СОЛНЕЧНЫЙ ОПТИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП КОСМИЧЕСКОГО БАЗИРОВАНИЯ (ВАРИАНТЫ)
SPACE-BASED SOLAR OPTICAL TELESCOPE (VERSIONS)

Изобретение относится к астрономическому приборостроению и может быть использовано при проведении измерений параметров активных областей солнечной фотосферы и хромосферы с высоким угловым (пространственным) разрешением в условиях ближнего и дальнего космоса.
В настоящее время не вызывает сомнения вопрос о решающей роли структуры и динамики магнитных полей солнечной фотосферы в наиболее значимых для Земли проявлениях солнечной активности. Известно, что на Солнце существуют очень сильные магнитные поля, являющиеся основным источником всех спорадических явлений, влияющих на Землю и околоземное пространство. К ним можно отнести выбросы в сторону Земли намагниченной плазмы, вызывающие магнитные бури, а также эмиссию рентгеновского и гамма-излучения. Предыдущие наблюдения, устанавливающие связь между спорадическими явлениями в атмосфере Солнца и пересоединением магнитно-силовых линий, в силу ограниченности пространственно-временных разрешений не позволили установить механизм хромосферных и корональных нагревов, а также ускорений заряженных частиц.
Одной из нераскрытых загадок солнечной плазмы остается тонкая структура магнитных полей на уровне фотосферы. Существуют многочисленные аргументы и свидетельства того, что магнитное поле сосредоточено в очень тонких жгутах, находящихся за пределами разрешения земных оптических телескопов. Недавний прогресс фотосферных наблюдений, достигнутый в самое последнее время, позволил получить косвенные доказательства существования в солнечной фотосфере тонкой структуры магнитного поля с размерами до 0,1÷0,3 угловых сек. Однако детальные свойства и тонкая структура солнечных фотосферных магнитных полей до сих пор остаются неизвестными из-за ограниченности пространственно-временных разрешений и влияния земной атмосферы на качество измерений магнитных полей, проводимых с помощью телескопов земного базирования. Этим объясняются значительные усилия исследователей солнечной активности в постановке внеатмосферных экспериментов по изучению структуры и динамики магнитного поля в атмосфере Солнца.
Ключевым параметром, определяющим возможность решения задачи получения информации о тонкой структуре магнитного поля в солнечной фотосфере, является угловое разрешение солнечного оптического телескопа, входящего в состав прибора по исследованию магнитных полей солнечной фотосферы и хромосферы. Угловое (пространственное) разрешение телескопа определяется диаметром его входной апертуры. Для получения высокого (~0,3 угловых секунды) разрешения апертура этого телескопа должна быть не меньше 450 мм.
Одним из препятствий использования большеапертурных солнечных телескопов для внеатмосферных экспериментов является линейная зависимость мощности солнечного излучения, падающего на первичное зеркало солнечного оптического телескопа от величины его апертуры. Именно это обстоятельство послужило основанием исключить из космических миссий «Solar Orbiter» и «Solar Plus» большеапертурные телескопы высокого разрешения. Практически все солнечные приборы, которые выводились ранее в космическое пространство, также обладали существенно меньшими апертурами и не обеспечивали требуемое разрешение. Исключение составляет солнечный оптический телескоп, установленный на космическом аппарате «HINODE» (Япония).
Выбор вариантов исполнения основных составляющих солнечного оптического телескопа, используемого на космических аппаратах в условиях ближнего и дальнего космоса, в значительной мере диктуется жесткими требованиями на его массу и габариты, а также температурными условиями работы и другими исходными данными, связанными с условиями размещения и полета.
Одним из самых жестких и трудновыполнимых требований для выбора конструкции телескопа является ограничение на его максимальную массу в сочетании с требуемым угловым разрешением. Поскольку угловое разрешение телескопа определяется диаметром его входной апертуры, то минимизация массы связана с выбором конструкции первичного зеркала, наиболее крупного и массивного элемента телескопа, а также с как можно более быстрым преобразованием исходного пучка падающего солнечного излучения, отраженного от первичного зеркала, в пучок меньшего диаметра с тем, чтобы площадь и, следовательно, масса последующих оптических элементов была максимально минимизирована.
