Научная статья на тему 'Поляриметрия и спектрополяриметрия звезд. Приборы и методы'

Поляриметрия и спектрополяриметрия звезд. Приборы и методы Текст научной статьи по специальности «Физика»

CC BY
1195
222
i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.
Журнал
Астрофизический бюллетень
WOS
Scopus
ВАК
Область наук
Ключевые слова
МЕТОДЫ НАБЛЮДЕНИЙ / ПОЛЯРИМЕТРИЯ / OBSERVATIONAL TECHNIQUES: POLARIMETRIC

Аннотация научной статьи по физике, автор научной работы — Клочкова В. Г., Панчук В. Е., Романенко В. П., Найденов И. Д.

Дано краткое описание избранных схем спектрополяриметров, разработанных для телескопов разных диаметров с целью исследования параметров поляризации излучения звезд. Сформулирована программа развития приборов и методов для спектрополяриметрии звезд на телескопах САО.

i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.
iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.
i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.

POLARIMETRY AND SPECTROPOLARIMETRY OF STARS. DEVICES AND METHODS

A brief description is given of selected spectropolarimeters designed for telescopes of different diameters to study star light polarization. A program of development of stellar spectropolarimetry technique for the telescopes of SAO RAS is formulated.

Текст научной работы на тему «Поляриметрия и спектрополяриметрия звезд. Приборы и методы»

Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 2005, 58, 132-144

© Специальная астрофизическая обсерватория РАН, 2005

УДК 520.35; 520.85

Поляриметрия и спектрополяриметрия звезд. Приборы и методы

В.Г.Клочкова, В.Е.Панчук, В.П.Романенко, И.Д.Найденов

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167, Россия Поступила в редакцию 4.10.2001; принята к печати 1.09.2004-

Дано краткое описание избранных схем спектрополяриметров, разработанных для телескопов разных диаметров с целью исследования параметров поляризации излучения звезд. Сформулирована программа развития приборов и методов для спектрополяриметрии звезд на телескопах С АО.

Ключевые слова: методы наблюдений, поляриметрия

POLARIMETRY AND SPECTROPOLARIMETRY OF STARS. DEVICES AND METHODS, by V.G. Klochkova, V.E. Panchuk, V.P. Romanenko, I.D. Naidenov.

A brief description is given of selected spectropolarimeters designed for telescopes of different diameters to study star light polarization. A program of development of stellar spectropolarimetry technique for the telescopes of SAO RAS is formulated.

Key words: methods: observational - techniques: polarimetric

1. Введение

Поляризация излучения космических источников дает информацию о физических характеристиках источников: величине и геометрии магнтных полей, химическом составе, форме, размерах, концентрации и ориентации рассеивающих излучение частиц, степени однородности поверхностной яркости астрономического объекта. Поляризация может возникать или в самом источнике, или (и) в среде между источником и наблюдателем. В случае точечных источников поляризация излучения может оказаться единственным поставщиком информации о внутренней (пространственно неразрешенной) структуре объекта. Исследование поляризации является важнейшим тестом для определения механизма генерации излучения в космических условиях: рассеяние на мелких частицах (от электронов до пылинок), синхротронное излучение релятивистских электронов в магнитных поЛЯХ.

Магнитные поля управляют движением вещества в Галактике. 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 влияют на поведение вещества вблизи галактик не меньше, чем поля нейтронных звезд напряженно-

стью 1012 Гс на движение окружающей плазмы.

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. Из вышесказанного следует, что аппаратура, ориентированная на исследования поляризации астрофизических объектов, должна обладать широким диапазоном чувствительности и спектрального разре-птоттия.

На телескопах САО РАН определенное место занимают поляриметрические и спектрополяриметрические наблюдения. По мере смены поколений светоприемников совершенствуется и техника анализа поляризационных свойств излучения. Разработка эффективных спектрографов позволяет предусмотреть новые варианты спектрополяриметрических наблюдений. Именно таким путем идет разработка приборов и методов спектрополяриметрии во всем мире. Целью данного обзора является освещение основных тенденций в развитии приборов и методов спектрополяриметрии звезд и оценка перспектив использования их в условиях САО. Разумеется, мы не претендуем на полноту упоминания всех реализованных методов и на исчерпывающее перечисление возможных путей раз-

вития. Прежде чем перейти к описанию различных спектрополяриметрических систем, напомним

некоторые основные принципы спектрополяримет-рии.

2. Приборы и методы для анализа поляризованного излучения

Простейшим устройством для анализа поляризованного излучения является пленочный или кристаллический поляроид. В астрономической практике такие анализаторы используются только для калибровки. При фотографической регистрации наибольшее распространение получили двухлучевые анализаторы, позволяющие регистрировать обыкновенный и необыкновенный пучки одновременно. Применение простейших двухлучевых анализаторов приводит как к дефокусировке одного из изображений, так и к разным интенсивностям, что обусловлено различием пропускания обыкновенного и необыкновенного лучей оптическими элементами спектрального прибора. Наиболее простым способом решения этой проблемы является применение двух одинаковых пластинок кальцита, оси которых повернуты на 90° относительно друг друга. Двухлучевые анализаторы, разводящие пучки на большой угол (призма Глэна-Фуко и ее модификации, призма Глэна-Томпсона, куб с тонкопленочной диагональной плоскостью и т.п.), использовались, в основном, в поляриметрах с фотоумножителями. В подобных схемах применялись и другие типы анализаторов — призмы Ротона, Сенармона, Волластона.

При анализе круговой поляризации используются устройства, превращающие циркулярно поляризованное излучение в линейно поляризованное. Для этого на пути луча ставят пластинки, сдвигающие фазу на п/2. При определенной ориентации пластинки относительно кристалла можно пространственно разделить два поляризованных луча.

Применение полуволновой пластинки обеспечивает смену направления круговой поляризации, а также изменяет позиционный угол линейно поляризованного излучения. Если сдвиг фазы слабо зависит от длины волны, то фазосдвигающий элемент называют ахроматическим. Наиболее удачным ахроматическим устройством является ромб Френеля, где полные внутренние отражения обеспечивают сдвиг фаз п/2. Выходной ромб возвращает пучок на оптическую ось (Кизель и др., 1964). Недостатком устройства является большая оптическая толщина. Другой более распространенный способ состоит в комбинировании свойств положительного и отрицательного кристаллов. Та-

кие фазосдвигающие элементы работают в широком диапазоне углов падения. Усовершенствование ахроматических фазосдвигающих элементов происходило путем увеличения числа кристаллических компонент (Панхаратнам, 1955). Остаточная “неахроматичность” может учитываться при помощи специальной методики наблюдений.

При поляриметрических исследованиях астрофизических объектов точность измерений ограничивается нестабильностью аппаратуры и атмосферы. Для уменьшения их влияния в эпоху применения одно- и двухканальных систем развивались модуляционные методы. Это разновидность дифференциального метода, при котором поток модулируется с большой частотой и при этом поочередно измеряются интенсивности двух ортогонально поляризованных лучей. Принцип действия модуляторов основан на электрооптическом эффекте Керра: кристаллы в электрическом поле из одноосных становятся двуосными, причем новая ось перпендикулярна вектору поля. Кристалл с поверхностью, перпендикулярной оптической оси, покрыт сеткой проволочных или полупрозрачных электродов. При подаче напряжения в несколько киловольт такой элемент может работать как четвертьволновая пластинка на длине волны, зависящей от прилагаемого напряжения. Недостатки такой конструкции (ячейка Покеля) — высокое напряжение, низкое пропускание, нагрев при высоких частотах, работа только в параллельных пучках, различная глубина модуляции на различных длинах волн. Перечисленные недостатки в основном преодолены в пьезооптических (фотоэласти-ческих) модуляторах, принцип работы которых основан на формировании стоячей волны путем возбуждения акустических колебаний в плавленом кварце.

