Telescopios solares

• 1 Introducción
• 2 Mejores sitios
• 3 telescopios existentes
• 4 telescopios solares de próxima generación
• 5 Instrumentación
  • 5.1 Óptica adaptativa
  • 5.2 Filtergraphs
  • 5.3 Instrumentos espectroscópicos
• 6 Bibliografía
• 7 Enlaces externos
  • 7.1 Observatorios

Introducción

Los telescopios solares se basan en los mismos principios de construcción que los instrumentos nocturnos, pero las observaciones solares requieren telescopios e instrumentos especializados, ya que deben soportar la entrada de calor del Sol mientras mantienen su alta resolución en las dimensiones espacial, espectral y temporal. La irradiación solar calienta el suelo, causando una capa de aire turbulento que a su vez degrada la calidad de la imagen. Por lo tanto, los telescopios solares se instalan normalmente en torres, por encima de esta capa turbulenta.

La mayoría de los telescopios solares existentes son instrumentos sinópticos con aberturas que van desde unos pocos centímetros hasta, digamos, medio metro. Varios de estos telescopios están organizados como redes para mediciones de heliosismología. Otros monitorean la actividad solar y proporcionan imágenes del disco solar en diferentes bandas de longitud de onda, o magnetogramas. Estos telescopios a menudo proporcionan información de base importante para estudios de alta resolución, aunque su importancia ha disminuido un poco, ya que el satélite SOHO entrega imágenes diarias de disco completo sin interrupciones. Los nuevos telescopios de disco completo ofrecen datos sinópticos a una alta cadencia, para la investigación de fenómenos de corta duración.

Los telescopios con aberturas de más de, digamos, 0,5 metros tienen un campo de visión de solo una pequeña fracción del disco solar a una escala de imagen que permite obtener imágenes limitadas por difracción en el plano focal. En el pasado, la mayoría de los telescopios del 0.la clase de 5 a 1 metro tenía trayectorias de luz evacuadas para suprimir las inhomogeneidades del índice de refracción del aire causadas dentro del telescopio por la entrada térmica del Sol. Para telescopios solares de próxima generación con aperturas de 1,5 a 4 metros, se prevén estructuras abiertas, con complejos sistemas de refrigeración para la óptica primaria que evitan el calentamiento debido a la radiación solar absorbida. Los elementos ópticos están hechos de material con muy baja expansión térmica y, si es posible, con alta conductividad térmica. Esta última propiedad simplifica el proceso de enfriamiento y acorta significativamente el tiempo necesario para alcanzar el equilibrio térmico.

Muchos de los fenómenos que se pueden observar en la atmósfera solar tienen una vida útil de solo unos minutos, y pueden ocurrir cambios importantes en pocos segundos. Por lo tanto, los telescopios solares de alta resolución deben proporcionar niveles de luz lo suficientemente altos para lograr un nivel de señal a ruido suficientemente alto. Esto es muy importante para la medición del campo magnético (débil) en la fotosfera solar. Los objetos importantes de pequeña escala tienen tamaños de 100 km o menos, y se necesitan telescopios con una abertura de al menos un metro para resolverlos. Los telescopios de próxima generación con aberturas de unos cuatro metros podrán alcanzar un alto nivel de luz, un corto tiempo de integración y una buena resolución espacial. Cabe señalar que para observaciones con difracción limitada, el nivel de luz por elemento de resolución es el mismo para cualquier telescopio. Por lo tanto, para aumentar el nivel de luz, uno tiene que sacrificar la resolución espacial o temporal.

En este artículo discutimos principalmente las propiedades de los telescopios de alta resolución y la instrumentación correspondiente. No intentamos proporcionar una lista completa de telescopios existentes, pero mencionamos solo muy pocos que representan principios constructivos importantes y que son científicamente muy exitosos, gracias a sus sistemas de óptica adaptativa.

Los mejores sitios

Las observaciones solares de alta calidad requieren sitios con bajos niveles de turbulencia local y a gran altitud. La atmósfera también debe contener poco vapor de agua y partículas de polvo, para minimizar la cantidad de luz dispersa. Los sitios en altas montañas ubicados en islas más bien pequeñas han demostrado ser los mejores sitios solares. También se pueden obtener bajos niveles de turbulencia local en los sitios de los lagos, donde el agua cercana mantiene bajas las fluctuaciones de la temperatura del aire ambiente e inhibe la acumulación de turbulencias locales. El exhaustivo estudio del sitio solar de ATST, posiblemente el que más pruebas ha realizado hasta ahora, identifica tres sitios excelentes para observaciones solares: Observatorio Solar Mees en Hawái, Observatorio del Roque de los Muchachos en La Palma y Observatorio Solar Big Bear en California. Hay evidencia de que los sitios antárticos, como la Estación Concordia en el Dome C, también podrían tener excelentes vistas diurnas. En el futuro, la calidad de los emplazamientos de los telescopios solares puede caracterizarse con mayor precisión por el número y la altitud de las capas de turbulencia en la atmósfera por encima del telescopio. Los sistemas de óptica adaptativa multi-conjugada (ver más abajo) serán capaces de corregir la degradación de la imagen causada por tales capas bien definidas.

