solární dalekohledy

• 1 Úvod
• 2 Nejlepší místa
• 3 existující dalekohledy
• 4 solární dalekohledy nové generace
• 5 instrumentace
  • 5.1 adaptivní optika
  • 5.2 Filtergrafy
  • 5.3 Spektroskopické přístroje
• 6 bibliografie
• 7 Externí odkazy
  • 7.1 observatoře

Úvod

solární dalekohledy jsou založeny na stejných konstrukčních principech jako noční přístroje, ale sluneční pozorování vyžadují specializované dalekohledy a nástroje, protože musí odolat tepelnému příkonu ze Slunce při zachování jejich vysokého rozlišení v prostorových, spektrálních a časových rozměrech. Sluneční záření ohřívá Zemi, což způsobuje vrstvu turbulentního vzduchu, což zase zhoršuje kvalitu obrazu. Solární dalekohledy jsou proto obvykle instalovány ve věžích nad touto turbulentní vrstvou.

většina stávajících solárních dalekohledů jsou synoptické přístroje s otvory v rozmezí od několika centimetrů do řekněme půl metru. Několik z těchto dalekohledů je organizováno jako sítě pro helioseismologická měření. Jiní monitorují sluneční aktivitu a poskytují obrazy solárního disku v různých pásmech vlnových délek nebo magnetogramech. Tyto dalekohledy často poskytují důležité základní informace pro studie s vysokým rozlišením, i když jejich význam se poněkud snížil, protože satelit SOHO poskytuje denní obrazy na celém disku bez přerušení. Nové celoplošné dalekohledy nabízejí synoptická data s vysokou kadencí pro vyšetřování krátkodobých jevů.

dalekohledy s otvory většími než, řekněme, 0,5 metru mají zorné pole pouze malého zlomku slunečního disku v obrazové stupnici, která umožňuje difrakčně omezené zobrazování v ohniskové rovině. V minulosti, většina dalekohledů 0.Třída 5 až 1 metr evakuovala světelné dráhy, aby potlačila nehomogenity indexu lomu vzduchu způsobeného uvnitř dalekohledu tepelným vstupem ze slunce. U solárních dalekohledů nové generace s otvory 1, 5 až 4 metry se předpokládají otevřené konstrukce se složitými chladicími systémy pro primární optiku, které zabraňují ohřevu v důsledku absorbovaného slunečního záření. Optické prvky jsou vyrobeny z materiálu s velmi nízkou tepelnou roztažností a pokud možno s vysokou tepelnou vodivostí. Druhá vlastnost zjednodušuje proces chlazení a výrazně zkracuje čas potřebný k dosažení tepelné rovnováhy.

mnoho jevů, které lze pozorovat ve sluneční atmosféře, má životnost jen několik minut a během několika sekund mohou nastat důležité změny. Solární dalekohledy s vysokým rozlišením Proto musí poskytovat dostatečně vysoké úrovně světla, aby dosáhly dostatečně vysoké úrovně signálu-hluku. To je nejdůležitější pro měření (slabého) magnetického pole ve sluneční fotosféře. Důležité malé objekty mají velikost 100 km nebo méně a k jejich vyřešení je třeba dalekohledy s clonou nejméně jeden metr. Dalekohledy nové generace s otvory asi čtyři metry budou schopny dosáhnout vysoké úrovně světla, krátké doby integrace a dobrého prostorového rozlišení. Je třeba poznamenat, že pro pozorování omezená difrakcí je úroveň světla na prvek rozlišení stejná pro jakýkoli dalekohled. Pro zvýšenou úroveň světla proto musí člověk obětovat prostorové nebo časové rozlišení.

v tomto článku se zabýváme především vlastnostmi dalekohledů s vysokým rozlišením a odpovídajícími přístroji. Nesnažíme se poskytnout úplný seznam existujících dalekohledů, ale zmiňujeme jen velmi málo z nich, které představují důležité konstrukční principy a které jsou díky svým adaptivním optickým systémům vědecky velmi úspěšné.