Точность измерения поляризации излучения астрономических объектов ограничена также инструментальной поляризацией (яркие объекты) и статистикой фотоотсчетов (слабые объекты). При наблюдениях на телескопе основным источником инструментальной поляризации телескопа являются плоские зеркала с металлическими покрытиями, при отражении от которых возникает сдвиг фазы, зависящий от угла падения. Коэффициенты отражения для ортогонально поляризованных компонент различны, поэтому отражение вносит инструментальную эллиптическую поляризацию. Защитные диэлектрические покрытия на зеркалах также могут дать инструментальную поляризацию. Часть этой линейной поляризации может трансформироваться в эллиптическую при последующих отражениях на зеркалах тракта куде. Изменения с длиной волны слабы, поэтому, казалось бы, могут игнорироваться при измерениях эффек-

та Зеемана по отдельной линии. Однако это приводит к уменьшению величины расщепления ст-компонент. Такое “снижение контраста” является функцией углов падения на плоские зеркала и длины волны, поэтому можно сделать вывод, что точность измерения магнитных полей в фокусе куде принципиально ограничена. Методы измерения и учета поляризации на зеркалах фокуса куде можно найти в работах Кларке (1973) и Борра (1976).

Альтазимутальная монтировка телескопа имеет некоторые преимущества перед экваториальной, т.к. позволяет учесть инструментальную поляризацию путем сравнения наблюдений, выполненных до и после меридиана (подобно тому, как это делается на полноповоротных радиотелескопах) . Большинство поляриметров разработано для фокусов Кассегрена, где инструментальная поляризация незначительна (определяется, в основном, неоднородностями покрытий зеркал). Для устранения такой инструментальной поляризации при создании системы поляриметрических стандартов использовались небольшие кассегреновские телескопы специальной конструкции, где зеркала можно было разворачивать вместе с трубой вокруг главной оптической оси.

3. Одно- и двухканальные поляриметрические приборы

История спектрополяриметров начинается с технических решений, ориентированных на применение одно- или двухканальных светоприемников. Хилтнер (1951) показал, что шумы, создаваемые земной атмосферой, когерентны для ортогонально поляризованных компонент. Это обстоятельство лежит в основе двухлучевых схем — при измерении отношения двух сигналов компенсируются изменения прозрачности и эффекты мерцания. Использование ФЭУ обеспечило достаточное временное разрешение, например для поиска магнитных полей у быстровращающихся белых карликов. Необходимость выполнения частых дифференциальных измерений, т.е. обеспечения быстрого сдвига фазы, привела к использованию электрооптиче-ских модуляторов, разработанных ранее для солнечного магнитографа (Бэбкок, 1953). Базовой моделью двухканального поляриметра мы считаем магнитометр Энжела и Ландстрита (1970), разработанный для поиска эффекта Зеемана в водородной линии Н7 в спектрах белых карликов. Элек-трооптический модулятор и призма Волластона работают в коллимированном пучке, интерференционные фильтры (полоса пропускания 30 А) располагаются в пучках, расходящихся после призмы. Далее установлены линзы Фабри и ФЭУ. Измене-

ние знака напряжения, подаваемого на модулятор, приводит к тому, что вдоль оси призмы Волластона оказывается линейно поляризованным излучение то правой, то левой круговой поляризации. Изменение наклона фильтров позволяет перестраивать их полосы пропускания на соседние фрагменты профиля линии. Такая схема применялась впоследствии при поисках поверхностных магнитных полей у ярких звезд (Ландстрит и др., 1975) на телескопах разных диаметров: 0.6-м Columbia Univ., 1-м KPNO, 1.2-м Univ. Western Ontario, 1.5м MtWilson, 2.1-м McDonald с фильтрами, имеющими полосы пропускания ДА 1,5 и ДА 20 А. Был предпринят поиск поверхностных магнитных полей для звезд ярче 5-й величины до склонений выше -20° (Борра и Ландстрит, 1980). Стандартная ошибка измерения поля в 300 Гс достигалась за час накопления сигнала на 1.2-м телескопе от звезды 5-й величины. Для сравнения заметим, что на более крупных телескопах ошибка такого же порядка получена по фотографическим зееманов-ским спектрам только для звезд с узкими линиями (Престон, 1969).

В конце 60-х годов методы солнечной магнито-графии (Бэбкок, 1953) были внедрены для наблюдений в фокусе куде 2.6-м телескопа в Крымской астрофизической обсерватории (Северный, 1970). Перед входной щелью спектрографа устанавливались электрооптический модулятор (130 Гц) и поляроид. Посредством ФЭУ, установленного после движущейся выходной щели (обратная линейная дисперсия 1.5 А/мм, шаг перемещения щели 0.2 А), измерялась разность интенсивностей между лево- и правополяризованными компонентами линии. Борра и Ландстрит (1973) развили метод, разработанный Северным (1970), дополнив поляриметр компенсатором инструментальной поляризации Бабинэ-Солейля и применяя в качестве поляризатора призму Глэна-Томпсона. На 2.5-м телескопе при длительных накоплениях для звезд 2-й и 7-й величины была достигнута точность 3 и 30 Гс соответственно.

Двухканальный узкополосный сканирующий поляриметр, разработанный в обсерватории Glasgow University, использовался на телескопах диаметром 0.51, 0.91 и 2.5м (Кларке и МакЛин, 1975). Прибор, основу которого составляли вращающаяся полуволновая пластинка и призма Фостера, был ориентирован на измерения линейной поляризации, а для измерения круговой поляризации перед полуволновой пластинкой вводилась четвертьволновая с разворотом осей на 45° относительно осей поляризатора. Интерференционные фильтры с поДА

вались в коллимированном пучке. Сканирование по длине волны выполнялось наклоном фильтра к

оси пучка.

Одноканальный спектрополяриметр, предназначенный для измерения линейной и круговой поляризации, разработан в 70-е годы в Эдинбургской обсерватории (Вольстенкрофт и др., 1983). В приборе использовался фотоэластический модулятор, представляющий собой пластинку из плавленого кварца, обеспечивающий сдвиг фазы с частотой 50 кГц. Для измерения линейной поляризации перед модулятором поочередно вводились две четвертьволновые пластинки, при измерении круговой поляризации они удалялись. За модулятором установлен анализатор, оси которого могли занимать два положения, различающиеся на 90°, оба положения отстоят на 45° от оси сжатия модулятора. Прибор может разворачиваться как целое по позиционному углу. Поляриметр спроектирован на базе спектрометра, который представляет собой скрещенную схему Черни-Тернера, сканирование осуществлялось поворотом плоской дифракционной решетки. На выходе перед ФЭУ установлена двухлинзовая система Фабри. Диапазон спектральных разрешений от 5 А до 400 А обеспечивается тремя сменными решетками и сменными входными диафрагмами разных диаметров.