Telescopios existentes

Un gran número de telescopios solares con aberturas entre 150 cm y aproximadamente 10 cm está actualmente en funcionamiento en todo el mundo (véase, por ejemplo, Landoldt-Börnstein para una lista de telescopios solares). Muchos de los telescopios de apertura pequeña se utilizan para observaciones rutinarias del disco completo (imágenes de la cromosfera, magnetogramas de la fotosfera) o se organizan en redes para mediciones heliosismicas. Tres de los telescopios de gran apertura están equipados actualmente con óptica adaptativa, y por lo tanto son adecuados para observaciones con la resolución espacial más alta posible, para imágenes y espectroscopia. El Telescopio Solar Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), el Telescopio alemán de Torre de Vacío (VTT, Tenerife, 1987) y el Telescopio Solar Sueco de 1 metro (SST, La Palma, 2002) tienen una serie de características comunes, pero también diferencias importantes. Los tres telescopios (i) son construcciones de torre con la entrada del telescopio en lo alto del suelo, por encima de la capa local de turbulencia, (ii) tienen una larga distancia focal del espejo primario o lente, para evitar un plano focal caliente, (iii) usan tubos evacuados para la trayectoria de la luz, y (iv) no tienen domo o con domo retráctil. El DST y el SST tienen un sistema de alimentación de altitud-acimut («Torreta») que permite tener la trayectoria de luz completa en vacío, mientras que el VTT utiliza un sistema de Celostato. El SST es un refractor, con una lente de 1 m que actúa también como ventana de entrada.

Telescopios solares de próxima generación

En la actualidad, tres telescopios solares de la clase de 1,5 a 2 metros están en preparación o en construcción, y dos de ellos deberían estar operativos en los próximos uno o dos años. Estos telescopios marcan un importante cambio de diseño, ya que ya no dependen de tubos telescópicos evacuados o llenos de helio para evitar el aire turbulento en la trayectoria de la luz. Representan un paso intermedio entre los telescopios disponibles actualmente y los telescopios de 4 metros de próxima generación. La próxima generación de telescopios solares con aberturas en el rango de 4 metros ha sido posible gracias a dos avances técnicos: la óptica adaptativa para telescopios solares y la viabilidad de telescopios abiertos refrigerados por aire. El Telescopio Holandés Abierto (DOT) en La Palma ha sido un pionero para la nueva generación de telescopios abiertos.

El telescopio GREGOR alemán tiene una apertura de 1,50 m y se encuentra en el Observatorio del Teide en Tenerife. Es un telescopio abierto en una configuración Gregory de tres espejos con una distancia focal de 50 m. El espejo primario está hecho de CESIC, un material de carburo de silicio con alta conducción térmica, y se enfría por aire desde la parte trasera. En el Observatorio Solar Big Bear, el Nuevo Telescopio Solar está en construcción. Es un sistema Gregory abierto fuera de eje con una apertura de 160 cm y una distancia focal efectiva de 88 m. Ambos telescopios estarán equipados con óptica adaptativa de alto orden y estarán operativos antes de 2010. En la India se ha iniciado un proyecto para construir un telescopio de 2 metros en el Himalaya, a una altitud de 5.000 m.

En los Estados Unidos, el proyecto de Telescopio Solar de Tecnología Avanzada (ATST) del Observatorio Solar Nacional está listo para entrar en la fase de construcción. Se espera que la fase de construcción comience en 2009 y que la primera luz se produzca en 2014. El ATST es un telescopio de 4 metros, fuera del eje, y se construirá en la montaña Haleakala (3000 m) en Hawái. El diseño del telescopio está optimizado para una alta sensibilidad, precisión polarimétrica y poca luz dispersa. Debido a su diseño abierto, el telescopio cubre un rango de longitud de onda de 0,3 µm a 35 µm.El Observatorio de Magnetismo Solar Coronal (COSMO), un coronógrafo con una apertura de 1,5 metros, ha sido propuesto por el Observatorio de Gran Altitud en Boulder, y las Universidades de Hawái y Michigan. Actualmente se están realizando estudios de la fase A de este proyecto. En 2007, la Asociación Europea de Telescopios Solares (EAST) inició el proyecto de Telescopio Solar Europeo (EST). EST es un telescopio de la clase de 4 metros, que se construirá en las Islas Canarias hacia finales de la segunda década. Durante un estudio de diseño, realizado entre 2008 y 2010, se elaborará el diseño opto-mecánico de EST y se realizará una caracterización del sitio local. EST medirá el campo magnético solar con la resolución espacial y espectral más alta en la región de longitud de onda visible e infrarroja cercana.

