Солнечный телескоп имени Дэниела К. Иноуэ

Разработка концепции и определение задач для нового солнечного телескопа начались в Национальной солнечной обсерватории США в середине 1990-х годов. В период с 2003 по 2008 год телескоп находился на этапе проектирования и разработки, финансируемом Национальным научным фондом (NSF). Были проведены масштабные исследования и приняты проектные решения касательно оптической системы телескопа, его характеристик, типа монтировки, корпуса и др^[2].

В 2010 году NSF выделил Ассоциации университетов по исследованию в области астрономии (AURA) 298 млн долларов США на строительство телескопа, которому было дано название Высокотехнологичный солнечный телескоп (англ. Advanced Technology Solar Telescope, ATST). Он должен был стать крупнейшим в мире солнечным телескопом, и его основным назначением было исследование магнитных явлений в атмосфере Солнца. В качестве места для строительства была выбрана обсерватория Халеакала, расположенная на вершине одноимённого вулкана на острове Мауи (Гавайские острова), поскольку она обладает уникальными природными условиями:

• низким уровнем атмосферной турбулентности, обеспечивающим минимальное искажение изображений;
• наибольшим количеством часов в году с низким уровнем яркости дневного неба (что важно для наблюдений солнечной короны);
• практически полным отсутствием пыли, рассеивающей свет;
• минимальными перепадами температуры, способными нарушить работу высокоточной оптики^[9][11].

Планируемый срок строительства составлял 8 лет, и предполагалось, что эксплуатация телескопа начнётся в 2017 году.

Непосредственное строительство на площадке будущего телескопа началось в январе 2013 года. В сентябре того же года испанские компании завершили изготовление и заводские испытания 600-тонного вращающегося купола телескопа. Конструкция диаметром 26 м была предварительно собрана в Испании, после чего её разобрали для транспортировки на остров Мауи^[12]. В конце 2013 года телескоп был переименован в честь скончавшегося годом ранее Дэниела Иноуэ, сенатора США от штата Гавайи, в знак признательности за его поддержку научных исследований.

Основа главного зеркала телескопа была изготовлена в Германии из специальной стеклокерамики и затем отправлена в Институт оптики Аризонского университета для полировки, которая была завершена в 2015 году. Точность полировки такова, что после неё различные неровности на поверхности зеркала имеют размер менее 2 нм. В 2017 году зеркало было доставлено в обсерваторию Халеакала и в 2018 году покрыто слоем алюминия^[8][13].

В конце 2019 года были получены первые пробные изображения фотосферы Солнца с беспрецедентной детализацией, опубликованные в январе 2020 года (рис. 1)^{[4][14][5][5]}. В конце 2021 года было объявлено о завершении строительства телескопа^[15], первые научные наблюдения начались в феврале 2022 года^[10]. Общая стоимость проекта составила около 344 млн долларов США^[16][5]. В общей сложности проектирование и строительство телескопа заняли более 20 лет^[2]. Ожидается, что телескоп будет работать не менее 44 лет (или четырёх 11-летних циклов солнечной активности), то есть до 2060-х годов.

Основным назначением телескопа является исследование переменных магнитных полей и взрывных процессов в атмосфере Солнца (в том числе магнитных полей солнечной короны)^[6][3][7][2]. Для достижения этой цели требуется проведение наблюдений всей солнечной атмосферы с высоким угловым (пространственным), временны́м и спектральным разрешением^[17], в том числе наблюдений короны Солнца в инфракрасном диапазоне спектра^[7].

Высокое пространственное разрешение необходимо для того, чтобы можно было различать мелкие детали на Солнце. Конструкция и характеристики телескопа (в частности, 4-метровая апертура) и использование технологий активной и адаптивной оптики позволяет наблюдать детали солнечной атмосферы размером около 20 км, что в несколько раз меньше, чем у всех солнечных телескопов предыдущего поколения^[2][8][9].

Высокое временно́е разрешение означает возможность быстрого формирования изображений и выявления изменений, произошедших за короткие промежутки времени. Например, установленная на телескопе камера VBI (англ. Visible Broadband Imager) способна получать 30 кадров в секунду. Это необходимо для изучения динамики солнечной плазмы и магнитных полей^[18][2]. Кроме того, солнечная атмосфера находится в постоянном движении, поэтому способность быстрого получения изображений требуется для того, чтобы избежать их размытия^[17].

Телескоп оснащён спектрополяриметрами со спектральным разрешением ~10⁵ для получения изображений Солнца в различных узких фотометрических полосах, точного измерения профилей спектральных линий и их расщепления (например, вследствие эффекта Зеемана), а также для измерения поляризации света на разных длинах волн. Поскольку изображения на разных длинах волн соответствуют разным слоям солнечной атмосферы, расположенным на разной глубине, последнее обстоятельство позволяет реконструировать трёхмерную картину распределения магнитных полей в атмосфере Солнца^[2].

