Солнечный телескоп с интерференционно-поляризационным фильтром
Солнечный телескоп с интерференционно-поляризационным фильтром относится к астрономическому приборостроению и содержит линзовый объектив, линзу поля, анализатор поляризации, оптическую стопу высокого порядка интерференции интерференционно-поляризационного фильтра, первый перестраивающий объектив, плоское зеркало, оптическую стопу низкого порядка интерференции, полупрозрачное зеркало, второй перестраивающий объектив, оптическую стопу среднего порядка интерференции, третий перестраивающий объектив и фотоприемник (ПЗС - камеру). Анализатор поляризации, оптическая стопа с высоким порядком интерференции, а также стопа со средним порядком интерференции установлены в телецентрических пучках, а стопа с низким порядком интерференции - в параллельном пучке. Плоское зеркало установлено в выходном зрачке телескопа и управляется датчиками лимба Солнца. Второй перестраивающий объектив установлен в отраженном от полупрозрачного зеркала свете и строит телецентрический пучок, а в проходящем свете установлен объектив, в фокусе которого находятся датчики солнечного лимба. Третий перестраивающий объектив может быть заменен объективом с другим фокусным расстоянием и строящим изображение Солнца в той же плоскости и при этом имеют место определенные соотношения между суммами отношений фокусных расстояний и последних отрезков. Предлагаемое устройство - Солнечный телескоп с интерференционно-поляризационным фильтром - может быть установлено на астрофизических обсерваториях для измерения вектора магнитного поля и поля лучевых скоростей как отдельных активных областей, так и всего диска Солнца.
Полезная модель относится к оптическому приборостроению, а именно к астрономическим приборам, и может быть использована в фильтровых телескопах-магнитографах для получения двумерных изображений тонкой структуры, измерения магнитных полей и скоростей плазмы в атмосфере Солнца.
Такие телескопы обычно содержат питающий объектив (линзовый или зеркальный), анализатор поляризации для измерения магнитных полей, монохроматический фильтр, систему перестройки и регистрации изображения. Основные требования, предъявляемые к фильтровым телескопам: получение невиньетированного изображения всего диска Солнца с высоким пространственным разрешением (выше 1 угловой секунды); обеспечение высокого спектрального разрешения для получения изображений Солнца в свете узких спектральных солнечных линий с полушириной порядка 0.01 нм; получение одинакового спектрального состава для всех точек изображения Солнца.
Распространенным монохроматором в фильтровых магнитографах является интерференционно-поляризационный фильтр (ИПФ). С его помощью можно получить узкую полосу пропускания - высокое спектральное разрешение. Из известных монохроматоров это один из самых светосильных, так как имеет большой угол приема излучения при сохранении монохроматичности. Однако его возможности достижения на телескопе экстремальных характеристик для указанных наблюдений все же ограничиваются параметрами ИПФ: 
-углом приема излучения фильтром при допустимом нарушении монохроматичности, d - диаметром оптического окна стопы фильтра и L -длиной оптической стопы, боковая поверхность которой задерживает наклонные пучки. Оптическая стопа длиной L от входного до выходного окна включает: поляризационные ступени высокого, среднего и низкого порядка интерференции; фазовые полуволновые и четвертьволновые пластинки; воздушные и иммерсионные промежутки, поляризаторы и др.
Используют две схемы установки ИПФ на телескопе: в параллельном и телецентрическом ходе лучей [1,- «Солнце» под. ред Дж. Койпера. Иностранная литература, М., 1957, с.510 (с.610)]. При установке в параллельном пучке, ширина полосы пропускания ИПФ для каждой точки изображения Солнца остается одинаковой, но изменяется центральная длина волны полосы из-за изменения угла падения в пределах . При установке в телецентрическом пучке положение центра полосы для каждой точки изображения не изменяется, а происходит уширение полосы. Как правило, предпочтительнее иметь неизменное положение центральной длины волны для всех точек изображения Солнца, так как смещение полосы ИПФ из-за изменения угла падения может быть сравнимо с локальным допплеровским смещением солнечных спектральных линий или с их зеемановским расщеплением. И поэтому ИПФ чаще устанавливают в телецентрическом ходе лучей. В ИПФ наиболее чувствительны к углу падения кристаллические элементы высокого порядка интерференции. Именно они определяют и длину волны максимума и ширину полосы пропускания фильтра.
Между параметрами ИПФ (n, d, L, ), угловым невиньетируемым полем зрения телескопа 
и диаметром D входного объектива телескопа имеется связь [2,-Клевцов Ю.А., Особенности работы ИПФ в оптической схеме телескопа, В кн.: Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца. М.; Наука, 1984, вып.69, с.183-189], описываемая формулой:
где n - средний показатель преломления стопы ИПФ.