Удачное сочетание двухканальной системы счета со спектрополяриметром высокого разрешения осуществили Борра и Воган (1977). Основным элементом спектрополяриметра являлся электро-оптический модулятор (ЭОМ), который при подаче электрического напряжения работал как четвертьволновая пластинка, т.е. преобразовывал циркулярно поляризованный свет в линейно поляризованный. Призма Глэна-Томпсона является линейным поляризатором и пропускает в спектрометр свет определенной поляризации. Оси приз-

45°

к “быстрой” и “медленной” осям ЭОМа. Переключение знака напряжения на ЭОМ с определенной частотой приводит к тому, что в спектрометр попадает излучение то с левой, то с правой круговой поляризацией. Для устранения влияния дрейфов чувствительности, прозрачности, качества изображений частота переключения ЭОМа составляла 1000 Гц. При наблюдениях в фокусе куде следует учитывать, что из-за отражения на плоских зеркалах появляется дополнительный сдвиг фаз и дополнительная поляризация. Для звезд в интервале склонений от -10° до +50° инструментальная линейная поляризация в фокусе куде 2.5-м телескопа изменялась от 2 до 8 % . Она может быть существенно уменьшена применением компенсатора инструментальной поляризации. Например, Борра и Воган (1977) установили перед ЭОМом компенсатор Бабинэ-Солейля, работающий в пучке Г/30. Для увеличения светосилы сканера на его выходе

(Г/19) перед одним из ФЭУ устанавливался перестраиваемый эталон Фабри-Перо (Воган и Зирин, 1968), второй ФЭУ регистрировал поток в двух фиксированных полосах (каждая шириной 25 А), расположенных по обе стороны от сканируемого участка.

Эффективными спектральными приборами, сочетающими одноканальный светоприемник (ФЭУ) и принцип мультиплексности (Фелжетт, 1955), стали корреляционные спектрометры с многощелевой маской (см., например, Гриффин и Ганн, 1974). На базе одного из таких корреляционных измерителей лучевых скоростей (МакКлюр и др., 1980) был создан многощелевой фотоэлектрический магнитометр (Борра и др., 1981). Кристалл электрооптического модулятора с частотой модуляции 100 Гц, установленный после призмы Глэна-Томпсона, работает как переключаемая четвертьволновая пластинка. Сначала спектрометр используется в режиме измерителя лучевых скоростей с целью уточнения положения маски. Затем для набора последовательных положений маски выполняются поляриметрические измерения. Используемый телескоп (1.2-м) был оптимизирован ранее для спектроскопических наблюдений в фокусе куде (Ричардсон и др., 1971). В частности, применены сменные плоские зеркала с диэлектрическими покрытиями. Все покрытия, разработанные для синего диапазона спектра, оказались несовместимыми с задачей спектропо-ляриметрии, тогда как зеркала с серебряными покрытиями показали низкую инструментальную поляризацию.

Конструкция “водородного” магнитометра 6метрового телескопа (Штоль и др., 1985) развивает метод, предложенный Энжелом и Ландстри-том (1970). Вместо интерференционных фильтров, выделяющих участки крыльев линий водорода, использован серийный дифракционный спектрограф с зеркально-линзовой, а затем линзовой камерой (в обоих случаях широкощельность получилась менее единицы). Прибор был ориентирован, в основном, на измерения круговой поляризации в крыльях водородных линий. Модификация прибора позволяла проводить одновременные измерения в крыльях двух водородных линий. С 1988 года прибор использовался и для измерения линейной поляризации. Затем была предложена оригинальная схема сочетания поляриметрического анализатора с полихроматором (Штоль, 1991), но эпоха применения ФЭУ на крупных и средних телескопах уже закончилась.

Переходным между одно-, двух- и многоканальными системами стал 33-канальный спектрофотометр Оука (1969), разработанный для кассе-греновского фокуса 5-м телескопа. На входе спек-

трофотометра располагалась двойная диафрагма, отверстия которой перекрывались поочередно (“объект плюс небо” и “небо”), регистрация соответствующих спектров на линейку ФЭУ выполнялась поочередно. Переделка спектрофотометра в спектрополяриметр выполнена следующим образом (Энжел и др., 1972). Пучок ¥/1& коллимировался отрицательной линзой, расположенной над ячейкой электрооптического модулятора. Над двойной диафрагмой спектрофотометра устанавливалась призма Глэна-Томпсона с ориен-

45°

но осей ячейки. Вместо переключения двух диафрагм каждые 10 мсек переключался модулятор, и на линейку фотоумножителей поочередно подавались компоненты спектра левой и правой круговой поляризации.

4. Многоканальные системы низкого и среднего разрешения

Внедрение многоканальных электронных полупроводниковых светоприемников в астрофизическую практику качественно преобразило спектрофотометрическое оборудование. От систем, где сканирование спектра выполнялось механически, посредством движения одного из элементов спектрометра (поворот решетки, движение выходной щели или маски щелей, колебание прозрачной пластинки за входной щелью, поворот интерференционных фильтров и т.п.), астрономы перешли к спектрографам, где на линейке светочувствительных элементов одновременно регистрировался большой диапазон длин волн. Дополнительно был реализован и выигрыш в широкощельности. Если спектрофотометры с ФЭУ имели широко-щельность около 1, то применение новых светоприемников с небольшим размером элемента разрешения привело к внедрению схем с уменьшением масштаба на входе светоприемника. Таким образом, переход на многоканальные системы, кроме очевидного выигрыша в числе одновременно регистрируемых элементов спектра и перехода на шумы другой природы, обеспечил и выигрыш по потоку. Это, в сочетании с ростом чувствительности светоприемников, позволило разработать новый класс приборов — многоканальные спектро-поляриметры. Однако для возможности регистрации в узком спектральном интервале (по сравнению с фильтровым поляриметром) необходимо было принять дополнительные меры для повышения точности поляриметрии, в результате в 70-е годы получили распространение модуляционные многоканальные методы. Технику этого периода охарактеризуем на нескольких примерах.

Примером последовательного сочетания модуляционной техники с многоэлементным светопри-емником может служить развитие Ликского спек-трополяриметра. Вначале основу прибора составил сканер Робинсона-Уомплера (Робинсон, Уомплер, 1972), где в качестве светоприемника использовалась диссекторная система с усилителем яркости, позволяющая одновременно регистрировать на двух линейках спектр объекта и фона. Первый шаг в преобразовании сканера в спектрополяриметр выполнил Нордсик (1974), установив после щели кристаллооптические фильтры (последовательно: кварц толщиной di =1 мм, кварц толщиной d2 = 3мм, поляроид). Сдвиг фазы выбран большим, т ^ 2п, но те настолько, чтобы sin т и cos т существенно изменялись в пределах элемента разрешения сканера (7 А). В этом случае параметры Стокса Q и V могут быть определены методом фурье-анализа из выражения для интенсивности излучения, прошедшего через вторую фазовую пластинку и поляроид:

I'(А) = [I(А) + Q(A) cosт2(А) —

-V(А) sin т2 (А)]/2,

где т2 (А) = 2п ■ Дп ■ d2/А.

Если ввести первую фазосдвигающую пластинку толщиной di, то интенсивность после такого трехэлементного фильтра равна

I'(А) = [I(А) + ^(А) cosт2(А) +

+U sin т2 (А) sin т1 (А) —

—V sin т2(А) cos т1 (А)]/2.

di/d2

до 0.002, так что соотношение частот т2 — т1 ,т2, т2 + т1 составляет 2:3:4, что позволило упростить вычисления преобразований Фурье и работать в режиме on-line с ЭВМ PDP-8. Пленочный поляроид мог быть заменен поляризационной призмой, это на 20% увеличивало квантовую эффективность поляриметра. На ширину аппаратной функции сканера в режиме поляриметра влияет следующее:

• действие кварцевых пластинок на сходящийся пучок F/17 приводит к сдвигам полос, формируемым различными зонами пучка, на величину ±1 А, независимо от толщины кварца;

•° сдвигу полос на 2 А, что учитывается калибровками по источникам с хорошо измеренной линейной поляризацией;

• квазипериод колебаний величины sin т2 (А) — от 25 А на 3100 А до 175 А на 7500 А (для линейной поляризации) и более медленные осцилляции sin т1 (А)

(при наличии одновременно круговой и линейной поляризации).