Второй из критически важных и сложных задач, от решения которой зависит выбор оптической схемы телескопа, является задача поддержания требуемого температурного режима основных составляющих, связанная с необходимостью сохранять параметры оптической схемы в процессе ее работы. В космических условиях эта задача усложняется наличием дестабилизирующих факторов, в том числе с нестабильностью температуры, связанной со значительным нагревом оптических элементов и элементов конструкции телескопа в результате прямого воздействия солнечного излучения. Нестабильность температуры вызывает изменение геометрических размеров элементов, их деформацию, а также изменение коэффициентов преломления самих оптических элементов, зависящих от температуры. Поэтому одним из основных элементов стратегии тепловой защиты солнечного оптического телескопа космического базирования от потока падающей от Солнца лучевой энергии является отражение неиспользуемой (балластной) части солнечного излучения еще до того, как она будет поглощена и превратится в тепловую энергию, которая имеет неприятное свойство накопления.
Известно устройство по патенту США на изобретение US 7236297 «Gregorian optical system with non-linear optical technology for protection against intense optical transients)), в котором оптическая система, содержащая первичное зеркало с центральным отверстием отражает свет через промежуточный фокус на вторичное зеркало, вторичное зеркало перефокусирует изображение в конечное изображение, а ограничитель поля (диафрагма поля) располагается вблизи промежуточного фокуса и предназначен для ограничения интенсивности света так, чтобы расположенные за ней компоненты оптической системы были защищены от интенсивных оптических помех.
Недостатком этой системы является то, что ограничитель поля и вторичное зеркало этой системы подвергается воздействию прямого излучения, что приводит к неконтролируемому нагреву этих элементов и таким образом влияет на точность измерений.
Известно устройство по патенту RU 2158946 «Оптический солнечный телескоп», в котором оптический телескоп включает корпус с размещенной в нем зафокальной оптической системой, состоящей из главного вогнутого эллипсоидального зеркала с центральным отверстием, вторичного вогнутого эллипсоидального зеркала, плоского непрозрачного зеркала эллиптической формы с центральным отверстием, установленного в первичном фокусе телескопа, и регистрирующего устройства, установленного в фокальной плоскости телескопа. Плоское непрозрачное зеркало с центральном отверстием играет роль диафрагмы поля. Оно пропускает на вторичное зеркало излучение от исследуемой области, отражает световой поток от остальной части солнечного диска и используется для защиты последующей оптики телескопа от воздействия солнечного излучения, неиспользуемого для дальнейшего анализа.
Недостатком устройства является то, что плоское непрозрачное зеркало (диафрагма поля), находящееся в первичном фокусе телескопа, подвергается воздействию мощного потока излучения. Кроме того, вторичное зеркало не защищено от воздействия на его нерабочую сторону прямого солнечного излучения. Отсутствие эффективной защиты оптических элементов телескопа от термооптических эффектов способствует нагреву зеркал и их деформации, что приводит к снижению точности измерений.
Наиболее близким по совокупности существенных признаков к предлагаемому изобретению является устройство, описанное в статьях: The Solar Optical Telescope of Solar-B (Hinode): The Optical Telescope Assembly, Solar Physics, 2008, Volume 249, Issue 2, pp. 197-220, Solar Optical Telescope for the Hinode Mission: An Overview, Solar Physics, 2008, Volume 249, Issue 2, pp. 167-196, в котором оптическая схема (фиг. 1) солнечного оптического телескопа, установленного на космическом аппарате и используемого для исследования Солнца на орбите Земли, содержит первичное вогнутое эллипсоидальное зеркало с эффективной апертурой 500 мм и с центральным отверстием, вторичное вогнутое эллипсоидальное зеркало, защитный экран, две зеркальные диафрагмы и коллиматор, располагаемый в центральном отверстии первичного зеркала. Первичное и вторичное зеркала выполнены из кварцевого стекла (Ultra Light Expansion (ULE) производства Corning Glass Inc., США) с нанесенным на рабочую поверхность непрозрачным покрытием из серебра с защитой. При помощи отверстия в первой зеркальной диафрагме, установленной в фокусе первичного зеркала, производится ограничение области изображения солнечного диска, и через отверстие в диафрагме на вторичное зеркало направляется излучение только от исследуемого участка солнечной поверхности. Световой поток за пределами отверстия зеркальной диафрагмы, неиспользуемый в дальнейшей работе устройства, отражается зеркальной диафрагмой под углом в ~90° и выводится через специальный люк в космическое пространство. Для защиты нерабочей стороны вторичного зеркала от прямого падающего солнечного излучения дополнительно используется защитный экран.
