Sonnenteleskope

• 1 Einführung
• 2 Beste Standorte
• 3 Bestehende Teleskope
• 4 Sonnenteleskope der nächsten Generation
• 5 Instrumentierung
  • 5.1 Adaptive Optik
  • 5.2 Filtergraphen
  • 5.3 Spektroskopische Instrumente
• 6 Bibliographie
• 7 Externe Links
  • 7.1 Observatorien

Einführung

Sonnenteleskope basieren auf den gleichen Konstruktionsprinzipien wie die Nachtinstrumente, aber Sonnenbeobachtungen erfordern spezielle Teleskope und Instrumente, da sie dem Wärmeeintrag der Sonne standhalten müssen, während sie ihre hohe Auflösung in der räumlichen, spektralen und zeitlichen Dimension beibehalten. Die Sonneneinstrahlung erwärmt den Boden und verursacht eine turbulente Luftschicht, die wiederum die Bildqualität beeinträchtigt. Sonnenteleskope werden daher normalerweise in Türmen oberhalb dieser turbulenten Schicht installiert.

Die meisten existierenden Sonnenteleskope sind synoptische Instrumente mit Aperturen von wenigen Zentimetern bis zu einem halben Meter. Mehrere dieser Teleskope sind als Netzwerke für helioseismologische Messungen organisiert. Andere überwachen die Sonnenaktivität und liefern Bilder der Sonnenscheibe bei verschiedenen Wellenlängenbändern oder Magnetogrammen. Diese Teleskope liefern oft wichtige Hintergrundinformationen für hochauflösende Studien, obwohl ihre Bedeutung etwas abgenommen hat, da der Satellit SOHO täglich unterbrechungsfrei Vollplattenbilder liefert. Neue Vollscheibenteleskope bieten synoptische Daten in hoher Kadenz für die Untersuchung kurzlebiger Phänomene.

Teleskope mit Aperturen größer als beispielsweise 0,5 Meter haben ein Sichtfeld von nur einem kleinen Bruchteil der Sonnenscheibe in einem Bildmaßstab, der eine beugungsbegrenzte Abbildung in der Brennebene ermöglicht. In der Vergangenheit, die meisten Teleskope der 0.5- bis 1-Meter-Klasse hatte Lichtwege evakuiert, um Inhomogenitäten des Luftbrechungsindex zu unterdrücken, die im Inneren des Teleskops durch Wärmeeintrag von der Sonne verursacht wurden. Für Sonnenteleskope der nächsten Generation mit Aperturen von 1,5 bis 4 Metern sind offene Strukturen vorgesehen, mit komplexen Kühlsystemen für die Primäroptik, die die Erwärmung durch absorbierte Sonnenstrahlung vermeiden. Optische Elemente bestehen aus Material mit sehr geringer Wärmeausdehnung und möglichst hoher Wärmeleitfähigkeit. Die letztere Eigenschaft vereinfacht den Kühlprozess und verkürzt die Zeit zum Erreichen des thermischen Gleichgewichts erheblich.

Viele der Phänomene, die in der Sonnenatmosphäre beobachtet werden können, haben eine Lebensdauer von nur wenigen Minuten, und wichtige Änderungen können innerhalb weniger Sekunden auftreten. Hochauflösende Sonnenteleskope müssen daher Lichtpegel bereitstellen, die hoch genug sind, um ein ausreichend hohes Signal-Rausch-Verhältnis zu erreichen. Dies ist besonders wichtig für die Messung des (schwachen) Magnetfeldes in der solaren Photosphäre. Wichtige kleine Objekte haben Größen von 100 km oder weniger, und es erfordert Teleskope mit einer Apertur von mindestens einem Meter, um sie aufzulösen. Teleskope der nächsten Generation mit Aperturen von etwa vier Metern werden in der Lage sein, ein hohes Lichtniveau, eine kurze Integrationszeit und eine gute räumliche Auflösung zu erreichen. Es ist zu beachten, dass für beugungsbegrenzte Beobachtungen der Lichtpegel pro Auflösungselement für jedes Teleskop gleich ist. Für ein erhöhtes Lichtniveau muss man daher auf räumliche oder zeitliche Auflösung verzichten.

