Космическая солнечная обсерватория
МКА-ФКИ ПН5 (АРКА)

Цели проекта

Физика Солнца является одним из основных, а по степени влияния на техно- и биосферу – основным направлением современной астрофизики. Наблюдения Солнца с поверхности Земли с помощью оптических инструментов ведутся достаточно давно – с 1610 года. При этом с 1749 года этот ряд данных является непрерывным. Вместе с тем, соответствующие наблюдения весьма ограничены, так как земная атмосфера поглощает излучение Солнца во всем диапазоне длин волн за исключением нескольких окон пропускания, а также является непроходимым барьером для заряженных частиц, массово формирующихся в короне Солнца во время вспышек. По этой причине, основным методом исследования Солнца и как физического объекта и как фактора влияния на Землю являются космические наблюдения.

 

В настоящее время приоритетной задачей в области физики Солнца для целого ряда космических держав становится получение изображений Солнца со сверхвысоким пространственным разрешением. Причиной этого является тот факт, что достигнутая к настоящему времени точность наблюдения Солнца (0.5–1.0 угловых секунд) так и не позволила решить целый ряд фундаментальных задач физики. В частности, несмотря на более чем 50-летнюю продолжительность космических исследований Солнца, нерешенными остаются проблема механизмов нагрева короны, проблема механизмов формирования и ускорения солнечного ветра, проблема триггеров солнечных вспышек, а также ряд других вопросов. В результате, складываются представления, что в основе большинства макроскопических проявлений солнечной активности лежат множественные процессы микровыделения энергии с характерными масштабами всего несколько сотен километров и временами менее секунды, то есть недоступные для ранее созданных средств измерения.

 

В настоящее время эти теоретические представления начали получать первые наблюдательные подтверждения. В частности данные наблюдений спутника Hinode (Япония) в оптическом диапазоне с рекордным для этой области спектра разрешением (около 0.2΄΄) показали, что основную роль в глобальном процессе переноса солнечного вещества от поверхности Солнца к нижнему переходному слою играют спикулы – микроволокна с характерной толщиной около 200-300 километров. Указанное открытие, достигнутое исключительно благодаря улучшению пространственного разрешения наблюдений, стало одним из наиболее значительных достижений астрофизики последних лет. Под развернутое описание результатов этих наблюдений был полностью выделен один из выпусков журнала Science. Данный факт, вместе с тем, пока является единичным, а кроме того, относится к оптическому диапазону, в котором практически невозможно проведение исследований активных солнечных процессов. Наблюдений короны Солнца (наиболее активной части его атмосферы) с разрешением лучше 0.5΄΄ в настоящее время не существует.

Несмотря на интерес к теме наблюдения Солнца со сверхвысоким пространственным разрешением и несомненную важность ожидаемых научных результатов, в настоящее время в мире отсутствуют перспективные проекты в этой области. Последнее в том числе связано с тем, что цикл разработки больших солнечных обсерваторий занимает срок от 10 до 15 лет, в результате чего долгосрочные космические программы ведущих держав не способны оперативно среагировать на эту новую тенденцию солнечной физики. Гораздо более гибкие возможности в этом плане имеют малые космические аппараты. 

 

Целью проекта является создание и вывод на околоземную орбиту космической солнечной обсерватории нового поколения (рабочее название «Арка») с комплексом научной аппаратуры сверхвысокого пространственного разрешения для проведения фундаментальных гелиофизических исследований с околоземной орбиты и решения задач мониторинга активных солнечных областей. Основными инструментами обсерватории являются два уникальных двухзеркальных телескопа системы Ричи-Кретьена с внешним диаметром главных зеркал 25 см и эффективным фокусным расстоянием более 20 метров, обеспечивающим возможность наблюдения Солнца с рекордным пространственным разрешением в 0.1 угловой секунды. Последнее более, чем в 10 раз превышает угловое разрешение солнечных обсерваторий STEREO, Hinode и ТЕСИС/КОРОНАС-Фотон и в 6 раз – разрешение телескопов на борту космического аппарата SDO (США), являющегося рекордным на настоящий момент.