Недостатками этого устройства являются:
- большой уровень энергии (до 6,5% падающего излучения), поглощаемой непрозрачным металлическим покрытием зеркал телескопа, что при наблюдении источников высокой мощности в сочетании с отсутствием непосредственного эффективного отбора ИК-излучения может привести к неприемлемо высоким температурам первичного зеркала и тем самым к его деформации;
- большая масса первичного и вторичного зеркал с оправами в сочетании с большой по массе диафрагмой поля;
- необходимость дополнительного защитного экрана для защиты нерабочей поверхности вторичного зеркала от прямого солнечного излучения;
- необходимость дополнительного технологического люка для сброса лишней неиспользуемой энергии от первой зеркальной диафрагмы.
Задача, на решение которой направлено предлагаемое изобретение, является получение схемных решений построения широкоапертурного солнечного оптического телескопа, сочетающего в себе высокое пространственное разрешение, эффективную защиту от термооптических эффектов и минимальный вес, необходимые в устройствах для исследования Солнца, устанавливаемых на космических аппаратах и используемых в условиях ближнего и дальнего космоса.
Решение поставленной задачи достигается тем, что в первом варианте в солнечный оптический телескоп, включающий первичное вогнутое зеркало, установленное с возможностью падения на него прямого солнечного излучения, вторичное зеркало и коллиматор, дополнительно введены полевое зеркало и поворотное зеркало. При этом первичное вогнутое зеркало выполнено с минимально возможной толщиной из кварцевого стекла, обладающего высокой прозрачностью в диапазоне длин волн от 200 нм до 3 мкм, с нанесенным на рабочую поверхность зеркала диэлектрическим покрытием, отражающим солнечное излучение в заданном узком спектральном диапазоне длин волн, используемом для измерений, и пропускающим солнечное излучение, неиспользуемое для наблюдений. Полевое зеркало установлено в фокусе первичного вогнутого зеркала с возможностью поворота отраженного от первичного зеркала пучка света на вторичное зеркало. Вторичное зеркало отражает пучок света, полученный от полевого зеркала, на расположенные последовательно по ходу лучей поворотное зеркало и коллиматор. Размеры полевого зеркала таковы, чтобы обеспечивать ограничение области изображения солнечного диска в размере площади исследуемого участка солнечной поверхности. При этом вторичное зеркало, поворотное зеркало и коллиматор установлены за пределами области падения прямого солнечного излучения.
Во втором варианте решение поставленной задачи достигается тем, что солнечный оптический телескоп, включающий первичное вогнутое зеркало, установленное с возможностью падения на него прямого солнечного излучения, и коллиматор, дополнительно введены полевое зеркало, линза, поворотное зеркало. При этом первичное вогнутое зеркало выполнено с минимально возможной толщиной из кварцевого стекла, обладающего высокой прозрачностью в диапазоне длин волн от 200 нм до 3 мкм, с нанесенным на рабочую поверхность зеркала диэлектрическим покрытием, отражающим солнечное излучение в заданном узком спектральном диапазоне длин волн, используемом для измерений, и пропускающим солнечное излучение, неиспользуемое для наблюдений. Полевое зеркало установлено в фокусе первичного вогнутого зеркала с возможностью поворота отраженного от первичного зеркала пучка света на линзу. Линза пропускает пучок света, полученный от полевого зеркала, на расположенные последовательно по ходу лучей поворотное зеркало и коллиматор. Размеры полевого зеркала таковы, чтобы обеспечивать ограничение области изображения солнечного диска в размере площади исследуемого участка солнечной поверхности. При этом линза, поворотное зеркало и коллиматор установлены за пределами области падения прямого солнечного излучения.