nejlepší místa

vysoce kvalitní sluneční pozorování vyžadují místa s nízkou úrovní lokálních a vysokohorských turbulencí. Atmosféra by měla také obsahovat málo vodní páry a prachových částic, aby se minimalizovalo množství rozptýleného světla. Místa na vysokých horách na poměrně malých ostrovech se ukázala jako nejlepší solární místa. Nízké úrovně místní turbulence lze dosáhnout také v jezerních lokalitách, kde blízká voda udržuje nízké kolísání teploty okolního vzduchu a zabraňuje hromadění místních turbulencí. Komplexní průzkum webu atst solar site, pravděpodobně dosud nejvíce testování, identifikuje tři vynikající místo pro sluneční pozorování: Mees Solar Observatory na Havaji, Observatorio del Roque de los Muchachos na La Palma a Big Bear Solar Observatory v Kalifornii. Existují důkazy, že antarktická místa, jako je stanice Concordia v Dome C, mohla mít také vynikající denní vidění. V budoucnu může být kvalita míst solárních dalekohledů přesněji charakterizována počtem a nadmořskou výškou vrstev turbulence v atmosféře nad dalekohledem. Vícekonjugované adaptivní optické systémy (viz níže) budou schopny korigovat degradaci obrazu způsobenou takovými dobře definovanými vrstvami.

existující dalekohledy

velké množství solárních dalekohledů s otvory mezi 150 cm a asi 10 cm je v současné době v provozu po celém světě (viz např. Landoldt-Börnstein pro seznam solárních dalekohledů). Mnoho dalekohledů s malou clonou se používá buď pro rutinní pozorování celého disku (obrazy chromosféry, magnetogramy fotosféry), nebo jsou organizovány v sítích pro helioseismická měření. Tři dalekohledy s velkou clonou jsou v současné době vybaveny adaptivní optikou, a jsou proto vhodné pro pozorování s nejvyšším možným prostorovým rozlišením, pro zobrazování a spektroskopii. Sluneční dalekohled Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), německý vakuový Věžový dalekohled (VTT, Tenerife, 1987) a švédský 1metrový solární dalekohled (SST, La Palma, 2002) mají řadu společných rysů, ale také důležité rozdíly. Všechny tři dalekohledy (i) jsou věžové konstrukce se vstupem dalekohledu vysoko nad zemí, nad místní vrstvou turbulence, (ii) mají dlouhou ohniskovou vzdálenost primárního zrcadla nebo čočky, aby se zabránilo horké ohniskové rovině, (iii) používají evakuované trubice pro světelnou dráhu a (iv) jsou bez kopule nebo se zatahovací kupolí. DST a SST mají výškově-azimutový systém („věžička“), který umožňuje mít plnou světelnou dráhu ve vakuu, zatímco VTT používá systém Coelostat. SST je refraktor, s 1-m čočkou, která funguje také jako vstupní okno.

solární dalekohledy nové generace

v současné době jsou tři solární dalekohledy třídy 1,5 až 2 metry v přípravě nebo ve výstavbě a dva z nich by měly být funkční během příštího jednoho nebo dvou let. Tyto dalekohledy znamenají důležitou konstrukční změnu, protože se již nespoléhají na evakuované nebo heliem naplněné teleskopické trubice, aby se zabránilo turbulentnímu vzduchu ve světelné dráze. Představují mezistupeň mezi v současné době dostupnými dalekohledy a 4 metrovými dalekohledy nové generace. Další generace solárních dalekohledů s otvory v rozsahu 4 metrů byla umožněna dvěma technickými průlomy: adaptivní optikou pro solární dalekohledy a proveditelností vzduchem chlazených otevřených dalekohledů. Dutch Open Telescope (DOT) na La Palma byl průkopníkem nové generace otevřených dalekohledů.

německý dalekohled GREGOR má clonu 1,50 m a Nachází se na Observatorio del Teide na Tenerife. Jedná se o otevřený dalekohled v trojrozměrné konfiguraci s ohniskovou vzdáleností 50 m. Primární zrcadlo je vyrobeno z CESIC, materiálu z karbidu křemíku s vysokou tepelnou vodivostí a je vzduchem chlazeno ze zadní strany. Na Big Bear Solar Observatory je ve výstavbě nový solární dalekohled. Jedná se o otevřený systém Gregory mimo osu s clonou 160 cm a účinnou ohniskovou vzdáleností 88 m. Oba dalekohledy budou vybaveny adaptivní optikou vysokého řádu a budou funkční před rokem 2010. V Indii byl zahájen projekt výstavby 2metrového dalekohledu v Himálaji v nadmořské výšce 5000 m.

