши-рокощельность равна отношению фокусных расстояний коллиматора и камеры. Резервом повышения светосилы по потоку L является увеличение диаметра коллимированного пучка при фиксированных фокусных расстояниях. С этой целью диаметр коллиматора должен быть больше диаметра коллимированного пучка при заданном относительном отверстии фокуса Нэсмита. (Диаметр камеры, разумеется, должен всегда превышать диаметр коллиматора). Наиболее "узким" местом оставался диспергирующий элемент. Еще до первого применения мозаичных эшелле Диего и Уокер (1985) показали, что диаметр коллимированного пучка можно продолжать увеличивать и тогда, когда эллипс проекции коллимированного пучка уже не вписывается в заштрихованную область эшелле (т.н. "перезаполнение эшелле"). Дело в том, что потери света, содержащегося в сегментах эллипса, выступающих за заштрихованную область, с избытком компенсируются выигрышем света на входной щели. Этот выигрыш обеспечивается установкой слабой положительной линзы в предщелевой части, согласующей относительное отверстие фокуса Нэсмита и увеличенный диаметр коллиматора. Диаметр зеркала коллиматора НЭС составляет 270 мм, что позволяет перейти от F/30.7 к относительному отверстию F/26.7. Масштаб изображения на входной щели уменьшится в 1.15 раза, т.е. если бы не было потерь на сегментах эллипса, не участвующих в дифракции, выигрыш в L составил бы 15%. Мы оценили эти потери для разных диаметров изображения, имея ввиду, что размеры заштрихованной части мозаичной эшелле составляют 300 х 600 мм, а угол у равен 6. Выигрыш от перезаполнения эшелле представляет сложную функцию диаметра коллимированного пучка и диаметра звездных изображений, но, в пределах рассматриваемой конструкции, растет при увеличении d. Приходим к выводу, что процедура перезаполнения эшелле на НЭС приводит, в среднем, к выигрышу 10% света.
На спектрографе РЫСЬ выигрыш от процедуры перезаполнения эшелле будет выше, т.к. ширина заштрихованной части используемых эшелле составляет 200 мм, что превышает световой диаметр коллиматора (140 мм). Обрезаются только сегменты по длинной стороне эллипса (длина заштрихованной части эшелле составляет 300 мм).