Для снижения шумов и влияния линий регистрировался также спектр без поляриметрической насадки, 1(А), и выполнялся фурье-анализ величины 1'(А)/1(А).

Сканер Робинсона-Уомплера и поляриметрическая приставка использовались вначале со спектрографом, неоптимальным для 3-м телескопа, поэтому вскоре был разработан специализированный спектрополяриметр (Миллер и др., 1980). Этот прибор стал одним из первых высокоавтоматизированных подвесных спектрографов (даже выбор одной из трех дифракционных решеток осуществлялся дистанционно). Поляриметрическое устройство, разработанное Нордсиком (1974), ни по спектральному разрешению, ни по световой эффективности не удовлетворяло требованиям задач спектрополяриметрии внегалактических объектов. Поэтому была разработана новая схема, повторяющая решения, проверенные на поляриметрах Энжела и Ландстрита (1970), Шмидта и др. (1978). Коллимирующая оптика и элек-трооптический модулятор (ячейка Покеля) располагались над двойным деккером (отверстия для объекта и фона), а сразу под ним помещалась пара ромбов Френеля (работающих как ахроматические четвертьволновые пластинки) и блок призм из кальцита, расщепляющих изображение деккеров. Напряжение ±2 кВ подавалось через сетку проводников на электрооптический кристалл (дважды дейтерированный фосфат калия), каждую секунду происходила смена знака напряжения, кристалл работал как переключаемая четвертьволновая пластинка. При прохождении кристалла линейно поляризованное излучение становилось поляризованным по кругу (левая или правая поляризация — зависит от ориентации плоскости поляризации и кристаллических осей). После прохождения ромбов Френеля фазовый сдвиг между пучками равнялся п либо нулю, т.е. свет становился линейно поляризованым в ортогональных плоскостях. На фотокатоде регистрировались четыре строчки спектра (по две на “объект плюс небо” и “небо”). Вычислялся параметр линейной поляризации <3. Развернув спектрополяриметр как целое на 45°

Для измерения круговой поляризации в пучок вводится четвертьволновая пластинка. Частота смены строчек спектра ограничена сверху временем послесвечения экрана ЭОПа (Шмидт, 1979).

В качестве примера работ, выполненных с данным прибором, назовем спектрополяриметрию объекта Хэрбига-Аро Н-Н24 (Шмидт и Миллер, 1979), где по характеру поляризации была лока-

лизована область формирования эмиссионных линий.

В многоканальном спектрополяриметре 3.9метрового телескопа ААТ (МакЛин и др., 1984) использовался метод электрооптической модуляции в сочетании с двухмерным счетчиком фотонов. Перед модулятором (работающим в параллельном пучке) располагаются две четвертьволновые пластинки (развернутые относительно друг 45°

лей калибровки). Блок кальцита расположен после щели спектрографа КС О. Инструментальная поляризация незначительна и точность ограничена только статистикой фотонов.

Для спектрографа среднего разрешения (СП-124) со счетчиком фотонов, установленного в фокусе Нэсмита 6-метрового телескопа (БТА), И.Найденовым был разработан анализатор круговой поляризации, состоящий из двух последовательно установленных входных четвертьволновых пластинок, призмы Рошона, выходной четвертьволновой пластинки и клина, компенсирующего угол отклонения одного из лучей (Борисов и др., 1989).

Внедрение ПЗС привело к выигрышу в квантовой чувствительности (более чем в 7 раз в случае Ликского спектрополяриметра) и к увеличению времени считывания, поэтому от техники модуляции на относительно высоких частотах при одновременном считывании пришлось отказаться. Третья версия Ликского спектрополяриметра (Миллер и др., 1988) основана на использовании двух конфигураций спектрографа: “линзовая камера плюс гризма” для диапазона 4000-8500 А и “УФ-спектрограф с камерой Шмидта” для диапазона 3000-11000 А. Вначале в качестве модулятора использовалась ячейка Покеля, а ПЗС служила для промежуточного хранения модулированного сигнала. Последнее стало возможным благодаря развитию техники “сканирования со сдвигом”. Поэлементная чувствительность первых ПЗС заметно различалась, поэтому был предложен метод сдвига накопленного заряда синхронно со сдвигом изображения на матрице (Маккей, 1982). С тех пор метод широко применяется при сканировании неба неподвижными телескопами. Трехфазные ПЗС позволяют переключать направление сдвига накопленного заряда. Схема работы матрицы ПЗС с модулятором поляризации такова: изображение регистрируется одной и той же группой соседних строк матрицы, затем накопленный заряд сдвигается вверх или вниз. При возвращении к прежнему состоянию модулятора ранее накопленный заряд возвращается в зону накопления. Результатом являются две строчки спектра, накопленные при разных состояниях модулятора. В ли-

яние неоднородности элементов матрицы в таком режиме исключается. В Ликском спектрополяри-метре переключение модулятора и соответствующие накопления сигналов осуществлялись с интервалом от 200 миллисекунд до нескольких секунд. Применение сканирования со сдвигом выявило ограничивающие факторы: без поступления светового сигнала даже при сдвигах сильно возрастал темновой сигнал, а наличие ловушек заряда в зоне сканирования приводило к искажению накопленного сигнала. Был сделан вывод, что указанные эффекты делают метод сдвига изображений непригодным для высокоточных работ.

Применение первых ПЗС показало высокую фотометрическую повторяемость калибровок. Так как необходимость модуляции с высокой частотой была поставлена под сомнение, то изменился метод наблюдений на Ликском спектрополяри-метре. Накопление сигнала (с последующим считыванием) при неизменном состоянии модулятора проводилось в режиме медленной модуляции (переключение фазы один раз в несколько минут). Но когда ячейка выдерживалась несколько минут при постоянном потенциале, ее оптическое пропускание заметно понижалось. Развитием метода медленной модуляции явился полный отказ от модулирующей ячейки, заменяемой вращением спектрополяриметра вокруг оптической оси телескопа (т.е. изменением позиционного угла). Кристалл кальцита, расположенный после щели, дает два перпендикулярно поляризованных монохроматических изображения щели, регистрируемых одновременно. Четырех экспозиций, сделанных при позиционных углах спектрополяриметра, последо-

45°

измерения линейной поляризации. Недостаток метода состоит в снижении точности определения параметров Стокса из-за гнутия инструмента (один и тот же элемент спектра, регистрируемый при разных ориентациях спектрографа и анализатора поляризации, попадает на разные элементы ПЗС, имеющие различную чувствительность).

Следующим шагом в развитии методов медленной модуляции стало применение вращающихся волновых пластинок. Полуволновая ахроматическая пластинка, размещенная перед щелью, состоит из набора тонких полимерных пленок, заключенных между двумя кварцевыми защитными стеклами. “Быстрые” оси каждой пленки развернуты относительно друг друга так, что итоговый сдвиг в полволны выполняется для диапазона 3200-7200 А с точностью до нескольких процентов. При постоянной величине позиционного угла спектрополяриметра и осей расположенного после щели кристалла кальцита выполняются четыре экспозиции при разной ориентации оси по-

луволновой пластинки (0°, 45°, 22.5°, 67.5°). Модифицированный таким образом Ликский спектро-поляриметр использовался, в основном, для измерения линейной поляризации.