In diesem Artikel werden hauptsächlich Eigenschaften von hochauflösenden Teleskopen und der entsprechenden Instrumentierung diskutiert. Wir versuchen nicht, eine vollständige Liste der vorhandenen Teleskope zur Verfügung zu stellen, sondern erwähnen nur sehr wenige, die wichtige Konstruktionsprinzipien darstellen und die dank ihrer adaptiven Optiksysteme wissenschaftlich sehr erfolgreich sind.

Beste Standorte

Hochwertige Sonnenbeobachtungen erfordern Standorte mit geringen lokalen Turbulenzen und Turbulenzen in großer Höhe. Die Atmosphäre sollte auch wenig Wasserdampf und Staubpartikel enthalten, um die Menge an Streulicht zu minimieren. Standorte auf hohen Bergen auf eher kleinen Inseln haben sich als die besten Solarstandorte erwiesen. Geringe lokale Turbulenzen können auch an Seestandorten erzielt werden, wo das nahe gelegene Wasser die Temperaturschwankungen der Umgebungsluft niedrig hält und den Aufbau lokaler Turbulenzen hemmt. Die umfassende ATST Solar Site Site Survey, wohl die bisher testendste, identifiziert drei ausgezeichnete Standorte für Sonnenbeobachtungen: Mees Solar Observatory auf Hawaii, Observatorio del Roque de los Muchachos auf La Palma und Big Bear Solar Observatory in Kalifornien. Es gibt Hinweise darauf, dass antarktische Stätten wie die Concordia Station am Dome C auch tagsüber hervorragende Sichtmöglichkeiten haben könnten. In Zukunft könnte die Qualität der Standorte von Sonnenteleskopen genauer durch die Anzahl und Höhe der Turbulenzschichten in der Atmosphäre über dem Teleskop charakterisiert werden. Multikonjugierte adaptive Optiksysteme (siehe unten) werden in der Lage sein, die durch solche gut definierten Schichten verursachte Bildverschlechterung zu korrigieren.

Bestehende Teleskope

Eine große Anzahl von Sonnenteleskopen mit Aperturen zwischen 150 cm und etwa 10 cm ist derzeit rund um den Globus in Betrieb (siehe z.B. Landoldt-Börnstein für eine Liste von Sonnenteleskopen). Viele der Teleskope mit kleiner Apertur werden entweder für routinemäßige Beobachtungen der gesamten Scheibe verwendet (Bilder der Chromosphäre, Magnetogramme der Photosphäre) oder sind in Netzwerken für helioseismische Messungen organisiert. Drei der Großaperturteleskope sind derzeit mit adaptiver Optik ausgestattet und eignen sich daher für Beobachtungen mit höchstmöglicher räumlicher Auflösung, für die Bildgebung und Spektroskopie. Das Dunn-Sonnenteleskop (DST, Sunspot, NM, 1969), das Deutsche Vakuumturmteleskop (VTT, Teneriffa, 1987) und das schwedische 1-Meter-Sonnenteleskop (SST, La Palma, 2002) weisen eine Reihe gemeinsamer Merkmale, aber auch wichtige Unterschiede auf. Alle drei Teleskope (i) sind Turmkonstruktionen mit dem Teleskopeingang hoch über dem Boden, über der lokalen Turbulenzschicht, (ii) haben eine lange Brennweite des Primärspiegels oder der Linse, um eine heiße Brennebene zu vermeiden, (iii) Verwenden Sie evakuierte Röhren für den Lichtweg und (iv) sind domlos oder mit einziehbarer Kuppel. Der DST und der SST verfügen über ein Höhen-Azimut-Zuführsystem („Revolver“), das den vollen Lichtweg im Vakuum ermöglicht, während der VTT ein Coelostat-System verwendet. Der SST ist ein Refraktor mit einer 1-m-Linse, die auch als Eintrittsfenster dient.