Такая конструкция солнечного оптического телескопа обеспечивает минимальный вес телескопа в сочетании с высоким угловым (пространственным) разрешением, минимальное воздействие прямого солнечного излучения на его оптические элементы и, следовательно, уменьшение влияния термооптических эффектов, что позволяет устанавливать такой телескоп на космических аппаратах для исследования Солнца в ближнем и дальнем космосе.
Предлагаемое устройство иллюстрируются с помощью схем на фиг. 2, 3. На фиг. 2 представлен первый вариант выполнения предлагаемого солнечного оптического телескопа, где изображены: первичное зеркало 1 с диэлектрическим покрытием 2 на рабочей поверхности первичного зеркала 1, полевое зеркало 3, установленное в фокусе F первичного зеркала 1, вторичное зеркало 4, поворотное зеркало 5 и коллиматор 6.
На фиг. 3 представлен второй вариант выполнения предлагаемого солнечного оптического телескопа, который включает: первичное зеркало 1 с диэлектрическим покрытием 2 на рабочей поверхности первичного зеркала 1, полевое зеркало 3, установленное в фокусе F первичного зеркала 1, поворотное зеркало 5, коллиматор 6, линзу 7.
Работа предлагаемого устройства (фиг. 2, 3) заключается в следующем.
Поток солнечного излучения поступает на первичное зеркало 1, которое строит изображение солнечного диска в первичном фокусе F. За счет диэлектрического покрытия 2, нанесенного на рабочую поверхность первичного зеркала 1, излучение отражается только в относительно узком спектральном диапазоне длин волн. Остальное солнечное излучение, падающее на первичное зеркало 1, проходит сквозь диэлектрическое покрытие 2 рабочей поверхности и собственно первичное зеркало 1 в открытый космос, не нагревая их. При помощи наклонного полевого зеркала 3, установленного в фокусе F первичного зеркала 1, производится ограничение области изображения солнечного диска в размере площади исследуемого участка солнечной поверхности. Излучение от исследуемого участка под углом, например, 90°, направляется на вторичное зеркало 4 или на линзу 7, установленные вне области падения прямого солнечного излучения. Световой поток за пределами полевого зеркала 3 от остальной части солнечной поверхности проходит беспрепятственно в открытый космос через входное окно телескопа. Излучение, отраженное от вторичного зеркала 4 или прошедшее через линзу 7, направляется на поворотное зеркало 5, также расположенное вне области падения прямого солнечного излучения. Поворотное зеркало 5 поворачивает световой пучок под углом, например, 90° и направляет его в коллиматор 6, формирующий параллельный световой пучок существенно меньшего диаметра, чем пучок излучения, падающий на первичное зеркало 1.
Таким образом, в представляемой схеме солнечного оптического телескопа за счет пространственной и спектральной фильтрации солнечного излучения, используемого для дальнейшего анализа, а также установки вторичного зеркала и коллиматора вне области падения прямого солнечного излучения, осуществляется существенное снижение влияния солнечного излучения на оптические элементы телескопа и уменьшение термооптических эффектов, вызывающих их деформации.
Устройство применено авторами для создания прибора ТАХОМАГ, входящего в состав комплекса научной аппаратуры (КНА) для космического аппарата «Интергелио-Зонд» и предназначенного для получения оригинальной научной информации в области физики Солнца при проведении его внеэклиптических наблюдений, включая приполярные области Солнца, а также измерений вблизи Солнца на расстоянии до 70 солнечных радиусов.
Первичное зеркало 1 представляет собой вогнутый оптический элемент диаметром 460 мм и толщиной 16 мм. Такой размер первичного зеркала 1 обеспечивает угловое разрешение, равное 0,2÷0,3 угл. сек. Зеркало выполнено из кварцевого стекла типа Infrasil 302 (Heraeus Quarzglass, Германия). На фиг. 4 приведен коэффициент пропускания кварцевого стекла Infrasil 302 в зависимости от длины волн, где по оси абсцисс отложены длины волн в нм, по оси ординат - величина коэффициента пропускания. Из фиг. 4 видно, что кварцевое стекла Infrasil 302 характеризуется высокой прозрачностью в диапазоне от 160 нм до 4,0 мкм. Зеркало 1 может быть выполнено также из кварцевого стекла типа ULE (Corning Inc., США) или SK 1300 (O'HARA, Германия), которые также характеризуются высокой прозрачностью в диапазоне от 220 нм до 3,6 мкм. На рабочую поверхность зеркала 1 нанесено диэлектрическое покрытие 2, отражающее солнечное излучение в диапазоне длин волн 530÷670 нм, в пределах которого находятся спектральные линии, используемые для исследования магнитного поля фотосферы (Fe λ 6301,5 и Fe λ 6302,5) и наблюдения хромосферы (λ, 6562,8 А). На фиг. 5 приведен коэффициент отражения диэлектрического покрытия 2 в зависимости от длины волны, где по оси абсцисс отложены длины волн в нм, а по оси ординат - величина коэффициента отражения.
В качестве полевого зеркала 3 использовано плоское эллиптическое зеркало размерами 8×5 мм с нанесенным на его рабочую поверхность глухим отражающим покрытием из серебра с защитой из кварцевого стекла.
Вторичное зеркало 4 диаметром 160 мм выполнено также из кварцевого стекла типа Infrasil 302 (Heraeus Quarzglas, Германия). На его рабочую поверхность нанесено глухое отражающее покрытие из серебра с защитой из кварцевого стекла.
Для проверки второго варианта воплощения предлагаемого солнечного оптического телескопа космического базирования вместо вторичного зеркала 4 использована линза 7, выполненная также из кварцевого стекла типа Infrasil 302 (Heraeus Quarzglas, Германия), ULE (Corning Inc., США) или SK 1300 (O'HARA, Германия) с нанесенными на ее рабочие поверхности просветляющими покрытиями.
Было установлено, что снижение массы достигалось тем, что, во-первых, первичное зеркало 1 предлагаемого телескопа выполнено в виде тонкого вогнутого зеркала, во-вторых, полевое зеркало 3 имеет существенно меньшие размеры (8×5 мм) по сравнению с диафрагмой поля (100×150 мм), применяемой в прототипе (см. фиг. 1), в-третьих, вторичное зеркало 4 (линза 7) выведены из области падения прямого солнечного излучения и не подвергаются нагреву, в результате чего отпала необходимость установки дополнительного экрана, который используется в прототипе для защиты нерабочей стороны вторичного зеркала от падающего солнечного излучения, в-четвертых, отсутствует необходимость в дополнительном технологическом люке, через который в прототипе производится сброс балластной солнечной энергии, отраженной от диафрагмы поля.
Эффективная защита от термооптических эффектов оптических элементов предлагаемого солнечного оптического телескопа обеспечивается следующим. Во-первых, на рабочую поверхность первичного зеркала 1 нанесено диэлектрическое покрытие 2, которое практически не поглощает излучение, вместо глухого металлического покрытия, используемого в прототипе, которое поглощает до 6,5% падающего излучения и нагревает первичное зеркало. Во-вторых, существенное снижение тепловых нагрузок на последующую оптику телескопа: полевое зеркало 3, вторичное зеркало 4 (линзу 7), поворотное зеркало 5 и коллиматор 6, достигается тем, что производится селекция падающего оптического солнечного излучения как по спектру, так и по пространству. Селекция по спектру достигается тем, что большая часть падающего солнечного излучения проходит сквозь первичное зеркало 1 и беспрепятственно удаляется в открытый космос, а часть солнечного излучения, отраженная диэлектрическим покрытием 2 первичного зеркала 1 в узком диапазоне длин волн и используемая для измерений, составляет ~5÷10% всего падающего излучения. Селекция излучения по пространству достигается тем, что полевое зеркало 3 ограничивает область изображения в размере площади исследуемого участка солнечной поверхности, а излучение от солнечного диска за пределами этой области беспрепятственно проходит обратно в направлении Солнца в открытый космос, не попадая на последующую оптику телескопа. В-третьих, вторичное зеркало 4, поворотное зеркало 5 и коллиматор 6, линза 7 установлены вне области падения прямого солнечного излучения и не подвергаются прямому нагреву падающим солнечным излучением.