Гудрич (1991) разработал ахроматическую поляризационную оптику для кассегреновских спектрографов 2.7-метрового телескопа МакДональд и 5-метрового телескопа Хэйла. Используется сверх-ахроматическая полуволновая пластинка и модифицированная призма Глэна-Тэйлора. Воздушный промежуток, ориентация осей и величины углов призмы выбраны так, что необыкновенный луч проходит воздушный промежуток между компонентами призмы и распространяется вдоль оси падения света, тогда как обыкновенный луч после двукратного полного внутреннего отражения в призме выходит из призмы параллельно оси.

Необходимость поиска слабонамагниченных (Ве < 1 МГс) белых карликов заставила перейти от использования эффекта фотосферного дихроизма при измерениях круговой поляризации в континууме (Кэмп и др., 1970; Энжел и др., 1981) к использованию линейного (Энжел и др., 1981) и квадратичного (Престон, 1970) зеемановского расщепления. Для выполнения обзора белых карликов с эффективными полями 1 МГс > Be >10кГс в обсерватории Steward (Шмидт и др., 1992) был создан спектрополяриметр, пригодный для работы на телескопах средних диаметров. Малый диаметр коллимированного пучка (25 мм) позволил разместить призму Волластона после коллиматора F/9. Фазосдвигающие полуволновая или четвертьволновая пластинки вводятся поочередно после щели, имеется возможность их вращать. Дифракционные решетки 1200 и 600 штр/мм в сочетании с объективом F = 50 мм позволяют работать с разрешением 7 и 13 А соответственно. Вес криостата и контроллера матрицы ПЗС составляет значительную часть общего веса прибора (50 кг). Магнитное поле обнаруживалось по S-образному профилю параметра круговой поляризации V в области линий Щи Не-

Для спектрографа LRIS 10-метрового телескопа Гудрич и др. (1995) применили модификацию призмы Глэна-Тэйлора, компенсирующую рассогласование положений фокуса для обыкновенного и необыкновенного лучей (напомним, что коллиматор LRIS не имеет приспособлений для фокусировки) .

Для исследования межзвездной и околозвезд-ной поляризации Кавабата и др. (1999) разработали спектрополяриметр HBS с низким разрешением (R = 40-200). Прибор, используемый на 0.9-м (F/18) телескопе обсерватории Dodaira, состоит из двух частей. Первая представляет собой классический поляриметр (турель диафрагм, кол-

лимирующая линза, вращающаяся полуволновая пластинка, призма Волластона, четвертьволновая пластинка, выходная ахроматическая линза). Вторая часть содержит детали спектрографа (щель, зеркальный коллиматор, дифракционная решетка 300 штр/мм, линзовая камера). На матрице ПЗС регистрируются 4 строки спектра (по две от объекта и фона неба). Кроме источников спектра, блок калибровки содержит призму Глэна-Тэйлора. Наблюдения выполняются при четырех последовательных положениях оси полуволновой пластинки (от 0 до 67.5°). Наблюдения на НВБ представляют пример оптимизированного подхода к спектропо-ляриметрии на малых телескопах.

Часть программ спектрополяриметрии с высоким спектральным разрешением, выполняемых в САО на 6-м телескопе, нуждается в поддержке спектрополяриметрическими методами среднего разрешения. С этой целью в лаборатории спектроскопии звезд завершается изготовление спек-трополяриметра умеренного разрешения для фокуса Кассегрена 1-м телескопа САО. Прибор позволит измерять линейную поляризацию в диапазоне 3900-9000 АА со спектральным разрешением

II = 700-2800.

5. Многоканальные системы высокого разрешения

Спектрополяриметры высокого разрешения ориентированы на исследования поляризационных эффектов в пределах узких спектральных интервалов, в частности в профилях линий. Пионером здесь является Бэбкок (1947), впервые измеривший весной 1946 года зеемановское расщепление линий со спектрографом фокуса куде с узкополосной четвертьволновой слюдяной пластинкой и кристаллом исландского шпата. Через 10 лет число исследованных таким образом звезд превысило три сотни (Бэбкок, 1958). В то же время началось создание ахроматических фазосдвигающих пластинок (Панхаратнам, 1955). Для звезд с узкими линиями точность измерения эффекта Зеемана определялась, в основном, числом измеренных магниточувствительных линий. В конце 60-х было показано, что в задаче поиска магнитных полей большой и средней напряженности можно ограничиться оценкой поля по разделенным зеема-новским компонентам или по уширению магниточувствительных линий, т.е. регистрировать спектры с обратной линейной дисперсией 3-5 А/мм, не используя спектрополяриметрические устройства (Престон, 1971). Оказалось, однако, что по разделенным зеемановским компонентам величина эффективного магнитного поля существенно отлича-

лась от оценок, полученных методом измерения неразделенных компонент (Бэбкок, 1960).

В САО РАН более 25-ти лет изучаются магнитные поля звезд, для чего используется Основной звездный спектрограф 6-м телескопа. Перед его щелью установлен ахроматический анализатор круговой поляризации, в котором сдвиг фаз обеспечивается отражением от поверхностей ромбов Френеля (Найденов и Чунтонов, 1976а). Этот анализатор был ориентирован на фотографическую регистрацию спектров. Для обеспечения равенства почернений и возвращения расщепленного пучка на оптическую ось установлен второй ромб Френеля, превращающий линейно поляризованное излучение (после прохождения кристалла исландского шпата) в циркулярно поляризованное.

В настоящее время стремление увеличить число одновременно регистрируемых магниточувствительных линий, сохраняя при этом высокое спектральное разрешение, заставило обратиться к разработке поляриметрических приспособлений для эшелле-спектрографов. Первая попытка сочетания анализатора круговой поляризации с кас-сегреновским эшелле-спектрометром (Андерсон и др., 1976) продемонстрировала перспективность метода и послужила основанием применения анализатора круговой поляризации на кассегренов-ском эшелле-спектрографе 4-метрового телескопа КРТ^О (Андерсон и Нордсик, 1978). В этом инструменте использована схема, разработанная еще Бэбкоком: две ст-компоненты линии, поляризованные по кругу, трансформируются четвертьволновой пластинкой в линейно поляризованный свет, выходящий из фазосдвигающей пластинки под углом ±45° к ее “быстрой” оси. Затем пластинка кальцита обеспечивает пространственное разнесение этих компонент. Не имея возможности вносить серьезные изменения в эшелле-спектрограф общего пользования, Андерсон и Нордсик (1978) разместили четвертьволновую пластинку на предще-левой турели, а пластинку кальцита — на после-щелевой. Для работы с ретиконом требовалось более широкое разнесение компонент, чем в случае фотографических работ. В этом случае использовалась другая пластинка кальцита (толщиной 43 мм). Дефокусировка за счет разного оптического пути компонент поляризованного излучения была незначительна в случае фотографической регистрации с помощью ЭОПа и заметна при работе с ретиконом.