Sonnenteleskope der nächsten Generation

Derzeit befinden sich drei Sonnenteleskope der 1,5- bis 2-Meter-Klasse in Vorbereitung oder im Bau, zwei davon sollen innerhalb der nächsten ein bis zwei Jahre in Betrieb gehen. Diese Teleskope markieren eine wichtige Designänderung, da sie nicht mehr auf evakuierte oder mit Helium gefüllte Teleskoprohre angewiesen sind, um turbulente Luft im Lichtweg zu vermeiden. Sie stellen einen Zwischenschritt zwischen den derzeit verfügbaren Teleskopen und den 4-Meter-Teleskopen der nächsten Generation dar. Die nächste Generation von Sonnenteleskopen mit Aperturen im Bereich von 4 Metern wurde durch zwei technische Durchbrüche ermöglicht: adaptive Optik für Sonnenteleskope und die Machbarkeit von luftgekühlten, offenen Teleskopen. Das Dutch Open Telescope (DOT) auf La Palma war ein Wegweiser für die neue Generation offener Teleskope.

Das deutsche GREGOR-Teleskop hat eine Apertur von 1,50 m und befindet sich am Observatorio del Teide auf Teneriffa. Es ist ein offenes Teleskop in einer Drei-Spiegel-Konfiguration mit einer Brennweite von 50 m. Der Primärspiegel besteht aus CESIC, einem Siliziumkarbidmaterial mit hoher Wärmeleitung, und wird von der Rückseite luftgekühlt. Am Big Bear Solar Observatory befindet sich das neue Sonnenteleskop im Bau. Es handelt sich um ein offenes Off-Axis-Teleskopsystem mit einer Apertur von 160 cm und einer effektiven Brennweite von 88 m. Beide Teleskope werden mit adaptiver Optik hoher Ordnung ausgestattet sein und vor 2010 in Betrieb gehen. In Indien wurde ein Projekt zum Bau eines 2-Meter-Teleskops im Himalaya in 5000 m Höhe initiiert.

In den USA ist das Advanced Technology Solar Telescope (ATST) -Projekt des National Solar Observatory bereit, in die Bauphase einzutreten. Die Bauphase wird voraussichtlich im Jahr 2009 beginnen, und das erste Licht kann im Jahr 2014 auftreten. Das ATST ist ein 4-Meter-Off-Axis-Teleskop und wird auf dem Haleakala-Berg (3000 m) auf Hawaii gebaut. Das Teleskopdesign ist für hohe Empfindlichkeit, polarimetrische Genauigkeit und geringes Streulicht optimiert. Durch seine offene Bauweise deckt das Teleskop einen Wellenlängenbereich von 0,3 µm bis 35 µm ab.Das COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), ein Koronagraph mit einer Apertur von 1, 5 Metern, wurde vom High Altitude Observatory in Boulder und den Universitäten von Hawaii und Michigan vorgeschlagen. Phase-A-Studien für dieses Projekt laufen derzeit. Im Jahr 2007 hat die European Association for Solar Telescope (EAST) das Projekt European Solar Telescope (EST) initiiert. EST ist ein Teleskop der 4-Meter-Klasse, das gegen Ende des zweiten Jahrzehnts auf den Kanarischen Inseln gebaut werden soll. Während einer Designstudie, die zwischen 2008 und 2010 durchgeführt wurde, wird das opto-mechanische Design von EST ausgearbeitet und eine lokale Standortcharakterisierung durchgeführt. EST wird das solare Magnetfeld mit höchster räumlicher und spektraler Auflösung im sichtbaren und nahen Infrarot-Wellenlängenbereich messen.

Instrumentierung

Adaptive Optik

Die jüngste Entwicklung adaptiver Echtzeitoptiksysteme zur Messung und Stabilisierung von Bildbewegungen und zur Kompensation von Bildfehlern niedriger und hoher Ordnung führte zu einem großen Durchbruch in der räumlichen Auflösung von Sonnenbeobachtungen. Bis heute sind mehrere Teleskope der 70 – 100-cm-Klasse mit adaptiven Optiksystemen ausgestattet. Diese Systeme können atmosphärische Störungen mit einer Bandbreite von bis zu 100 Hz korrigieren und sind in der Lage, die dominanten Aberrationsmoden zu korrigieren, die durch die turbulente Erdatmosphäre und das Instrument selbst verursacht werden. Die Anzahl der korrigierbaren Aberrationsmoden wächst mit der Anzahl der Subaperturen des Wellenfrontsensors. Die typische Größe von Subaperturen einer adaptiven Optik höherer Ordnung beträgt etwa 8 cm. Dies ist klein genug, um den Anisoplanatismus der Tagesatmosphäre zu berücksichtigen, aber auch groß genug, um die photosphärische Granulation der Sonne aufzulösen. Der Bereich, der mit adaptiver Optik korrigiert werden kann, ist sehr klein, nur wenige Bogensekunden im Durchmesser. Um diese Einschränkung zu überwinden, werden derzeit multikonjugierte adaptive Optiksysteme entwickelt. Diese Systeme verwenden mehrere verformbare Spiegel, um die Wellenfrontdeformationen zu korrigieren, die in verschiedenen Höhen über dem Teleskop auftreten.