v USA je projekt Advanced Technology Solar Telescope (ATST) Národní sluneční observatoře připraven vstoupit do fáze výstavby. Fáze výstavby by měla začít v roce 2009 a první světlo může nastat v roce 2014. ATST je 4metrový dalekohled mimo osu a bude postaven na hoře Haleakala (3000 m) na Havaji. Konstrukce dalekohledu je optimalizována pro vysokou citlivost, polarimetrickou přesnost a nízké rozptýlené světlo. Díky své otevřené konstrukci pokrývá dalekohled rozsah vlnových délek od 0,3 µm do 35 µm.COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), koronagraph s clonou 1, 5 metru byl navržen observatoří s vysokou nadmořskou výškou v Boulderu a univerzitami na Havaji a Michiganu. V současné době probíhají studie fáze a pro tento projekt. V roce 2007 zahájila Evropská asociace pro solární dalekohled (EAST) projekt evropského solárního dalekohledu (EST). EST je dalekohled třídy 4 metrů, který má být postaven na Kanárských ostrovech ke konci druhé dekády. Během projektové studie provedené v letech 2008 až 2010 bude zpracován opto-mechanický návrh EST a bude provedena charakterizace místního místa. EST bude měřit sluneční magnetické pole s nejvyšším prostorovým a spektrálním rozlišením ve viditelné a blízké infračervené vlnové délce.

instrumentace

adaptivní optika

nedávný vývoj adaptivních optických systémů v reálném čase pro měření a stabilizaci pohybu obrazu a pro kompenzaci nízkých a vysokých aberací obrazu vedl k zásadnímu průlomu v prostorovém rozlišení slunečních pozorování. K dnešnímu dni je několik dalekohledů třídy 70 – 100 cm vybaveno adaptivními optickými systémy. Tyto systémy mohou korigovat atmosférické poruchy s šířkou pásma až 100 Hz a jsou schopny korigovat dominantní aberační režimy způsobené turbulentní zemskou atmosférou a samotným přístrojem. Počet aberačních režimů, které lze korigovat, roste s počtem dílčích otvorů snímače vlny. Typická velikost dílčích otvorů adaptivní optiky vysokého řádu je asi 8 cm. To je dostatečně malé, aby odpovídalo anizoplanatismu denní atmosféry, ale také dostatečně velké, aby vyřešilo sluneční fotosférickou granulaci. Oblast, kterou lze korigovat adaptivní optikou, je velmi malá, má průměr jen několik obloukových sekund. Za účelem překonání tohoto omezení, multi-konjugované adaptivní optické systémy jsou v současné době ve vývoji. Tyto systémy používají několik deformovatelných zrcadel k nápravě deformací vlnoplochy, které se vyskytují v různých výškách nad dalekohledem.

význam a složitost adaptivní optiky pro sluneční pozorování rychle roste s rostoucí clonou dalekohledu. Dosažitelné prostorové rozlišení plánovaných dalekohledů v USA a Evropa s otvory v řádu 4 metrů bude kriticky záviset na kvalitě svých adaptivních optických systémů. Systém vysokého řádu bude vyžadovat vlnové senzory s asi 2000 dílčími otvory-což je docela technická výzva. Naštěstí výpočetní výkon rostl rychleji než velikost dalekohledů, proto jsou dnes takové systémy vysokého řádu na dosah.

Filtergrafy

pozorování nejmenších detailů na slunci, v blízkosti difrakční hranice dalekohledu, se provádí pomocí širokoúhlých snímačů. Mohou sestávat z filtru pro výběr pásma vlnové délky a vhodného digitálního detektoru, např. CCD kamery. Díky vysoké úrovni světla postačují doby expozice několika milisekund. To umožňuje sbírat výbuchy obrazů v rychlém sledu a poté vybrat ty nejlepší, nebo použít plný výbuch pro postfaktickou obnovu obrazu pomocí technik založených na víceframenové slepé dekonvoluci nebo interferometrii skvrn. Tyto techniky umožňují studium morfologie sluneční fotosféry a vývoje velkých a malých objektů v časových měřítcích sekund, minut nebo déle. Bez restaurování obrazu je vysoce kvalitní zorné pole filtru omezeno korigovaným polem (izoplanatickou oblastí) adaptivní optiky. V praxi však může být úplné zorné pole dostupných CCD obnoveno do homogenní kvality.