 

Обсерватория предназначена для работы на околоземной орбите, обеспечивающей непрерывное наблюдение Солнца без захода космического аппарата в тень Земли (либо максимально близкое к непрерывному), а также предоставляющей возможность для и приема больших объемов научной информации (выше 10 ГБайт в сутки). Телескопы создаются на основе многослойной оптики нормального падения, работающей в интенсивных спектральных линиях крайнего ультрафиолетового и мягкого рентгеновского диапазонов, недоступных для регистрации с поверхности Земли. За счет использования двух телескопов в ходе эксперимента будут одновременно проводиться наблюдения двух слоев солнечной атмосферы: переходного слоя и солнечной короны. В ходе проекта должны быть отработаны новые технологии создания научной аппаратуры, в частности технологии создания многослойным асферических зеркал с диаметром 25 см, методы нанесения рентгеновских тонкослойных фильтров на ПЗС матрицы обратной освещенности, технологии стабилизации изображений за счет применения системы обратной связи и ряд других. Головной организацией по созданию научной аппаратуры является Физический институт им. П.Н.Лебедева РАН (ФИАН). Для работы по проекту будут также привлечены ряд организаций Российской академии наук, в частности Институт Физики Микроструктур РАН (ИФМ). 

 

Обсерватория "Арка" создается с целью решения следующих фундаментальных научных задач современной физик Солнца:

–       определение механизма нагрева солнечной короны и горячих звездных атмосфер;

–       определение механизмов накопления и высвобождения энергии солнечных вспышек;

–       экспериментальное подтверждение пересоединения  магнит-ных полей в нижних слоях солнечной атмосферы (“магнитном коврике”);

–       определение механизмов распространения колебаний Солнца и переноса их энергии в нижнюю и верхнюю корону;

–       определение связи между микро- и макро- проявлениями солнечной активности;

–       определение механизмов и энергетики микровспышек и установление их роли в формировании горячей короны Солнца.

 

 Принцип работы

Работа телескопов обсерватории "Арка" основана на методе изображающей рентгеновской спектроскопии Солнца, который был развит в отделе спектроскопии Физического института Российской Академии наук в 70-е – 80-е годы XX века под руководством С.Л.Мандельштама и И.А.Житника. Метод впервые был применен в космическом эксперименте ТЕРЕК на российском спутнике КОРОНАС-И (1994 год). Впоследствии данный принцип получения информации о Солнце был развит и использован в зарубежных солнечных обсерваториях SOHO (Европа, 1996 год) и TRACE (США, 1998 год), а также на российских спутниках КОРОНАС-Ф (2001 год) и КОРОНАС-Фотон (2009 год).

 

Метод изображающей спектроскопии Солнца основан на получении изображений Солнца в максимально узких спектральным диапазонах (в пределе, в монохроматических линиях), расположенных в вакуумной ультрафиолетовой и мягкой рентгеновской областях спектра. Именно в этой области лежит основное излучение переходного слоя и горячей короны Солнца, а также верхней хромосферы. За прошедшие годы метод многократно апробирован в космических экспериментах и является наиболее эффективным средством исследования структуры и динамики солнечной атмосферы.

 

Эффективность применения метода рентгеновской спектроскопии для Солнца (получение изображений в отдельных линиях) связан с тем, что, хотя Солнце и является астрофизическим объектом исследования, его наблюдения свободны от основного ограничения при наблюдениях космических объектов – низких потоков излучения. В результате, если для звездной и галактической астрономии получение спектра излучения объекта требует наблюдений с чрезвычайно большими экспозициями (часто 105 – 106 секунд), в случае Солнца такое изображение может быть построено за времена накопления около 1 секунды и менее.