Угол - максимальный угол падения на стопу - обычно определяется условием, при котором смещение (расширение) полосы пропускания фильтра из-за наклонного падения лучей допускается не более, чем на одну десятую от полуширины полосы. В зависимости от схемы фильтра угловое поле составляет 1°-2,5°.
Параметры фильтров, обычно применяемых на хромосферных телескопах: полуширина полосы пропускания 0.025-0,1 нм, длина стопы 150-200 мм в зависимости от ширины полосы. Для увеличения светопропускания ИПФ вместо тонких дихроических пленочных поляризаторов устанавливают поляризационные или двулучепреломляющие призмы. В этом случае длина стопы увеличивается в 2-3 раза, и ИПФ представляет трубку малого диаметра, длина которой уже существенно ограничивает возможность использования телескопа с большой апертурой для получения монохроматического изображения полного диска Солнца с высоким пространственным и спектральным разрешением. Полуширина полосы пропускания наилучших образцов ИПФ доходит до 0,006-0,008 нм. При этом световой диаметр стопы d ограничен размерами природных кристаллов исландского шпата и не превышает 40 мм. Длина оптической стопы L возрастает с сужением полосы пропускания и может быть более 500 мм [3,-Скоморовский В.И., Иоффе С.Б. Монохроматические фильтры для наблюдений Солнца, В кн. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, 1980, вып.52, c.128-149].
Таким образом, разрешающая способность телескопа полностью определяется основными параметрами ИПФ: угловым полем, оптической длиной и диаметром его стопы.
Известны солнечные телескопы [3, c.144], [4,-Kentischer, The multichannel narrow-band filter system at the Vacuum Tower Telescope//Astron.Astrophys.Supp.Ser. v.109, 1995. p.553-556], которые обеспечивают получение изображений с высоким разрешением тонкой структуры солнечной атмосферы и получение карт магнитных полей и скоростей. Недостатком этих телескопов является малое невиньетированное поле зрения. В качестве примера рассчитаем поле зрения фильтрового телескопа [3] с параметрами: диаметр объектива телескопа 530 мм; полуширина полосы пропускания ИПФ -0.008 нм; фильтр установлен в телецентрическом ходе лучей; =1,3°, d=35 мм, L=656 мм, n=1.41 (для 
=455,4 нм). По приведенной выше формуле - невиньетированное поле зрения составляет 8 угл.мин.,- всего четвертую часть диска Солнца.
Наиболее близким к предлагаемой модели является светосильный фильтровый телескоп (прототип), содержащий входной (питающий) объектив, линзу поля, ИПФ, установленный в телецентрическом ходе лучей, перестраивающую систему (перестраивающий объектив) и регистрирующую систему [5,- Банин В.Г., Клевцов Ю.А., Скоморовский В.И., Трифонов В.Д., Авторское свидетельство СССР 
1018092, кл.G02В 23/00, 1983]. С помощью этого телескопа получают монохроматическое изображение всего диска Солнца (2=32') в свете солнечной Н
-линии водорода с пространственным разрешением лучше 1". Недостатками этого телескопа являются невозможность его использования для получения изображений магнитных полей и скоростей (в качестве магнитографа) из-за широкой полосы пропускания ИПФ, а также невозможность установки на этом телескопе ИПФ для измерения магнитных полей с узкой полосой пропускания, так как это приведет к виньетированию изображения Солнца и уменьшению поля зрения.
Целью настоящей полезной модели является увеличение спектральной разрешающей способности фильтрового телескопа с возможностью получения двумерных изображений тонкой структуры, магнитных полей и скоростей плазмы по всему диску Солнца с сохранением высокого пространственного разрешения.
Чтобы узкополосный фильтр оптимально работал со светосильным телескопом, оптическую стопу фильтра целесообразно разбить на модули и использовать оптику, перестраивающую изображение между модулями. С этой целью оптическая стопа узкополосного фильтра разделяется на стопу высокого, среднего и низкого порядка интерференции, причем оптические стопы высокого и среднего порядка интерференции устанавливаются в телецентрические пучки, стопа с низким порядком интерференции - в параллельный ход пучков.
Перестраивающая система выполняется в виде трех компонентов (объективов). Первый компонент перестраивающей системы устанавливается после стопы с высоким порядком интерференции и строит параллельный пучок, в который устанавливается стопа с низким порядком интерференции. За этой стопой устанавливается второй компонент, строящий снова телецентрический пучок, в который устанавливается стопа со средним порядком интерференции, наконец, третий компонент строит изображение Солнца в приемной системе.
Предлагаемая схема телескопа обеспечивает измерения вектора магнитного поля и поля лучевых скоростей в атмосфере Солнца с высоким пространственным разрешением.