Spektroskopické přístroje

Spektroskopické přístroje jsou potřebné k získání fyzikálních parametrů, jako je teplota, magnetické pole nebo rychlost proudění. Tato měření jsou vícerozměrná: dvě prostorové rozměry, vlnová délka a čas. V současné době mohou detektory zaznamenávat pouze dva rozměry najednou. Existují dvě různá řešení pro získání spektroskopických dat: filtrační přístroje, které zaznamenávají dvourozměrné obrazy s pevnou vlnovou délkou, a spektrografy s dlouhou štěrbinou, které zaznamenávají jednu prostorovou dimenzi a určitý rozsah vlnových délek. Oba typy nástrojů mají zjevné výhody i nevýhody a záleží na vědeckém tématu, které z nich je preferováno. Některé sluneční observatoře proto poskytují oba nástroje.

filtrační spektrometry zaznamenávají (téměř) monochromatické obrazy. Používají laditelné úzkopásmové filtry pro výběr vlnové délky. Informace o prostorové a vlnové délce se zaznamenávají pořizováním posloupnosti monochromatických obrazů s různou vlnovou délkou. Laditelné filtry mohou být Lyot filtry nebo Fabry-Pérot Interferometry nebo Michelson Interferometry. Kombinací dvou nebo tří laditelných vysoce kvalitních Fabry-Pérotů lze získat spektrální rozlišení 2,5 pm. Globální rozsah ladění je kolem 300 nm. Vzhledem k malému volnému spektrálnímu rozsahu je spektrální pokrytí pro individuální měření omezeno na 0, 3 nm.Filtrační spektrometry jsou často vybaveny dalším širokopásmovým kanálem, který pořizuje snímky v pásmu s pevnou vlnovou délkou, a současně s úzkopásmovými obrazy. Širokopásmové sekvence se pak používají pro postfaktickou rekonstrukci dat. Typická datová sada s zorným polem asi jedné obloukové minuty na druhou a 15 polohy vlnových délek napříč spektrální čarou lze pořídit během několika sekund. Prostorové rozlišení takového měření závisí na velikosti dalekohledu a měřítku obrazu na detektoru. Různé části spektrální čáry se měří v různých časech. V době proměnlivého vidění může dojít ke zkreslení tvaru profilu čáry. U výše uvedených solárních dalekohledů s vysokým rozlišením je k dispozici několik nástrojů Fabry-Pérot.

spektrografy s dlouhou štěrbinou poskytují okamžitou informaci o určitém rozsahu vlnových délek a jednom prostorovém rozměru (podél štěrbiny). Spektrální rozlišení závisí hlavně na (osvětlené) ploše difrakční mřížky a ohniskové vzdálenosti přístroje. Kompaktní spektrografy mají rozlišení 2,5 pm (rozlišovací schopnost 250.000), podobně jako nejlepší filtrační spektrometry. Spektrografy s velkými mřížkami a dlouhými ohniskovými vzdálenostmi, jako je Echelle spektrograf německého VTT, mají teoretickou rozlišovací schopnost 1.000.000. Štěrbinové spektrografy zaznamenávají jednu nebo několik spektrálních čar najednou. To je důležité pro zkoumání tvaru liniových profilů, protože nejsou zkresleny možnými změnami v zemské atmosféře. Dvourozměrné prostorové informace se shromažďují pohybem slunečního obrazu přes štěrbinu. Čas potřebný k pokrytí určité oblasti závisí na požadovaném prostorovém rozlišení, tj. Pro malé oblasti skenování jsou možné rychlé kadence s vysokým spektrálním rozlišením a pokrytím. Mřížkové spektrografy pokrývají velký rozsah vlnových délek, obvykle od 380 do 2200 nanometrů.