 

При исследовании спектра космического объекта и изучении изображений полученных в широких спектральных интервалах, как известно, существенной проблемой является неоднозначность в интерпретации изучаемого сигнала. Суть проблемы состоит в том, что в немонохроматический спектральный диапазон всегда попадает несколько спектральных линий, формирующихся при разных температурах плазмы и имеющих различную зависимость от температуры и плотности плазмы. В результате для правильной интерпретации сигнала необходимо вводить априорные предположения о плотности и температуре. Соответственно, анализ сигнала всегда содержит ошибки. Кроме того такой подход неизбежно приводит к необходимости упрощать физику явления, например рассматривать излучающий объект как монотемпературный или имеющий одинаковую плотность по всей его протяженности.

 

Наблюдения в отдельной спектральной линии, использующиеся в методе рентгеновской спектроскопии, свободны от этих недостатков, так как для одной линии всегда точно известна из теории ее температурная и плотностная чувствительность. Благодаря этому метод позволяет не только изучать пространственное распределение и динамику источников излучения, но и с высокой точностью определять температуру излучающего объекта. Последнее особенно важно для Солнца, где наблюдается сильная зависимость температуры от высоты: поверхность Солнца (фотосфера) имеет эффективную температуру около 5800 К; в хромосфере Солнца в области температурного минимума наблюдаются значения порядка 4500 К; в переходном слое Солнца – от 20 до 100 тысяч К и, наконец, в корона Солнца имеет температуру порядка 1 миллиона К. В результате правильный выбор спектральных линий позволяет «настроиться» на нужный слой атмосферы Солнца. Такая особенность метода широко используется для выбора объекта наблюдения. В частности, во всех современных космических обсерваториях считается необходимым иметь на борту научные инструменты, строящие изображения как в «холодных линиях» хромосферы и переходного слоя Солнца, так и в линиях горячей короны Солнца. В качестве первых обычно используются линии нейтрального и однократно ионизованного гелия, а в качестве вторых – линии железа, как наиболее обильного из многоэлектронных атомов, имеющих широкий набор ионов с разными степенями ионизации. Подобный принцип предлагается использовать и в настоящем проекте: в состав научной аппаратуры вводятся 2 близких по конструкции телескопа (Т1 и Т2), работающих в разных спектральных линиях: линия однократно ионизованного гелия HeII 304 A, соответствующая температуре плазмы  около 80 тысяч К и позволяющая наблюдать переходный слой Солнца, и линия ионизованного железа FeIX 171 A, формирующаяся при температуре около 1 миллиона К, совпадающей с температурой солнечной короны. 

 

Конструкция и основные характеристики телескопов

Основными научными приборами обсерватории "Арка" являются два солнечных телескопа,  Т1 и Т2, которые позволяют получать высокоточные изображения участков солнечного диска в пределах поля зрения 10ʹ с пространственным разрешением 0.1″ в спектральных линиях 171 Å и 304 Å соответственно. Третий телескоп, ТХ, является вспомогательным и предназначен для получения изображений полного диска Солнца в тех же спектральных диапазонах, в которых работают телескопы Т1 и Т2. Телескоп ТХ вводится в состав обсерватории "Арка" для идентификации фрагментов Солнца, наблюдаемых инструментами Т1 и Т2.

 

 Обсерватория "Арка" в сборе – трехмерная модель. Красным цветом показаны телескопы Т1 и Т2. Синим цветом – телескоп ТХ.

Обсерватория Арка в сборе – трехмерная модель. Красным цветом показаны телескопы Т1 и Т2. Синим цветом – телескоп ТХ.

 

С точки зрения оптической схемы, во всех трех телескопах используется апланатическая схема Ричи-Кретьена с гиперболическими зеркалами. Первичное зеркало – вогнутое; вторичное – выпуклое. С точки зрения конструкции, телескопы Т1 и Т2 являются идентичными и отличаются только элементами рентгеновской оптики – покрытиями зеркал и характеристиками фильтров. Телескоп ТХ имеет собственную конструкцию, отличающуюся от конструкции телескопов Т1 и Т2.