Die Bedeutung und Komplexität der adaptiven Optik für die Sonnenbeobachtung nimmt mit zunehmender Teleskopöffnung rapide zu. Die erreichbare räumliche Auflösung der geplanten Teleskope in den USA. und Europa mit Öffnungen in der Größenordnung von 4 Metern wird entscheidend von der Qualität seiner adaptiven Optiksysteme abhängen. Ein höherwertiges System benötigt Wellenfrontsensoren mit etwa 2000 Subaperturen – eine technische Herausforderung. Glücklicherweise ist die Rechenleistung schneller gewachsen als die Größe von Teleskopen, daher sind solche Systeme höherer Ordnung heutzutage in Reichweite.

Filtergraphs

Beobachtungen der kleinsten Details auf der Sonne, nahe der Beugungsgrenze des Teleskops, werden mit Breitbandbildgebern gemacht. Sie können aus einem Filter zur Auswahl des Wellenlängenbandes und einem geeigneten digitalen Detektor, z.B. einer CCD-Kamera, bestehen. Dank der hohen Lichtstärke genügen Belichtungszeiten von wenigen Millisekunden. Dies ermöglicht das Sammeln von Bursts von Bildern in schneller Folge und die anschließende Auswahl der besten Bursts oder die Verwendung des vollständigen Bursts für die Bildwiederherstellung nach der Aufnahme mithilfe von Techniken, die auf blinder Multiframe-Dekonvolution oder Speckle-Interferometrie basieren. Diese Techniken ermöglichen die Untersuchung der Morphologie der solaren Photosphäre und die Entwicklung von großen und kleinen Objekten auf Zeitskalen von Sekunden, Minuten oder länger. Ohne Bildwiederherstellung wird das hochwertige Sichtfeld von Filterprogrammen durch das korrigierte Feld (isoplanatische Fläche) der adaptiven Optik begrenzt. In der Praxis kann jedoch das volle Sichtfeld der verfügbaren CCDs in homogener Qualität wiederhergestellt werden.

Spektroskopische Instrumente

Spektroskopische Instrumente werden benötigt, um physikalische Parameter wie Temperatur, Magnetfeld oder Strömungsgeschwindigkeit zu erhalten. Diese Messungen sind mehrdimensional: zwei räumliche Dimensionen, Wellenlänge und Zeit. Derzeit können Detektoren nur zwei Dimensionen gleichzeitig aufzeichnen. Es gibt zwei verschiedene Lösungen, um spektroskopische Daten zu erhalten: Filterinstrumente, die zweidimensionale Bilder bei einer festen Wellenlänge aufzeichnen, und Langspaltspektrographen, die eine räumliche Dimension und einen bestimmten Wellenlängenbereich aufzeichnen. Beide Arten von Instrumenten haben offensichtliche Vor- und Nachteile, und es hängt vom wissenschaftlichen Thema ab, welches bevorzugt wird. Einige Sonnenobservatorien stellen daher beide Instrumente zur Verfügung.