Фогт и др. (1980) существенно улучшили методику получения зеемановских спектров в фокусе куде. В предщелевой части последовательно расположены компенсатор Бабинэ-Солейля и ахроматическая четвертьволновая пластинка, склеенная с блоком кальцита. Сдвиг фазы, возникающий на

плоских зеркалах тракта куде, является функцией часового угла, склонения, длины волны, поэтому механизм компенсатора инструментальной поляризации снабжен шаговым двигателем, управляемым от ЭВМ.

Матис и Стенфло (1986) адаптировали кассе-греновский эшелле-спектрограф (САЭРЕС) 3.6-м телескопа ЕЭО для одновременной регистрации параметров Стокса I и V в диапазоне 1000 А с разрешением II = 20000. Это позволило использовать “приближение многих линий”, развитое для диагностики тонкой структуры магнитного поля Солнца (Соланки и Стенфло 1984, 1985; Стенфло и др., 1984). Зеемановский анализатор, состоящий из четвертьволновой пластинки и призмы Волла°

средственно после щели, а проходящее через эти элементы излучение коллимировалось линзами.

Часто системы высокого разрешения расположены в фокусе куде или Нэсмита. При попытке использовать такие приборы в качестве спектро-поляриметров в обоих случаях возникает необходимость учета инструментальной поляризации на плоских зеркалах телескопов. Решить эту задачу пытаются разными способами, остановимся на некоторых технических подходах.

Еще Бэбкок (1962) использовал компенсаторы инструментальной поляризации, возникающей на трех и пяти зеркалах фокуса куде телескопа Хэйла. Упомянем эксперименты Кларке (1973), Борра (1976), Фогта и др. (1980). Пилле и Альмейда (1991) предложили двухзеркальную схему телескопа с фокусом куде, свободную от инструментальной поляризации. Эффект достигается размещением полуволновой пластинки между двумя идентичными плоскими зеркалами. Показано, что для вакуумного солнечного телескопа (схема Грегори-Куде) инструментальная поляризация может быть скомпенсирована с точностью до 0.2%.

На эшелле-спектрографах фокуса Нэсмита 6метрового телескопа САО для спектрополяримет-рии с высоким разрешением используются полуволновые и четвертьволновые ахроматические пластинки в сочетании с ахроматическим анализатором круговой поляризации (Найденов и Панчу к, 1996).

Одним из методов исключения инструментальной поляризации на зеркалах фокусов Нэсмита и куде является применение схемы “анализатор поляризации - оптические волокна - спектрограф”. Приведем несколько примеров соединения анализатора поляризации со спектрографом. Задача зееман-доплеровского картирования бы-стровращающихся звезд требует отношения сигнал/шум >1000, высокого спектрального разре-

шения (11>40000), относительно коротких экспозиций и низкой инструментальной поляризации. Идеальной является комбинация кассегреновско-го эшелле-спектрографа с телескопом 4-метрового класса, но такие телескопы труднодоступны для задач мониторинга. Семель и др. (1993) продемонстрировали пути решения этой проблемы на трех телескопах. На 1.93-м телескопе ОНР в 19861989 гг. использовался спектрограф ЮЮ (Фелен-бок и Гьерин, 1988). В итоге Семель и др. (1993) пришли к выводу, что метод оптоволоконного соединения спектрополяриметра и спектрографа эффективен, но для картирования звезд с узкими линиями в спектрах телескопа с таким диаметром зеркала недостаточно. На ААТ в 1989-1990 гг. использовался спектрограф 1ШО в фокусе Кассегре-на (разрешение II = 40000 с щелью 0.6"). На СРНТ (наблюдения 1990 г.) конструкция была дополнена двойным резателем изображений типа Боуэна-Вальравена, установленным на выходе оптоволокна и состоящим из двух микропризм, плоскопараллельной пластинки и основной призмы.

С целью выполнения координированных наблюдений на однотипных, разнесенных по долготе спектрографах, в конце 80-х был разработан относительно недорогой эшелле-спектрограф МиБЮоБ (Бодра и Бем, 1992), конструкция которого допускала установку на разных телескопах 2-м класса (три прибора были установлены на 2-м телескопе ТВЬ обсерватории Пик дю Миди, 2.5-м телескопе ШТ обсерватории Ла Пальма и 1.9-м телескопе Южно-Африканской обсерватории). Изображение звезды перебрасывалось из кассегреновского фокуса на щель спектрографа при помощи оптического волокна. Исследования пекулярных звезд выявили потребность дооснастить МиБЮоБ поляриметрическими приспособлениями (Донати и др., 1999). Конструкция кассегреновского адаптера предусматривает работу с разными относительными отверстиями, за основу принята нетипичная для фокуса Кассегрена величина Г/25 (особенность ТВЬ). После входной апертуры устанавливается дублет, согласующий относительное отверстие фокуса Кассегрена с указанной величиной. Затем последовательно установлены турель с пленочными поляроидами и турель с полуволновой и четвертьволновой суперахроматическими (диапазон 3900-8700 АА) пластинками. Полуволновая и четвертьволновая пластинки могут разворачиваться на фиксированные углы 0°, 22.5°, 45°, 67.5° и -45°, 0°, 45°. Практика показала, что разворот поляриметрической головки как целого на углы 0°, 45°, 90°, 135° является более предпочтительной процедурой, чем вращение полуволновой пластинки. После фазосдвигающих элементов размещена пластинка С авара, состоящая из двух скрещен-

ных блоков кальцита. Она разводит пучки на расстояние, равное минимальному расстоянию между двумя оптическими волокнами. Перед оптическими волокнами размещен фокальный редуктор, формирующий пучок ¥/2.Ь. Общая эффективность спектрополяриметра составляет 0.8 % в максимуме чувствительности ПЗС. Для выявления вариаций поляризации в пределах профиля линии использован метод формирования “усредненного поляризационного свойства” (Донати, Камерон, 1997).

iНе можете найти то, что вам нужно? Попробуйте сервис подбора литературы.

Спектрополяриметр университета Западного Онтарио (Эверсберг и др., 1998) разработан для кассегреновских фокусов (Г/8) телескопов средних и больших диаметров. Спектрополяриметр является комбинацией работающих в параллельном пучке двух вращающихся четвертьволновых пластинок и фиксированной призмы Волластона, с последующим вводом (Г/4) обыкновенного и необыкновенного пучков в оптоволоконную линию, выход которой согласован линзами с щелевым спектрографом (Р/8). Четвертьволновые пластинки обеспечивают идеальный сдвиг только для двух длин волн. Для калибровки ориентации этих пластинок используется призма Глэна-Тэйлора, обеспечивающая 100 %-ную линейную поляризацию во всем диапазоне работы спектрополяриметра.

Итак, для телескопов класса 2-4 м проблема оптоволоконного соединения анализатора и спектрографа решена. Применение оптоволоконных спектрополяриметрических методов высокого разрешения на более крупных телескопах сдерживается проблемой широкощельности. Проиллюстрируем это на примере БТА. Предположим, что в первичном фокусе (Г/4) за входной диафрагмой сначала формируется параллельный пучок, а после прохождения поляризационной оптики уже раздвоенный пучок проецируется (Р/ 2.5) на пару оптических волокон с диаметром ядра 0.15 мм, при этом волокнами отбирается по 2" в каждом изображении звезды. Выход пары оптических волокон расположен на входе в коллиматор (Г/2.5) эшелле-спектрографа, причем необходимой особенностью оптоволоконного спектрографа является отсутствие центрального экранирования. Предположим, что используется камера "Р/2 (более светосильные камеры непригодны из-за РБР, нестабильной по полю), тогда в фокальной плоскости размер элемента разрешения составит 0.12 мм. Это означает, что для согласования с элементом разрешения светоприемника на выходе оптических волокон необходимо использовать двойной реза-тель изображения, по три среза на каждое волокно, т.е. один эшелле-порядок будет повторен 6 раз (по три раза в каждой поляризации). Проекция каждого среза составит 0.04 мм, и для реали-

зации разрешения II = 50000 с эшелле 112 потребуется камера с фокусным расстоянием не менее Г = 480 мм, т.е. диаметр коллимированного пучка составит 240 мм, а длина заштрихованной части эшелле — около полуметра. Так как число одновременно регистрируемых эшелле-порядков ограничено применением резателя, то для одновременной регистрации большого числа магниточувствительных линий желательно иметь камеру с достаточно большим полем (ориентированным на свето-приемник форматом 2048 х 2048 элементов). Изготовление линзовой камеры с такими характеристиками является весьма сложным и дорогостоящим делом.