 

Продольный срез телескопов Т1/Т2. 1 - передний узел; 2 - фланцы трубы телескопа; 3 - труба телескопа; 4 - первичный и вторичный отсекатели;

5 - узел первичного зеркала; 6 - узел фильтра детектора; 7 - узел детектор

 

Необходимость оснащения телескопов передней дверью связана с тем, что в состав телескопов введены тонкопленочные фильтры (толщина ~ 300 нм), чувствительные к механическому воздействию и к воздействию акустических волн. Передняя дверь, таким образом, обеспечивает защиту фильтров от попадания мусора и пылевых частиц на поверхность фильтра, а также минимизирует воздействие на фильтр акустических нагрузок за счет герметизации и поддержания вакуумирования телескопа. Необходимость оснащения телескопов фильтрами связана с тем, что основную часть излучения Солнца составляет видимый свет, по отношению к которому потоки крайнего УФ излучения составляют не более 1 к 105. Таким образом, для эффективной регистрации излучения в вакуумном УФ диапазоне необходимо, чтобы коэффициент блокировки излучения видимого диапазона составлял не менее 106.

 

Фильтры телескопов, в целом, выполняют две функции: защищают инструмент от тепловых потоков от Солнца и ограничивают спектр регистрируемого излучения, отсекая другие диапазоны. Первая задача, в основном, решается на входном фильтре, в то время как вторая выполняется за счет комбинации входных фильтров, покрытий зеркал, а также фильтров фокальной плоскости. Большая часть излучения видимого диапазона отсекается уже при прохождении через входной фильтр; таким образом в пропускаемом свете уже преобладают необходимые (рабочие) диапазоны. Однако, несмотря на то, что передний фильтр ограничивает спектр излучения в пределах своей полосы пропускания, в спектре света, падающего на первичное зеркало, по-прежнему присутствует значительный уровень инфракрасного и видимого света. Дальнейшая фильтрация происходит при прохождении излучения через оптическую систему телескопа. После входного фильтра свет попадает на первичное, а затем вторичное зеркала. При этом происходит его фильтрация за счет отражения на многослойных покрытиях зеркал. После этого излучение попадает на фильтры фокальной плоскости, аналогичные входным фильтрам. При прохождении через фильтры фокальной плоскости происходит дополнительное подавление излучения  спектральных диапазонах, не входящих в полосу пропускания фильтра. В результате совокупности действия двух фильтров (входного и фильтра детектора), а также покрытий двух зеркал (главного и вторичного) удается сузить эффективную полосу пропускания до 5–10 Å, то есть получать изображения, близкие к монохроматическим.

 

Отсекатели (внутренние бленды) телескопа представляют собой конические трубы, которыми оснащаются главное и вторичное зеркала телескопов Т1 и Т2. Телескоп ТХ не оснащается отсекателями. Узел отсекателей выполняет две основные задачи. Первая заключается в отсекании лучей света, попадающих в оптическую систему из-за пределов поля зрения и не испытывающих двойного последовательного отражения от зеркал. Также отсекатели предназначены для предотвращения попадания на детектор высокоэнергетических частиц, которые засоряют изображение своими треками, а также увеличивают радиационную нагрузку на детектор. 