Filterspektrometer zeichnen (fast) monochromatische Bilder auf. Sie verwenden abstimmbare schmalbandige Filter, um die Wellenlänge auszuwählen. Räumliche und Wellenlängeninformationen werden aufgezeichnet, indem eine Folge monochromatischer Bilder mit unterschiedlicher Wellenlänge aufgenommen wird. Abstimmbare Filter können Lyot-Filter oder Fabry-Pérot-Interferometer oder Michelson-Interferometer sein. Mit einer Kombination von zwei oder drei abstimmbaren hochwertigen Fabry-Pérots kann eine spektrale Auflösung von 2,5 pm erreicht werden. Der globale Abstimmbereich liegt bei rund 300 nm. Aufgrund des kleinen freien Spektralbereichs ist die spektrale Abdeckung für eine Einzelmessung auf 0,3 nm begrenzt.Filterspektrometer sind häufig mit einem zusätzlichen Breitbandkanal ausgestattet, der Bilder in einem festen Wellenlängenband und gleichzeitig mit den schmalbandigen Bildern aufnimmt. Die breitbandigen Sequenzen werden dann für die Post-Facto-Rekonstruktion der Daten verwendet. Ein typischer Datensatz mit einem Sichtfeld von etwa einer Bogenminute im Quadrat und 15 Wellenlängenpositionen über eine Spektrallinie kann in wenigen Sekunden aufgenommen werden. Die räumliche Auflösung einer solchen Messung hängt von der Größe des Teleskops und dem Bildmaßstab auf dem Detektor ab. Verschiedene Teile der Spektrallinie werden zu unterschiedlichen Zeiten gemessen. In Zeiten variabler Sicht kann die Form des Linienprofils verzerrt werden. An den oben genannten hochauflösenden Sonnenteleskopen stehen mehrere Fabry-Pérot-Instrumente zur Verfügung.

Langspaltgitterspektrographen liefern sofortige Informationen über einen bestimmten Wellenlängenbereich und eine räumliche Dimension (entlang des Spalts). Die spektrale Auflösung hängt hauptsächlich von der (beleuchteten) Fläche des Beugungsgitters und der Brennweite des Instruments ab. Kompakte Spektrographen haben eine Auflösung von 2,5 pm (Auflösungsvermögen von 250.000), ähnlich wie die besten Filterspektrometer. Spektrographen mit großen Gittern und langen Brennweiten, wie der Echelle-Spektrograph der deutschen VTT, haben ein theoretisches Auflösungsvermögen von 1.000.000. Spaltspektrographen zeichnen jeweils eine oder mehrere Spektrallinien auf. Dies ist wichtig für die Untersuchung der Form von Linienprofilen, da sie nicht durch mögliche Veränderungen in der Erdatmosphäre verzerrt werden. Zweidimensionale räumliche Informationen werden gesammelt, indem das Sonnenbild über den Schlitz bewegt wird. Die Zeit, die benötigt wird, um einen bestimmten Bereich abzudecken, hängt von der gewünschten räumlichen Auflösung, d. H. der Spaltbreite und der Schrittweite, ab. Schnelle Kadenzen mit hoher spektraler Auflösung und Abdeckung sind für kleine Scanbereiche möglich. Gitterspektrographen decken einen großen Wellenlängenbereich ab, typischerweise von 380 bis 2200 Nanometer.

Spektro-Polarimeter werden zur Messung des Magnetfeldes in der Sonnenatmosphäre eingesetzt. Sie existieren als Kombination von Filterspektrometern oder Langspaltspektrographen mit geeigneten Polarisationsmodulationskomponenten. Da der Anteil des polarisierten Lichts von der Sonne oft sehr klein ist, ist die erforderliche Genauigkeit polarimetrischer Messungen sehr hoch. Das magnetische Signal wird durch Messen der Stokes-Parameter erhalten, die Informationen über die Gesamtintensität, den zirkulären und zwei orthogonalen Zustand der linearen Polarisation liefern. Die Polarisationsmodulation wird entweder mit rotierenden verzögernden Wellenplatten oder mit modernen abstimmbaren Flüssigkristall-Retardern durchgeführt.Eine einzige Magnetfeldmessung erfordert mindestens vier verschiedene Bilder bei unterschiedlichen Einstellungen des Polarisationsmodulators. Um den Einfluss variabler Sehbedingungen zu minimieren, müssen diese Bilder in schneller Folge aufgenommen werden. Darüber hinaus sind präzise Kalibrierungen der Polarisationseigenschaften des Teleskops und des Spektropolarimeters selbst erforderlich, um eine hohe polarimetrische Genauigkeit der Daten zu gewährleisten. Die besten Instrumente haben eine Genauigkeit von 1 Teil in 10.000.

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Advanced Technology Solar Telescope
Dutch Open Telescope
Globales H-Alpha-Netzwerk
Globale Oszillationsnetzwerkgruppe
GREGOR-Teleskop
Optisches Solarpatrouillennetzwerk
Photometrisches Präzisionssolarteleskop
Schwedisches Sonnenteleskop
Synoptische optische Langzeituntersuchungen der Sonne

Observatorien

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