Изучение магнитных полей во внешних областях Солнца имеет решающее значение для понимания работы солнечного динамо и причин происходящих на Солнце изменений, в том числе явлений солнечной активности (таких, как солнечные вспышки и корональные выбросы массы), которые оказывают значительное влияние на космическую погоду, земной климат, наземные системы связи и электроснабжения, спутниковую связь, здоровье космонавтов и авиапассажиров^[5].

Телескоп сконструирован по схеме Грегори^[1]. Он имеет неосевое параболическое главное зеркало диаметром 4,24 м и толщиной 7,5 см^[2], с фокусным расстоянием 8 м^[1] и относительным отверстием f/2^[2]. Внешний край зеркала шириной 12 см скрыт и не используется для формирования изображения, вследствие чего апертура телескопа составляет 4 м^[2]. Благодаря неосевой конструкции, вторичные зеркала и приборы не располагаются на пути света, идущего от Солнца к главному зеркалу. Основа зеркала изготовлена из церодура (нем. Zerodur) — стеклокерамики с очень низким коэффициентом теплового расширения, производимой немецкой компанией Schott. Благодаря этому зеркало сохраняет свою форму даже при сильных перепадах температуры^[8]. Максимальное поле зрения телескопа имеет угловой размер 5′^[2]. Телескоп установлен на альт-азимутальной монтировке^[1].

Главное зеркало имеет массу 3,6 тонны, вследствие чего может деформироваться под собственной тяжестью. Для устранения деформации используется активная оптика в виде системы актуаторов, которые работают под давлением воздуха и жидкости и воздействуют на заднюю сторону зеркала, компенсируя изменения его формы и позволяя получать максимально чёткие изображения^[8]. В общей сложности главное зеркало поддерживается 118 осевыми (т. е. действующими вдоль оптической оси) актуаторами и 24 боковыми опорами^[2]. Также телескоп обладает специальной системой охлаждения для предотвращения нагрева солнечным светом^[2][5].

Поступающий от Солнца свет отражается главным зеркалом в систему вспомогательных зеркал, расположенную под куполом обсерватории. После многократных отражений свет попадает в приёмники излучения, которые формируют изображения, анализируют спектр и поляризацию излучения^[5].

Вторичное зеркало, диаметром 0,65 м, представляет собой вогнутый сегмент эллипсоида с фокусным расстоянием 1 м. Оно изготовлено из карбида кремния и установлено на роботизированной шестиопорной платформе (гексаподе), способной осуществлять активную юстировку зеркала, т. е. автоматически корректировать его положение и ориентацию в режиме реального времени (в том числе для компенсации теплового расширения зеркала и его деформации под действием собственной тяжести)^[2].

Телескоп установлен в башне с вращающимся цилиндрическим куполом. Диаметр и высота купола составляют 26 и 24 м соответственно. Купол спроектирован таким образом, чтобы телескоп мог следить за движением Солнца по небу^[12]. Полная высота башни с куполом — 41,4 м^[2].

Ключевую роль в работе телескопа играют системы активной и адаптивной оптики, которые отвечают за коррекцию искажений, вносимых в получаемые изображения как деформациями зеркал телескопа, так и атмосферной турбулентностью. Атмосферные искажения, известные как «дрожание», могут быть вызваны температурными градиентами и другими факторами и способны значительно ухудшить качество изображений^[19].

Система активной оптики использует сеть датчиков и актуаторов для постоянного мониторинга и регулировки положения и формы зеркал телескопа, поддерживая их правильную юстировку и фокусировку.

Система адаптивной оптики использует дополнительное гибкое (деформируемое) зеркало, кривизна разных участков которого регулируется в режиме реального времени системой специальных актуаторов для компенсации искажений, вносимых земной атмосферой. Система также включает в себя датчик волнового фронта, который измеряет искажения входящего света и передает эту информацию обратно на деформируемое зеркало для внесения необходимых корректировок^[20].

Вместе системы активной и адаптивной оптики позволяют телескопу получать одни из самых высококачественных изображений Солнца в истории астрономии. Эти изображения используются для детального изучения солнечной атмосферы и, как следствие, процессов, порождающих солнечную активность и определяющих космическую погоду^[21]. Конструкция телескопа в сочетании с системами активной и адаптивной оптики позволяет наблюдать детали солнечной атмосферы размером около 20 км^[2][8][9].

Телескоп оснащён 5 научными приборами, способными принимать излучение в видимом, а также ближнем и среднем инфракрасном диапазонах спектра^[22]. Все научные приборы расположены в нижнем помещении башни, под телескопом, куда свет перенаправляется с помощью системы зеркал (среди которых и деформируемое зеркало, обеспечивающее реализацию технологию адаптивной оптики). Приборы установлены на платформе диаметром 16,5 м, которая вращается синхронно с телескопом (рис. 4)^[2].