 

Возможность использования отсекателей не только для блокирования потоков стороннего излучения, но и для предотвращения попадания частиц на детектор связана с достаточно высокой эффективностью поглощения электронов и протонов в алюминии. Детектор телескопа, по своей сути, изолирован со всех сторон, кроме передней части, находящейся под отверстием в первичном зеркале. При использовании отсекателей частицы, проникающие в детектор, будут испытывать торможение в материале бленды.  Чем толще стенки отсекателей, тем более высокоэнергетические частицы способен блокировать данный узел. В ходе эскизного проектирования была просчитана схема с использованием алюминиевых отсекателей толщиной 1 мм. При толщине 1 мм даже в самом неблагоприятном случае (при нормальном падении заряженной частицы) отсекатель непрозрачен для электронов с энергией 445 кэВ и протонов с энергией 9.5 МэВ. В действительности, частицы будут входить внутрь инструмента преимущественно под острыми углами, в результате чего фактическая эффективность работы данного узла будет значительно выше. Точная толщина отсекателей телескопов Т1 и Т2 будет определена на стадии разработки конструкторской документации на телескопы.

 

Зеркала телескопов напыляются на подложки, сделанные из прочного термостойкого материала. К подложкам предъявляются весьма жесткие требования, поскольку даже небольшое отклонение формы поверхности подложки от расчетной или наличие дефектов может привести к значительному снижению работоспособности оптической системы. Помимо требований к качеству поверхности подложек важными характеристиками являются также их устойчивость к механическим повреждениям и термостойкость.

 

Наиболее распространенными материалами, использующимися при решении подобного рода задач, являются церодур (в России данный материал более известен как ситалл) и плавленый кварц. Это чрезвычайно термостойкие материалы с высокими показателями прочности. Один из этих материалов предполагается использовать в качестве основы для изготовления подложки зеркал всех трех телескопов КА Арка. Основным преимуществом церодура является очень низкое значение температурного коэффициента линейного расширения (ТКЛР) - 10-7 / °С.  ТКЛР плавленого кварца значительно выше, однако находится в допустимых пределах эксперимента. Плотность плавленого кварца немного ниже, за счет чего можно получить выигрыш в весе двух зеркал на 192 грамм.

 

Качество поверхности подложки является определяющим фактором с точки зрения функциональности оптической системы телескопа. После выращивания основного тела подложки производится его дополнительная обработка, во время которой с высокой точностью ей придается расчетная форма. Следующим этапом минимизируется число и размер шероховатостей поверхности подложки, для чего производится ее суперполировка. Размеры шероховатостей, остающихся после такого рода обработки, составляют порядка нескольких ангстрем. Необходимость процедуры суперполировки связана с тем, что хотя шероховатость поверхности не влияет на геометрические свойства оптики, на ней происходит рассеяние падающего излучения, что снижает чувствительность оптической системы, а также повышает уровень фоновой засветки изображения. Рассеяние становится существенным, когда отношение среднего размера шероховатости (σ) к длине волны (λ) превышает значение 0.06. Современные методы обработки подложек зеркал позволяют уменьшить размер шероховатостей до 1–2 Å. При таких значениях отношение σ/λ для телескопов Т1 и Т2 составят 0.01 и 0.007 соответственно. На рынке присутствуют подложки такого качества, сделанные как из церодура, так и плавленого кварца по схожим ценам. Таким образом, с точки зрения качества поверхности, ни один из рассматриваемых материалов не имеет значительного преимущества. Поскольку оба варианта изготовления подложки зеркал в целом удовлетворяют всем требованиям оптической системы телескопа, решение о выборе конкретного материала будет проводиться на основе его доступности.

 

Первичное зеркало в телескопах Т1 и Т2 является основным оптическим элементом, размер которого является главной апертурой оптической системы и, в значительной степени, определяет размеры всех остальных оптических элементов (размеры вторичного зеркала и размер входного фильтра). На данный момент, наиболее реальным выбором материала для изготовления подложки первичного зеркала является плавленый кварц. Диаметр зеркала составляет 20 см. Подложка зеркала имеет высоту 4 см. Сверху на нее наносится многослойное покрытие. Для уменьшения общего веса зеркала из подложки вырезаются небольшие сегменты без сильного изменения жесткости самой конструкции, что позволяет уменьшить массу на 50 % (Рисунок 17). Итоговый вес зеркала после фрезерования подложки предварительно оценивается как  1250 грамм. Подложку вторичного зеркала также предполагается выполнить из плавленого кварца. Диаметр зеркала будет составлять 50 мм, а толщина 10 мм. Поскольку вторичное зеркало намного меньше первичного, то фрезеровка не требуется.  Масса вторичного зеркала, по предварительным оценкам, составит около 43 грамм.

 

Помимо качества выполнения самих зеркал, а именно характеристик подложек и многослойных покрытий, огромную роль играют их крепления, к которым предъявляются достаточно жесткие требования. Во-первых, крепления должны обеспечивать устойчивость положения главного зеркала, поскольку уже при изменении расстояния между зеркалами на 2.5 микрона происходит десфокусировка системы. Такая жесткость, однако, должна соблюдаться только по вертикальной оси. В плоскости, перпендикулярной оси телескопа, конструкция, напротив, должна обладать упругими свойствами, чтобы зеркало при дифференциальном тепловом расширении не упиралось в жесткие элементы, поскольку это может привести к повреждениям подложки – от деформации ее формы до появления трещин. 

 

Узел вторичного зеркала телескопа оснащается двумя механическими приводами. Первый – это привод фокусировки изображения, способный осуществлять линейные подвижки вторичного зеркала вдоль оптической оси в диапазоне порядка плюс минус 5 мм с точностью не ниже 1 микрона. Фокусировка при этом осуществляется за счет изменения расстояния между вторичным и первичным зеркалом (первичное зеркало при этом остается неподвижным). Второй – привод стабилизации изображения, способный осуществлять малые наклоны вторичного зеркала на углы в сотые доли угловой секунды. При этом наклон вторичного зеркала должен компенсировать смещения оси спутника от направления на Солнце во время экспозиции изображения. 

 

Труба телескопа является одним из наиболее важных структурных элементов прибора, который обеспечивает точное взаимное положение первичного и вторичного зеркала. В применении к телескопам Т1 и Т2 показано, что дефокусировка оптической системы происходит в них при изменении расстояния между зеркалами на величину порядка 2 микрон. Отсюда, в свою очередь, возникают требования к характеристикам трубы телескопа. Основными факторами, меняющими расстояние между зеркалами, являются тепловое расширение материала трубы при изменении ее температуры, а также механические деформации вследствие нагрузок. 

 

Детектор телескопа состоит из камеры, электронного блока и системы обеспечения теплового режима детектора. В камеру входит CCD-матрица и печатная плата с усилителями. Исходя из расчетов оптической системы телескопа, в качестве детектора необходимо использовать CCD-камеру с числом пикселей не менее 6144х6144, размер которых составляет 10 квадратных микрон. 

 

Затвор детектора предназначен для установления времени экспозиции изображения. Данный узел применяется во всех телескопах НА Арка: Т1, Т2 и ТХ. Принцип управления экспозицией состоит в открытии детектора для освещения на некоторое время и его последующего закрытия. Иными словами основное положение затвора телескопа – это положение "закрыто". Открытие детектора для потоков излучения осуществляется лишь в момент регистрации изображения. Данный принцип помимо прочего позволяет снизить радиационную нагрузку на детектор.

 

Телескоп ТХ является вспомогательным инструментом, который предназначен для получения изображений полного диска Солнца с относительной невысоким пространственным разрешением (1.7'' против 0.1'' в телескопах Т1 и Т2).  Необходимость введения в состав НА Арка телескопа ТХ связана с тем, что основные инструменты научной аппаратуры, телескопы Т1 и Т2, получают изображения только фрагмента солнечного диска. В связи с этим возникает вопрос о правильной идентификации участка Солнца, попадающего в поле зрения телескопов Т1 и Т2. В эксперименте Арка указанная задача решается путем сравнения изображений Т1 и Т2 с одновременно полученными изображениями полного диска телескопом ТХ.