Gdy pod koniec października potężny
“Sfotografowaliśmy rozbłysk w zakresie H-alfa wodoru i naszym oczom po raz pierwszy ukazała się struktura rozbłysku o rozdzielczości 0,2 sekundy łuku” – mówi dr Thomas Rimmele, członek projektu Optyki Adaptatywnej NSO. Dodatkowo wykorzystano również Diffraction Limited Spectropolarimeter (DLSP), który pozwolił sporządzić mapy polaryzacji charakteryzujące się wysoką rozdzielczością. Mapy takie są bardzo pomocne w badaniu szczegółów struktur magnetycznych w aktywnych regionach na Słońcu.
System AO76, intensywnie testowany od kwietnia 2003, rekompensuje w dużym stopniu efekt rozmycia spowodowany turbulencjami ziemskiej atmosfery. System analizuje zniekształcenia na zdjęciu i wylicza w jaki sposó zmienić kształt lustra tak, aby usunąć większość lub nawet wszystkie deformacje. Liczba 76 oznacza ilość podzespołów w systemie.
DLSP jest pierwszym instrumentem, który może wykorzystać ten system
Chociaż Słońce jest oślepiające dla ludzkiego oka, świeci za słabo jak na potrzeby niektórych badań naukowych. Kiedy obserwuje się niewielki region w wąskim zakresie spektrum, a promieniowanie dodatkowo przechodzi przez skomplikowany układ optyczny, do sensorów dochodzi stosunkowo niewiele informacji. DLSP potrzebuje 50 minut, żeby zebrać dane o regonie, dlatego dla systemu nieodzowna staje się optyka adaptatywna, która pozwala otrzymać ostre i stabline obrazy. Bez jej użycia turbulencje atmosferyczne zniekształciłyby dane.
“Przez większość czasu system AO76 dostarczał obrazów doskonałej jakości i mogliśmy zbadać plamę wykorzystując maksymalną rozdzielczość powierchniową DLSP” – mówi Rimmele.
Filtr Universal Birefringent Filter przepuszczał promieniowanie w paśmie linii alfa wodoru (656,3 nanometry) i żelaza Fe I (543,4 nanometry). Fale H-alfa są emitowane przez gorący obojętny wodór i wyznaczają aktywne regiony na Słońcu. Na linii żelaza zaobserwować można prędkość gazu wypływającego z
Na zdjęciu plamy słonecznej wykonanym przez DLSP w paśmie G widać ciemne półcieniowe jądra, niedawno odkryte przez szwedzkich astronomów struktury.
“Sądzimy, że w paśmie G widzimy ciemne półcieniowe jądra plamy” – mówi Rimmele. – “Zostały one zaobserwowane niedawno za pomocą 1-metrowego szwedzkiego teleskopu w La Palma. Dane z UBF powinny dostrczyć więcej informacji na temat pochodzenia tych nowo odkrytych struktur“.
Za pomocą DLSP stworzono rónież profil Stokesa w wysokiej rozdzielczości dla plamy słonecznej po i przed erupcjami z 24 października. Parametry Stokesa – cztery parametry opisujące polaryzację światła – określają siłę i kierunek pola magnetycznego w okolicy plamy, wyjaśnia dr K. “Sankar” Sankarasubramanian, związany z projektem DLSP.
Pomiar parametrów Stokesa to standardowa technika, jednak połączenie możliwości AO i DLSP pozwoliło na wykrycie struktur 16 razu mniejszych niż struktury widziane przez starszy Advanced Stokes Polarimeter. Jednym z najważniejszych celów misji DLSP jest pomiar siły i kierunku pól magnetycznych w okolicy plamy slonecznej i zrozumienie przepływu energii między aktywnymi magnetycznie rejonami.
Mapa aktywnego regionu NOAO 0484 uzyskana przez DLSP. Dolna lewa mapa przedstawia intensywność promieniowania (jasność), a zdjęcia po prawej przedstawiają liniową i kołową polaryzację.
DLSP bada dwie linie spektralne w pobliżu zakresu 630,25 nanometrów. Linie pochodzą od atomoów żelaza zajdujących się około 200 kilomtrów nad fotosferą, widzialną powierzchnią Słońca.
“Dwie linie spektralne w pomiarach pola magnetycznego dają lepsze rezultaty niż jedna” – mówi Sankar. – “Nasze obserwacje struktur i pola są dzięki temu bardziej precyzyjne“.
Oprócz większej czułości i rozdzielczości, dodatkową zaletą DLSP jest to, że instrument zostanie na stałe zamontowany na DST, będzie można go łatwo uruchomić i rozpocząć obserwacje.
AO76 i DLSP mają w być w pełni gotowe do pracy w marcu 2004 roku i wkrótce potem rozpoczną służbę naukową.