spektro-polarimetry se používají pro měření magnetického pole ve sluneční atmosféře. Existují jako kombinace filtračních spektrometrů nebo spektrografů s dlouhými štěrbinami s vhodnými komponentami polarizační modulace. Protože zlomek polarizovaného světla ze Slunce je často velmi malý, potřebná přesnost polarimetrických měření je velmi vysoká. Magnetický signál se získá měřením parametrů Stokes, které poskytují informace o celkové intenzitě, kruhových a dvou ortogonálních stavech lineární polarizace. Polarizační modulace se provádí buď s rotujícími zpomalovacími vlnovými deskami, nebo s moderními laditelnými retardéry z tekutých krystalů.Jediné měření magnetického pole vyžaduje alespoň čtyři různé obrazy při různých nastaveních polarizačního modulátoru. Aby se minimalizoval vliv proměnných podmínek vidění, musí být tyto snímky pořízeny v rychlém sledu. Kromě toho jsou nezbytné přesné kalibrace polarizačních vlastností dalekohledu a samotného spektro-polarimetru, aby byla zaručena vysoká polarimetrická přesnost dat. Nejlepší nástroje mají přesnost 1 díl z 10 000.

bibliografie

• Aristidi, E. et al. 2005, testování v létě v Dome C, Antarktida, a&A, 444, 651
• Brandt, P. a Wöhl, h. 1982, solární testovací kampaň JOSO na Kanárských ostrovech v roce 1979, a& A, 109, 77
• Coulter, R. L. a Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT jako Experiment ke studiu aktivní oblasti ozařování a světelnost evoluce, ASP Conf. Sere., 68, 37
• Denker, C. a kol. 2006, pokrok na 1,6 metru novém solárním dalekohledu na Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. W. et al. 1996, projekt Global Oscillation Network Group (GONG), věda, 533, 163
• Hill, F. a kol. 2004, Atst Site Survey Working Group Final Report
• Keller, C. u., Harvey, J. W., and Giampapa, MS 2003, SOLIS: an Innovative Suite of Synoptic Instruments, Proc. SPIE, 4853, 194
• Lawrence, J. S. a kol. 2004, výjimečné astronomické pozorovací podmínky nad kopulí C v Antarktidě, Příroda, 431, 278
• Neidig, D. a kol. 1998, USAF zlepšila Solar Observing Optical Network (ISOON)a její dopad na solární synoptické datové základny, ASP Conf. Sere., 140, 519
• Schmidt, w. 2001, solární dalekohledy a nástroje: země, encyklopedie astronomie a astrofyziky, editoval Paul Murdin, článek 1987. Bristol: Institute of Physics Publishing, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomczyk, s., Lin, H., and Zurbuchen, T. 2007, COSMO Proposal
• Volkmer, R. et al. 2006, nový 1,5 m solární dalekohled GREGOR: první světlo a začátek uvedení do provozu, Proc. SPIE, 6267, 62670W
• Wagner, J. a kol. 2006, Advanced Technology Solar Telescope: A Progress Report, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, a. P. and Denker, C. 2007, the Local Seeing Environment at Big Bear Solar Observatory, PASP, 119, 793
• Zirin, h. a Mosher, J. 1988, Caltech Solar Site Survey, 1965-1967, Sol. Phys., 115, 77

interní reference

• Olaf Sporns (2007) složitost. Scholarpedia, 2 (10): 1623.
• Eugene M. Izhikevich (2007) Kinetika. Scholarpedia, 2 (10): 2014.
• Hugh Hudson (2008) sluneční aktivita. Scholarpedia, 3 (3): 3967.

Advanced Technology Solar Telescope
Dutch Open Telescope
Global H-alpha Network
Global Oscilation Network Group
GREGOR Telescope
Optical Solar Patrol Network
Precision Solar Photometric Telescope
Swedish Solar Telescope
Synoptic Optical Long-term Investigations of the Sun

observatoře

Big Bear Solar Observatory
Culgoora Solar Observatory
High Altitude Observatory
Kiepenheuer-Institut für sonnenphysik
Learmonth Solar Observatory
Lomnický stit Observatory
Mauna Loa Solar Observatoř
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatory
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide