solteleskoper

• 1 Introduktion
• 2 bedste steder
• 3 eksisterende teleskoper
• 4 næste generations solteleskoper
• 5 instrumentering
  • 5.1 adaptiv optik
  • 5.2 Filtergrafer
  • 5.3 spektroskopiske instrumenter
• 6 bibliografi
• 7 Eksterne Links
  • 7.1 observatorier

introduktion

Solteleskoper er baseret på de samme konstruktionsprincipper som nattetidsinstrumenterne, men solobservationer kræver specialiserede teleskoper og instrumenter, da de skal modstå varmeindgangen fra Solen og samtidig opretholde dereshøj opløsning i de rumlige, spektrale og tidsmæssige dimensioner. Solbestrålingen opvarmer jorden og forårsager et lag turbulent luft, som igen forringer billedkvaliteten. Solteleskoper installeres derfor normalt i tårne over dette turbulente lag.

de fleste af de eksisterende solteleskoper er synoptiske instrumenter med åbninger, der spænder fra nogle få centimeter til en halv meter. Flere af disse teleskoper er organiseret som netværk til helioseismologiske målinger. Andre overvåger solaktivitet og giver billeder af solskiven ved forskellige bølgelængdebånd eller magnetogrammer. Disse teleskoper giver ofte vigtig baggrundsinformation til studier i høj opløsning, selvom deres betydning er noget faldet, da SOHO-satellitten leverer daglige fulddisk-billeder uden afbrydelser. Nye fulddiskteleskoper tilbyder synoptiske data i høj kadence til undersøgelse af kortvarige fænomener.

teleskoper med åbninger større end for eksempel 0, 5 meter har et synsfelt på kun en lille brøkdel af solskiven i en billedskala, der muliggør diffraktionsbegrænset billeddannelse i brændplanet. I fortiden, de fleste teleskoper af 0.5 til 1 meter klasse havde evakueret lysstier for at undertrykke inhomogeniteter af luftens brydningsindeks forårsaget inde i teleskopet ved termisk input fra solen. For solteleskoper fra den næste generation med åbninger på 1, 5 til 4 meter er der planlagt åbne strukturer med komplekse kølesystemer til den primære optik, der undgår opvarmning på grund af absorberet solstråling. Optiske elementer er lavet af materiale med meget lav termisk ekspansion og om muligt med høj varmeledningsevne. Sidstnævnte egenskab forenkler køleprocessen og forkorter den tid, der er nødvendig for at nå termisk ligevægt.

mange af de fænomener, der kan observeres i solatmosfæren, har en levetid på kun få minutter, og vigtige ændringer kan forekomme inden for få sekunder. Solteleskoper med høj opløsning skal derfor give lysniveauer, der er høje nok til at opnå et tilstrækkeligt højt signal-til støjniveau. Dette er vigtigst for måling af det (svage) magnetfelt i solfotosfæren. Vigtige små objekter har størrelser på 100 km eller mindre, og det kræver teleskoper med en blænde på mindst en meter for at løse dem. Næste generations teleskoper med åbninger på cirka fire meter vil være i stand til at opnå højt lysniveau, kort integrationstid og god rumlig opløsning. Det skal bemærkes, at for diffraktionsbegrænsede observationer er lysniveauet pr. For et øget lysniveau må man derfor ofre rumlig eller tidsmæssig opløsning.

i denne artikel diskuterer vi hovedsageligt egenskaber ved teleskoper med høj opløsning og den tilsvarende instrumentering. Vi forsøger ikke at give en komplet liste over eksisterende teleskoper, men nævner kun meget få, der repræsenterer vigtige konstruktionsprincipper, og som er videnskabeligt meget succesrige takket være deres adaptive optiksystemer.

bedste steder

højkvalitets solobservationer kræver steder med lave niveauer af lokal og høj højde turbulens. Atmosfæren skal også indeholde lidt vanddamp og støvpartikler for at minimere mængden af spredt lys. Steder på høje bjerge beliggende på temmelig små øer har vist sig at være de bedste solar sites. Lave niveauer af lokal turbulens kan også opnås ved søsteder, hvor det nærliggende vand holder de omgivende lufttemperatursvingninger lave og hæmmer opbygningen af lokal turbulens. Den omfattende ATST solar site site survey, uden tvivl den mest test hidtil, identificerer tre fremragende sted til solobservationer: Observatoriet ligger på La Palma og Big Bear Solar Observatory i Californien. Der er tegn på, at antarktiske steder som Concordia Station ved Dome C måske også har fremragende dagtid. I fremtiden kan kvaliteten af solteleskopsteder mere præcist karakteriseres af antallet og højden af turbulenslag i atmosfæren over teleskopet. Multikonjugerede adaptive optiksystemer (se nedenfor) vil være i stand til at korrigere billedforringelsen forårsaget af sådanne veldefinerede lag.

eksisterende teleskoper

et stort antal solteleskoper med åbninger mellem 150 cm og ca.10 cm er i øjeblikket operationelt over hele kloden (se f. eks. Mange af teleskoperne med lille blænde bruges enten til rutinemæssige observationer af den fulde disk (billeder af kromosfæren, fotosfærens magnetogrammer) eller er organiseret i netværk til helioseismiske målinger. Tre af teleskoperne med stor blænde er i øjeblikket udstyret med adaptiv optik og er derfor velegnede til observationer med højest mulig rumlig opløsning til billeddannelse og spektroskopi. Dunn Solteleskopet (DST, Sunspot, NM, 1969), det tyske Vakuumtårnteleskop (VTT, Tenerife, 1987) og det svenske 1-meter Solteleskop (SST, La Palma, 2002) har en række fælles træk, men også vigtige forskelle. Alle tre teleskoper (i) er tårnkonstruktioner med teleskopindgangen højt over jorden, over det lokale lag af turbulens, (ii) har en lang brændvidde på det primære spejl eller linse for at undgå et varmt brændvidde, (iii) brug evakuerede rør til lysstien, og (iv) er kuppeløse eller med Udtrækkelig kuppel. DST og SST har et Højde-asimuth-fødesystem (“tårn”), der gør det muligt at have den fulde lyssti i vakuum, mens VTT bruger et Coelostat-system. SST er en refraktor med en 1 m linse, der også fungerer som indgangsvindue.

næste generations solteleskoper

på nuværende tidspunkt er tre solteleskoper i klassen 1, 5 til 2 meter under forberedelse eller under opførelse, og to af dem skal blive operationelle inden for de næste et eller to år. Disse teleskoper markerer en vigtig designændring, da de ikke længere er afhængige af evakuerede eller heliumfyldte teleskoprør for at undgå turbulent luft i lysstien. De repræsenterer et mellemliggende trin mellem de aktuelt tilgængelige teleskoper og den næste generation af 4 meter teleskoper. Den næste generation af solteleskoper med åbninger i området 4 meter er blevet aktiveret af to tekniske gennembrud: adaptiv optik til solteleskoper og gennemførligheden af luftkølede, åbne teleskoper. Det hollandske åbne teleskop (DOT) på La Palma har været en Stifinder for den nye generation af åbne teleskoper.

det tyske GREGOR-teleskop har en blænde på 1, 50 m og er placeret ved Observatorio del Teide på Tenerife. Det er et åbent teleskop i en Gregory-konfiguration med tre spejle med en brændvidde på 50 m. Det primære spejl er lavet af Cesic, et siliciumcarbidmateriale med høj termisk ledning, og det luftkøles fra bagsiden. På Big Bear Solar Observatory er det nye Solteleskop under opførelse. Det er et åbent Gregory-system uden for aksen med en blænde på 160 cm og en effektiv brændvidde på 88 m. begge teleskoper vil være udstyret med højordens adaptiv optik og blive operationelle inden 2010. I Indien er der iværksat et projekt til opførelse af et 2 meter teleskop i Himalaya i en højde af 5000 m.

i USA er projektet Advanced Technology Solar Telescope (ATST) fra National Solar Observatory klar til at komme ind i konstruktionsfasen. Byggefasen forventes at starte i 2009, og første lys kan forekomme i 2014. ATST er et 4 meter off-akset teleskop, og det vil blive bygget på Haleakala-bjerget (3000 m). Teleskopdesignet er optimeret til høj følsomhed, polarimetrisk nøjagtighed og lavt spredt lys. På grund af dets åbne design dækker teleskopet et bølgelængdeområde fra 0,3 liter til 35 liter.COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), en coronagraph med en blænde på 1,5 meter, er blevet foreslået af High Altitude Observatory i Boulder og universiteterne i Michigan. Fase A-undersøgelser til dette projekt er i øjeblikket i gang. I 2007 har European Association for Solar Telescope (EAST) igangsat projektet European Solar Telescope (EST). EST er et teleskop af 4 meter klassen, der skal bygges på De Kanariske Øer mod slutningen af det andet årti. Under en designundersøgelse, der blev udført mellem 2008 og 2010, vil det optomekaniske design af EST blive udarbejdet, og der vil blive foretaget en lokal karakterisering af stedet. EST vil måle solmagnetfeltet med den højeste rumlige og spektrale opløsning i det synlige og nær infrarøde bølgelængdeområde.

instrumentering

adaptiv optik

den nylige udvikling af adaptive optiksystemer i realtid til måling og stabilisering af billedbevægelse og for at kompensere lav-og højordens billedafvigelser førte til et stort gennembrud i den rumlige opløsning af solobservationer. Til dato er flere teleskoper i klassen 70-100 cm udstyret med adaptive optiksystemer. Disse systemer kan korrigere atmosfæriske forstyrrelser med en båndbredde på op til 100 HS og er i stand til at korrigere de dominerende aberrationstilstande forårsaget af den turbulente Jordatmosfære og selve instrumentet. Antallet af aberrationstilstande, der kan korrigeres, vokser med antallet af underåbninger på bølgefrontsensoren. Den typiske størrelse af underåbninger af en højordens adaptiv optik er omkring 8 cm. Dette er lille nok til at redegøre for anisoplanatismen i den daglige atmosfære, men også stor nok til at løse den solfotosfæriske granulering. Området, der kan korrigeres med adaptiv optik, er meget lille, kun få buesekunder i diameter. For at overvinde denne begrænsning er multikonjugerede adaptive optiksystemer i øjeblikket under udvikling. Disse systemer bruger flere deformerbare spejle til at korrigere bølgefront deformationer, der forekommer i forskellige højder over teleskopet.

betydningen og kompleksiteten af adaptiv optik til solobservationer vokser hurtigt med stigende teleskopåbning. Den opnåelige rumlige opløsning af de planlagte teleskoper i USA. og Europa med åbninger i størrelsesordenen 4 meter afhænger kritisk af kvaliteten af deres adaptive optiksystemer. Et højordenssystem kræver bølgefrontsensorer med omkring 2000 underåbninger-en ganske teknisk udfordring. Heldigvis er computerkraften vokset hurtigere end størrelsen på teleskoper, derfor er sådanne højordenssystemer i dag inden for rækkevidde.

Filtergrafer

observationer af de mindste detaljer på solen, nær diffraktionsgrænsen for teleskopet er lavet med bredbåndsbilleder. De kan bestå af et filter til valg af bølgelængdebånd og en passende digital detektor, f.eks. et CCD-kamera. Takket være det høje lysniveau er eksponeringstider på et par millisekunder tilstrækkelige. Dette gør det muligt at samle bursts af billeder i hurtig rækkefølge og derefter vælge de allerbedste bagefter, eller brug den fulde burst til post-facto billedgendannelse ved hjælp af teknikker baseret på multi-frame blind deconvolution eller speckle interferometri. Disse teknikker tillader undersøgelse af solfotosfærens morfologi og udviklingen af store og små objekter på tidsskalaer på sekunder, minutter eller længere. Uden billedgendannelse er filtergrammets synsfelt af høj kvalitet begrænset af det korrigerede felt (isoplanatiske område) af den adaptive optik. I praksis kan det fulde synsfelt for de tilgængelige CCD ‘ er imidlertid gendannes til homogen kvalitet.

spektroskopiske instrumenter

spektroskopiske instrumenter er nødvendige for at opnå fysiske parametre, såsom temperatur, magnetfelt eller strømningshastighed. Disse målinger er multidimensionelle: to rumlige dimensioner, bølgelængde og tid. På nuværende tidspunkt kan detektorer kun optage to dimensioner ad gangen. Der er to forskellige løsninger til opnåelse af spektroskopiske data: filterinstrumenter, der optager todimensionale billeder ved en fast bølgelængde, og spektrografer med lang slids, der registrerer en rumlig dimension og et bestemt bølgelængdeområde. Begge typer instrumenter har åbenlyse fordele og også ulemper, og det afhænger af det videnskabelige emne, hvilken man foretrækker. Nogle solobservatorier leverer derfor begge instrumenter.

Filterspektrometre optager (næsten) monokromatiske billeder. De bruger indstillelige smalbåndsfiltre til at vælge bølgelængden. Rumlig og bølgelængdeinformation registreres ved at tage en sekvens af monokromatiske billeder med varierende bølgelængde. Indstillelige filtre kan være Lyot-filtre, eller Fabry-P Prostrot interferometre eller Michelson interferometre. Med en kombination af to eller tre indstillelige høj kvalitet Fabry-P-Rurots kan der opnås en spektral opløsning på 2,5 pm. Det globale indstillingsområde er omkring 300 nm. På grund af det lille frie spektralområde er spektraldækningen for en individuel måling begrænset til 0,3 nm.Filterspektrometre er ofte udstyret med en ekstra bredbåndskanal, der tager billeder i et fast bølgelængdebånd og samtidig med smalbåndsbillederne. Bredbåndssekvenserne bruges derefter til post-facto rekonstruktion af dataene. Et typisk datasæt med et synsfelt på ca.et bueminut kvadreret og 15 bølgelængdepositioner over en spektral linje kan tages på få sekunder. Den rumlige opløsning af en sådan måling afhænger af teleskopets størrelse og billedskalaen på detektoren. Forskellige dele af spektrallinjen måles på forskellige tidspunkter. I tider med Variabel visning kan formen på linjeprofilen blive forvrænget. Flere Fabry-P-instrumenter er tilgængelige på de ovenfor nævnte solteleskoper med høj opløsning.

spektrografer med lang slids giver øjeblikkelig information om et bestemt bølgelængdeområde og en rumlig dimension (langs spalten). Den spektrale opløsning afhænger hovedsageligt af det (oplyste) område af diffraktionsgitteret og instrumentets brændvidde. Kompakte spektrografer har en opløsning på 2,5 pm (opløsningsevne på 250.000), svarende til de bedste filterspektrometre. Spektrografer med store gitter og lange brændvidder, som Echelle-spektrografen fra den tyske VTT, har en teoretisk opløsningsevne på 1.000.000. Spaltespektrografer registrerer en eller flere spektrale linjer ad gangen. Dette er vigtigt for undersøgelsen af formen af linjeprofiler, fordi de ikke forvrænges af mulige ændringer i Jordens atmosfære. To-dimensionel rumlig information indsamles ved at flytte solbilledet over spalten. Den tid, der er nødvendig for at dække et bestemt område, afhænger af den ønskede rumlige opløsning, dvs.slidsbredden og trinstørrelsen. Hurtige kadenser med høj spektral opløsning og dækning er mulige for små scanningsområder. Gitterspektrografer dækker et stort udvalg af bølgelængder, typisk fra 380 til 2200 nanometer.

spektro-polarimetre anvendes til måling af magnetfelt i solatmosfæren. De findes som kombination af filterspektrometre eller spektrografer med lang slids med egnede polarisationsmoduleringskomponenter. Da fraktionen af polariseret lys fra solen ofte er meget lille, er den nødvendige nøjagtighed af polarimetriske målinger meget høj. Det magnetiske signal opnås ved at måle Stokes-parametrene, der giver information om den samlede intensitet, de cirkulære og to ortogonale tilstande af lineær polarisering. Polarisationsmodulationen udføres enten med roterende retarderingsbølgeplader eller med moderne indstillelige flydende krystalretardere.En enkelt magnetfeltmåling kræver mindst fire forskellige billeder ved forskellige indstillinger af polarisationsmodulatoren. For at minimere indflydelsen af variable synsbetingelser skal disse billeder tages i hurtig rækkefølge. Derudover er nøjagtige kalibreringer af teleskopets polarisationsegenskaber og selve spektropolymeteret nødvendige for at garantere høj polarimetrisk nøjagtighed af dataene. De bedste instrumenter har en nøjagtighed på 1 del i 10.000.

bibliografi

• Aristidi, E. Et Al. 2005, test af sted om sommeren på Dome C, Antarktis, a&A, 444, 651
• Brandt, P. og V. Larshl, H. 1982, JOSOS Solar Site-testkampagne på De Kanariske Øer i 1979, a&A, 109, 77
• Coulter, R. L. og Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT som et eksperiment for at studere Aktiv Regionbestråling og Lysstyrkeudvikling, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. Et Al. 2006, fremskridt på det 1,6 meter nye Solteleskop ved Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. V. et al. 1996, det globale Oscillationsnetværksgruppe (GONG) projekt, videnskab, 533, 163
• Hill, F. et al. 2004, ATST Site Survey arbejdsgruppe endelig rapport
• Keller, C. U., Harvey, J. V. og Giampapa, ms 2003, SOLIS: en innovativ Suite af synoptiske instrumenter, Proc. SPIE, 4853, 194
• J. S. et al. 2004, usædvanlige astronomiske Seforhold over Dome C i Antarktis, natur, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998, USAF forbedret Solobservation optisk netværk (ISOON) og dets indvirkning på Solsynoptiske databaser, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, U. 2001, Solteleskoper og instrumenter: jord, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, redigeret af Paul Murdin, artikel 1987. Bristol: Institut for Fysik udgivelse, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomcsyk, S., Lin, H. og T. 2007, COSMO forslag
• Volkmer, R. et al. 2006, det nye 1,5 m Solteleskop GREGOR: første lys og start af idriftsættelse, Proc. SPIE, 6267, 62670V
• 2006, Avanceret Teknologi Solteleskop: En Statusrapport, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, A. P. og Denker, C. 2007, det lokale seende miljø ved Big Bear Solar Observatory, PASP, 119, 793
• J. 1988, Caltech Solar Site Survey, 1965-1967, Sol. Phys., 115, 77

interne referencer

• Olaf Sporns (2007) kompleksitet. Scholarpedia, 2 (10): 1623.
• Eugene M. Ijikevich (2007) Kinetik. Scholarpedia, 2 (10): 2014.
• Hugh Hudson (2008) solaktivitet. Scholarpedia, 3 (3): 3967.

avanceret teknologi Solteleskop
hollandsk åbent teleskop
globalt h-alfa-netværk
globalt Oscillationsnetværksgruppe
optisk Solpatruljenetværk
Precision Sol fotometrisk teleskop
svensk Solteleskop
synoptisk optisk langtidsundersøgelser af solen

observatorier

Big Bear Solar Observatory
culgoora Solar Observatory
High Altitude Observatory
Kiepenheuer-Institut for sonnenfysik
Learmonth Solar Observatory
Lomnicky Stit Observatory
Mauna Loa Solar Observatory Observatoriet
Mees Solar Observatory
observatoriet
Det Nationale Solar Observatorium
Observatorio del los Muchachos
Observatorio del Teide