Если в ряде задач спектрополяриметрии величина требуемого спектрального разрешения такова, что ее можно обеспечить компактным спектро-поляриметром первичного фокуса БТА, то такое решение представляется оптимальным. В качестве примера приведем опыт реконструкции эшелле-спектрографа первичного фокуса РГЕБ (Панчук и др., 1998), в результате которой был получен прибор для измерения линейной поляризации с величиной спектрального разрешения II = 13000 (Панчук и др., 20016).

6. Спектрополяриметрия с интерферометром Фабри-Перо

Известны преимущества эталона Фабри-Перо перед дифракционным спектрографом (более высокое значение произведения светосилы Ь на спектральное разрешение II). Поэтому еще в эпоху одноэлементных светоприемников появились первые спектральные системы, в которых высокое значе-х

дифракционного спектрографа — пространственным разнесением излучения с различными длинами волн. При одноканальной регистрации процесс перестройки эталона, размещенного на входе спектрометра, должен сопровождаться согласованным движением выходной щели вдоль спектра. Этот метод, практически опробованный Гиком и У ил-коком (1957), был применен затем на 2.5-м (Воган и Мюнч, 1966) и 5-м (Зирин, 1967) телескопах. На 6-м телескопе для поиска и измерения слабых продольных магнитных полей использовался фотоэлектрический магнитометр с перестраиваемым эталоном Фабри-Перо (Глаголевский и др., 1979). В приборе использована схема интерферо-метрического контроля изменения давления газа между пластинами эталона (Найденов и Чунто-нов, 19766).

Для регистрации двухмерной картины солнечных магнитных полей был создан перестра-

иваемый двухлучепреломляющий интерферометр Фабри-Перо (Рамсей и Смарт, 1966). Перед эталоном размещалась четвертьволновая пластинка, преобразующая циркулярно поляризованные компоненты излучения в линейно поляризованные. Между пластинами эталона устанавливалась слюдяная пластинка, толщина которой определяла фазовый сдвиг между ортогонально поляризованными спектрами. Вращение четвертьволновой пластинки меняет знак круговой поляризации, но не модулирует неполяризованный или линейно поляризованный свет. В солнечном магнитографе эталон настраивался на крыло магниточувствительной абсорбционной линии, поэтому поляризационная оптика может быть неахроматической. Разность последовательных двухмерных распределений интенсивности, зарегистрированных в крыле линии при различных положениях оси фазосдвигающей пластинки, представляет карту распределения продольной компоненты магнитного поля и в первом приближении не зависит от доплеровских сдвигов.

При спектрополяриметрии точечных объектов многоэлементными светоприемниками возможно одновременно регистрировать несколько порядков эталона. Внедрение высокочувствительных двухмерных многоэлементных приемников расширило возможности сочетания эталона Фабри-Перо со спектрографом высокого разрешения, в частности уже есть пример одновременной регистрации нескольких сотен порядков эталона (Панчук, 2000). В качестве развития метода дважды скрещенной дисперсии интересно рассмотреть вариант сочетания интерферометра Фабри-Перо и анализатора круговой поляризации. На рис.1 приведен фрагмент эшелле-спектра звезды, зарегистрированного нами на нэсмитовском эшелле-спектрографе (НЭС) 6-м телескопа (Панчук и др., 1999), в предщелевой части которого были последовательно установлены анализатор круговой поляризации и эталон Фабри-Перо. В такой схеме излучение, разделенное на право- и левовращаю-щиеся компоненты, проходит через эталон и попадает на двойную входную щель спектрографа. В этом случае эшелле-спектрограф служит лишь для пространственного разнесения интерференционных порядков эталона. Сравнение интенсивностей ортогональных компонент излучения в порядках, попадающих на крылья магниточувствительных линий, может выявить различие профилей, обусловленное эффектом Зеемана. Этот прием фиксирования (а также сканирования) длин волн может оказаться полезным для развития дифракционных спектрополяриметров, подверженных позиционным нестабильностям, или же ограниченных в классе дифракционных приборов по

инварианту LxR.

7. Выводы

Выше показано, что по мере роста требований к точности измерений поляризации спектрополяриметрические наблюдения звезд “дрейфуют” в сторону все более крупных телескопов, охватывая измерения всех параметров Стокса. Дальнейшее применение приборов и методов для спектрополяриметрических исследований звезд на телескопах САО мы связываем со следующими направлениями:

• разработка методов компенсации (учета) поляризации на плоском зеркале БТА,

поля в фокусе Нэсмита, не вносящего переменную инструментальную поляризацию,

разрешения для первичного фокуса БТА,

го соединения анализатора поляризации в первичном фокусе БТА со спектрографом, в котором отсутствует центральное экранирование пучка,

го разрешения для фокуса Кассегрена 1-м телескопа,

онной оптики с эталоном Фабри-Перо на эшелле-спектрографах БТА.

Благодарности. Работа выполнена при поддержке ГНТП “Астрономия” (проекты 1.4.1.1 и 2.1.5.5), РФФИ (проект 99-02-18339) и Американского фонда гражданских исследований и развития для независимых государств бывшего Советского Союза (CRDF), проект RP1-2264.

Список литературы

Андерсон и др. (Anderson С.М., Hartmann L.W., Ворр B.W.), 1976, Ар.1. 204, L51 Андерсон и Нордсик (Anderson С.М., Nordsieck К.Н.), 1978, in: “High resolution spectrometry”, Proc. of the 4th Coll. on Astrophysics, Trieste, July 3-7, 1978, ed. by M. Hack, 536 Бодра и Бем (Baudrand J., Bohm Т.), 1992, A&A, 259, 711

Борисов H.B., Копылов И.М., Найденов И.Д., Сообщения САО, 1989, вып.60, 102 Борра (Borra E.F.), 1976, PASP, 88, 548 Борра и Воган (Borra E.F., Vaughan А.Н.), 1977, ApJ, 216, 462

Борра и Ландстрит (Borra E.F., Landstreet J.D.), 1973, ApJ, 185, L139 Борра и Ландстрит (Borra E.F., Landstreet J.D.), 1980, ApJS, 42, 421

Борра и др. (Borra E.F., Fletcher J.M., Poeckert R.), 1981, ApJ, 247, 569 Бэбкок (Babcock H.W.), 1947, ApJ, 105, 105 Бэбкок (Babcock H.W.), 1953, ApJ, 118, 387 Бэбкок (Babcock H.W.), 1958, ApJS, 3, 141 Бэбкок (Babcock H.W.), 1960, ApJ, 132, 521 Бэбкок (Babcock H.W.), 1962, in: “Astronomical techniques”, ed. by W.A.Hiltner, Univ. of Chicago Press Воган и Зирин (Vaughan A.H.Jr., Zirin H.), 1968, ApJ, 152, 123