• Широкополосная камера видимого диапазона спектра (англ. Visible Broadband Imager, VBI) — прибор для получения изображений фотосферы и хромосферы Солнца на различных длинах волн с высоким пространственным разрешением и большой временно́й частотой (30 кадров в секунду). Оснащён интерференционными светофильтрами для выделения нужного диапазона длин волн и КМОП-матрицей размером 4000 × 4000 пикселей, регистрирующей изображение. Может работать в двух каналах: «синем» (длины волн 380—550 нм) и «красном» (550—850 нм), каждый из которых включает 4 отдельных фотометрических полосы. Таким образом, прибор VBI может проводить наблюдения в 8 фотометрических полосах, соответствующих различным физическим слоям атмосферы Солнца. Необходим для исследования мельчайших деталей солнечной атмосферы и их динамики^[18][2].

• Спектрополяриметр видимого диапазона (англ. Visible Spectro-Polarimeter, ViSP) — сканирующий щелевой спектрограф, который в процессе сканирования Солнца раскладывает полученный свет в спектр и измеряет его поляризацию одновременно на нескольких длинах волн в интервале 380—900 нм^[23]. При этом прибор способен полностью разрешать профиль спектральной линии и точно измерять полное состояние поляризации излучения (т. е. все 4 параметра Стокса) в разных точках этого профиля^[2]. За один цикл сканирования прибор может охватить участок Солнца размером до 120″ × 78″. Предназначен для измерения характеристик магнитных полей и изучения динамики солнечной плазмы^[23].

• Настраиваемый фильтр видимого диапазона (англ. Visible Tunable Filter, VTF) — прибор для высокоскоростной спектроскопии и поляриметрии изображений. Он способен быстро получать детальные изображения небольших участков Солнца в отдельных фотометрических полосах (фильтрограммы) и одновременно измерять полное состояние поляризации света (все 4 параметра Стокса) для каждой точки изображения всего за 13 секунд. Это позволяет строить очень детальные карты магнитных полей на Солнце с высоким пространственным разрешением. Основу прибора составляет система из двух эталонов Фабри — Перо, обеспечивающая очень высокое спектральное разрешение (6 пм на длине волны 600 нм). Оснащён тремя камерами с размером матрицы 4000 × 4000 пикселей, две из которых используются для поляриметрических измерений, а третья — для получения широкополосных фильтрограмм. VTF имеет поле зрения угловым размером 1′ и угловое разрешение 0,028″ (что соответствует физическому размеру деталей 20 км в фотосфере Солнца). Прибор способен вести наблюдения в видимом диапазоне спектра и прилегающей области ближнего инфракрасного диапазона (в интервале длин волн 515—860 нм). Его главная задача — детальное изучение магнитных полей и динамики плазмы в атмосфере Солнца^[2].

• Дифракционно-ограниченный спектрополяриметр ближнего инфракрасного диапазона (англ. Diffraction-Limited Near-InfraRed Spectro-Polarimeter, DL-NIRSP) — интегрально-полевой двухлучевой спектрополяриметр, способный формировать двумерное изображение области Солнца и одновременно получать спектр излучения для большого количества малых участков этого изображения с помощью оптоволоконной технологии. Минимальный угловой размер одного такого участка составляет 0,03″, что соответствует физическому размеру на Солнце около 20 км. Прибор имеет высокую поляриметрическую точность и очень высокое спектральное разрешение (125 000). Благодаря наличию трёх спектральных каналов, он способен одновременно вести наблюдения как в видимом (500—900 нм), так и в ближнем инфракрасном (до 1800 нм) диапазонах спектра. Предназначен для анализа магниточувствительных спектральных линий в атмосфере Солнца. Его основной научной задачей является изучение магнитных полей в солнечной короне при работе телескопа в режиме коронографа^[2].

• Криогенный спектрополяриметр ближнего инфракрасного диапазона (англ. Cryogenic Near-InfraRed Spectro-Polarimeter, Cryo-NIRSP) — сканирующий щелевой спектрополяриметр, позволяющий измерять поляризацию инфракрасного излучения солнечной короны в спектральных линиях на больших участках. За один рабочий цикл сканирования он может охватить поле зрения угловым размером до 5′. Его угловое разрешение составляет 1–2″, спектральное разрешение — 100 000. Предназначен для изучения магнитных полей в солнечной короне. Для повышения чувствительности к слабому излучению короны его оптика охлаждается до криогенных температур^[2].

Эти приборы могут быть объединены и работать одновременно для получения максимального объёма наблюдательной информации^[2].

Телескоп DKIST и орбитальная солнечная обсерватория Solar Orbiter являются двумя ключевыми инструментами для наблюдений Солнца с высочайшим пространственным разрешением с Земли и из космоса соответственно. Первые скоординированные наблюдения Солнца этими обсерваториями были проведены в период 18—24 октября 2022 года. Целью этих совместных наблюдений была демонстрация того, как наблюдательные данные высокого разрешения, полученные одновременно с разных платформ, могут помочь в решении важных научных проблем. Скоординированные данные были успешно собраны несколько раз в течение недели, что позволило изучить физику корональных петель, формирование и эволюцию мелкомасштабных вспышек в активных областях Солнца, а также динамику коронального дождя.

В 2026 году с помощью телескопа была исследована физическая природа волн нестабильности в намагниченной плазме (нестабильность Кельвина — Гельмгольца)^[24].