В предлагаемой модели солнечный телескоп содержит питающий объектив, линзу поля, анализатор поляризации, стопу ИПФ с высоким порядком интерференции (первый модуль), первый перестраивающий объектив, плоское зеркало, стопу с низким порядком интерференции (второй модуль), полупрозрачное зеркало, второй перестраивающий объектив, стопу со средним порядком интерференции (третий модуль), третий перестраивающий объектив и фотоприемник (ПЗС-камера). Первый и третий модули установлены в телецентрических пучках, а второй модуль - в параллельном пучке; плоское зеркало установлено в выходном зрачке под углом 45°, управляется датчиками лимба Солнца и обеспечивает стабильность изображения за время получения магнитограммы или допплерограммы; второй перестраивающий объектив установлен в отраженном от полупрозрачного зеркала свете и строит телецентрический пучок, а в проходящем свете установлен объектив, в фокусе которого находятся датчики солнечного лимба; третий перестраивающий объектив может быть заменен объективом с другим фокусным расстоянием и строящим изображение Солнца в той же плоскости. Смена объективов позволяет регистрировать или полный диск Солнца, или отдельную активную область с увеличением. При этом имеют место следующие соотношения:
F 1'/S1'+F1'/S1 =F2'/S2'+F2'/S 2; S1'+S1=S2'+S 2
где F1' и F2 ' - фокусные расстояния сменных объективов, S1 ,S1' и S2,S2'-модули передних и задних отрезков сменных объективов
На рисунке изображена оптическая схема телескопа. Схема включает питающий линзовый объектив 1, линзу поля 2, анализатор поляризации 3, стопу с высоким порядком интерференции 4, первый перестраивающий объектив 5, выходной зрачок 6, плоское зеркало 7, стопу с низким порядком интерференции 8, полупрозрачное зеркало 9, второй перестраивающий объектив 10, стопу со средним порядком интерференции) 11, третий перестраивающий объектив 12 и 13, фотоприемник (ПЗС-камера) 14, объектив 15, плоское зеркало 16 и датчики лимба Солнца 17.
Рассмотрим в качестве примера модели установку на телескоп трехмодульного фильтра «Магнит» [6,- Кушталь Г.И., Скоморовский В.И., ИПФ" Магнит "для измерения солнечных магнитных полей. 1.Блок - схема, - В кн.:Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, вып.108, 1998, с.267-274]. ИПФ «Магнит» разделен на три модуля: фильтр Лио - модулятор смещения полосы (стопа с высоким порядком интерференции L=430 мм, d=40мм, (=2.9°), фильтр Лио- предварительный монохроматор (стопа с низким порядком интерференции, L=285 мм, d=43 мм, =1.84°) фильтр Шольца (стопа со средним порядком интерференции L=383 мм, d=40 мм, (=2.15°).
Расчеты показывают, что при спектральном разрешении 0,007 нм (для =455,4 нм) карты магнитного поля могут быть получены на изображении полного диска Солнца с пространственным разрешением порядка 1".
1. Солнечный телескоп, содержащий питающий объектив, линзу поля, анализатор поляризации, интерференционно-поляризационный фильтр, перестраивающую систему и фотоприемник, отличающийся тем, что оптическая стопа интерференционно-поляризационного фильтра разделена на стопы высокого, среднего и низкого порядка интерференции, причем оптические стопы высокого и среднего порядка интерференции установлены в телецентрических пучках, стопа с низким порядком интерференции - в параллельном пучке, а перестраивающая система выполнена в виде трех компонентов: первый компонент установлен после стопы с высоким порядком интерференции и строит параллельный пучок, в который установлена стопа с низким порядком интерференции, за этой стопой установлен второй компонент, строящий снова телецентрический пучок, в который установлена стопа со средним порядком интерференции, наконец, третий компонент строит изображение Солнца в приемной системе.
2. Солнечный телескоп по п.1, отличающийся тем, что в выходном зрачке телескопа между стопой высокого и низкого порядка интерференции установлено плоское зеркало, угол наклона которого по двум координатам управляется сигналами датчиков солнечного лимба и обеспечивает стабильность изображения за время получения магнитограммы или допплерограммы.
3. Солнечный телескоп по п.1, отличающийся тем, что второй перестраивающий компонент установлен в отраженном от полупрозрачного зеркала свете и строит телецентрический пучок, а в проходящем свете установлен объектив, в фокусе которого находятся датчики солнечного лимба.
4. Солнечный телескоп по п.1, отличающийся тем, что третий перестраивающий компонент выполнен с возможностью замены его объективом с другим фокусным расстоянием и строящим изображение Солнца в той же плоскости, и при этом имеют место следующие соотношения:
F1 '/S1'+F1'/S1=F 2'/S2'+F2'/S2 ; S1'+S1=S2'+S2 ,
где F1' и F2' - фокусные расстояния сменных объективов, S1, S1' и S2, S2' - модули передних и задних отрезков сменных объективов.