Воган и Мюнч (Vaughan A.H.Jr., Munch G.), 1966, AJ, 71, 184

Вольстенкрофт и др. (Wolstencroft R.D., Cormack W.A., Campbell J.W., Smith R.J.), 1983, MNRAS, 205, 23

Гик и Уилкок (Geake J.E., Wilcock W.L.), 1957, MNRAS, 117, 380 Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., Найденов И.Д., Романюк И.И., Рядченко В.П., Борисенко А.Н., Драбек С.В., 1979, Сообщения САО, вып.25, 5 Гриффин и Ганн (Griffin R.F., Gunn J.E.), 1974, ApJ, 191, 545

Гудрич (Goodrich R.W.), 1991, PASP, 103, 1314 Гудрич и др. (Goodrich R.W., Cohen М.Н., Putney A.),

1995, PASP, 107, 179 Донати и Камерон (Donati J.-F., Cameron A.C.), 1997, MNRAS, 291, 1 Донатии др. (Donati J.-F., Catala C., Wade G.A., Gallou G., Delaigue G., Rabou P.), 1999, A&AS, 134, 149 Жирар (Girard A.), 1960, Optica Acta, 7, N1, 81 Зирин (Zirin H.), 1967, Annu. Rev. Astron. Astrophys., 5, 139

lvaнабата и др. (Kawabata К.S., Okazaki A., Akitava 11.. Hirakata N., Hirata R., Ikeda Y., Kondon М., Masuda S., Seki М.), 1999, PASP, 111, 898 Кемп и др. (Kemp J.C., Swedlund J.B., Landstreet J.D., Angel J.R.F.), 1970, ApJ, 161, L77 Кизель В.А., Красилов Ю.И., Шамраев B.H., 1964, Оптика и спектроскопия, 17, 461 Кларке (Clarke D.), 1973, А&А, 24, 165 Кларке и МакЛин (Clarke D., McLean I.S.), 1975, MNRAS, 172, 545 Ландстрит и др. (Landstreet J.D., Borra E.F., Angel J.

R. F., Illing R.M.E.), 1975, ApJ, 201, 624 Маккей (Mackay C.D.), 1982, SPIE, 331, 146 МакКлюр и др. (McClure R.D., Fletcher J.M., Nemec J.M.), 1980, ApJ, 238, L35 МакЛин и др. (McLean I.S., Heathcote S.R., Paterson M.J., Fordham J., Shortridge K.), 1984, MNRAS, 209, 655

Матисс м Стенфло (Mathys G., Stenflo J.O.), 1986, A&A, 168, 184 Миллер и др. (Miller J.S., Robinson L.B., Schmidt G.D.), 1980, PASP, 92, 702 Миллер и др. (Miller J.S., Robinson L.B., Goodrich R.W.), 1988, in: Proc. 9th Santa Cruz Summer Workshop, “Instrumentation for Ground-Based Optical Astronomy”, ed. L.B.Robinson (NY; Springer), 157 Найденов И.Д., Чунтонов Г.А., 1976a, Сообщения САО, вып. 16, 63 Найденов И.Д., Чунтонов Г.А., 19766, Астрофиз. ис-

след. (Изв. САО), 8, 139 Найденов и Панчук (Najdenov I.D., Panchuk V.E.),

1996, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 41, 143 Нордсик (Nordsieck К.Н.), 1974, PASP, 86, 324 Оук (Оке J. В.), 1969, PASP, 81, 11 Панхаратнам (Pancharatnam S.), 1955, Proc. Indian Acad. Sci., A41, 137 Панчук B.E., Препринт САО, N144, 2000 Панчук и др. (Panchuk V.E., Najdenov I.D., Klochkova V.G., Ivanchik A.V., Ermakov S.V., Murzin V.A.), 1998, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 44, 132 Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., 1999, Препринт САО, N135 Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Романенко В.П., Ермаков С.В., Юшкин М.В., 2001а, Препринт САО, N160 Панчук В.Е., Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Романенко В.П., Найденов И.Д., Ермаков С.В., 20016, Препринт САО, N159 Пилле и Альмейда (Pillet V.M., Almeida J.S.), 1991, А&А, 252, 861 Престон (Preston G.W.), 1969, ApJ, 158, 243

Престон (Preston G.W.), 1970, ApJ, 160, L143

Престон (Preston G.W.), 1971, ApJ, 164, 309

Рамсей и Смарт (Ramsey J.V., Smartt R.N.), 1966,

Appl. Opt., 5, 1341 Ричардсон и др. (Richardson Е.Н., Brealey G.A., Dancey R.), 1971, Publ. Dom. Ap. Obs. Victoria, 14, No.l Робинсон и Уомплер (Robinson L.B., Wampler E.J.), 1972, PASP, 84, 161 Северный (Severny A.), 1970, ApJ, 159, L73 Семель (Semel М.), 1987, A&A, 178, 257 Семель и др. (Semel М., Donati J.-F., Rees D.E.), 1993, A&A, 278, 231 Серковски (Serkowski K.), 1972, PASP, 84, 649 Соланки и Стенфло (Solanki S.К., Stenflo J.O.), 1984, A&A, 140, 185 Соланки и Стенфло (Solanki S.К., Stenflo J.O.), 1985, A&A, 148, 123 Стенфло и др. (Stenflo J.O., Harvey J.W., Brault J.W., Solanki S.K.), 1984, A&A, 131, 333 Тарасов K.H., 1968, Спектральные приборы, "Машиностроение", Л.

Феленбок и Гьерин (Felenbok P., Guerin J.), 1988, in: “The Impact of Very High S/N Spectroscopy on Stellar Physics”, G.Cayrel de Strobel and M.Spite (eds.), 31 Фелжетт (Felgett P.B.), 1955, Optica Acta, 2, 9 Фогт и др. (Vogt S.S., Tull R.G., Kelton P.W.), 1980, ApJ, 236, 308 Хилтнер (Hiltner W.A.), 1951, Observatory, 71, 234 Шмидт (Schmidt G.D.), 1979,PASP, 91, 399 Шмидт и Миллер (Schmidt G.D., Miller J.S.), 1979, ApJ, 234, L191 Шмидт и др. (Schmidt G.D., Angel J.R.P., Beaver E.A.), 1978, ApJ, 219, 477 Шмидт и др. (Schmidt G.D., Stockman H.S., Smith P.S.), 1992, ApJ, 398, L57 Штоль В.Г., 1991, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 33, 176

Штоль В.Г., Бычков В.Д., Викульев Н.А., Георгиев О.Ю., Глаголевский Ю.В., Драбек С.В., Найденов

И.Д., Романюк И.И., 1985, Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 19, 66

Эверсберг и др. (Eversberg Т., Moffat A.F.J., Debruyne М., Rice J.B., Piskunov N., Bastien P., Wehlau W.H., Chesneau O.), 1998, PASP, 110, 1356

Энджел и Ландстрит (Angel J. R. P., Landstreet J.D.), 1970, ApJ, 160, L147 Энджел и др. (Angel J. R. P., Landstreet J.D., Oke J.B.), 1972, ApJ, 171, Lll Энджел и др. (Angel J. R. P., Borra E.F., Landstreet J.D.), 1981, ApJS, 45, 457

i Надоели баннеры? Вы всегда можете отключить рекламу.