Instrumentación

Óptica adaptativa

El reciente desarrollo de sistemas de óptica adaptativa en tiempo real para medir y estabilizar el movimiento de la imagen y compensar aberraciones de imágenes de orden bajo y alto condujo a un gran avance en la resolución espacial de las observaciones solares. Hasta la fecha, varios telescopios de la clase de 70 a 100 cm están equipados con sistemas de óptica adaptativa. Estos sistemas pueden corregir perturbaciones atmosféricas con un ancho de banda de hasta 100 Hz y son capaces de corregir los modos de aberración dominantes causados por la turbulenta atmósfera terrestre y el propio instrumento. El número de modos de aberración que se pueden corregir aumenta con el número de aberturas secundarias del sensor frontal de onda. El tamaño típico de las aberturas secundarias de una óptica adaptativa de alto orden es de aproximadamente 8 cm. Esto es lo suficientemente pequeño como para explicar el anisoplanatismo de la atmósfera diurna, pero también lo suficientemente grande como para resolver la granulación fotosférica solar. El área que se puede corregir con óptica adaptativa es muy pequeña, solo unos pocos segundos de arco de diámetro. Para superar esta limitación, se están desarrollando sistemas de óptica adaptativa multi-conjugada. Estos sistemas utilizan varios espejos deformables para corregir las deformaciones del frente de onda que ocurren en diferentes alturas por encima del telescopio.

La importancia y la complejidad de la óptica adaptativa para las observaciones solares crece rápidamente con el aumento de la apertura del telescopio. La resolución espacial alcanzable de los telescopios proyectados en los Estados Unidos. y Europa, con aberturas del orden de los 4 metros, dependerá críticamente de la calidad de sus sistemas de óptica adaptativa. Un sistema de alta calidad requerirá sensores de frente de onda con aproximadamente 2000 aberturas secundarias – todo un desafío técnico. Afortunadamente, la potencia de cálculo ha crecido más rápidamente que el tamaño de los telescopios, por lo que estos sistemas de alto orden están hoy en día al alcance de la mano.

Filtergraphs

Las observaciones de los detalles más pequeños en el Sol, cerca del límite de difracción del telescopio, se realizan con cámaras de banda ancha. Pueden consistir en un filtro para seleccionar la banda de longitud de onda y un detector digital adecuado, por ejemplo, una cámara CCD. Gracias al alto nivel de luz, los tiempos de exposición de unos pocos milisegundos son suficientes. Esto permite recopilar ráfagas de imágenes en secuencia rápida y luego seleccionar las mejores, o usar la ráfaga completa para la restauración de imágenes post facto utilizando técnicas basadas en deconvolución ciega de fotogramas múltiples o interferometría de moteado. Estas técnicas permiten el estudio de la morfología de la fotosfera solar y la evolución de objetos de gran y pequeña escala en escalas de tiempo de segundos, minutos o más. Sin restauración de imagen, el campo de visión de alta calidad de los filtergrams está limitado por el campo corregido (área isoplanática) de la óptica adaptativa. Sin embargo, en la práctica, el campo de visión completo de los DAC disponibles puede restaurarse a una calidad homogénea.

Instrumentos espectroscópicos

Los instrumentos espectroscópicos son necesarios para obtener parámetros físicos, como temperatura, campo magnético o velocidad de flujo. Estas mediciones son multidimensionales: dos dimensiones espaciales, longitud de onda y tiempo. En la actualidad, los detectores solo pueden registrar dos dimensiones a la vez. Hay dos soluciones diferentes para obtener datos espectroscópicos: instrumentos de filtro que registran imágenes bidimensionales a una longitud de onda fija, y espectrógrafos de hendidura larga que registran una dimensión espacial y un cierto rango de longitud de onda. Ambos tipos de instrumentos tienen ventajas obvias y también desventajas, y depende del tema científico, cuál es el preferido. Por lo tanto, algunos observatorios solares proporcionan ambos instrumentos.

Los espectrómetros de filtro registran imágenes (casi) monocromáticas. Utilizan filtros de banda estrecha sintonizables para seleccionar la longitud de onda. La información espacial y de longitud de onda se registra tomando una secuencia de imágenes monocromáticas con longitudes de onda variables. Los filtros sintonizables pueden ser filtros Lyot, Interferómetros Fabry-Pérot o Interferómetros Michelson. Con una combinación de dos o tres Fabry-Pérots sintonizables de alta calidad, se puede obtener una resolución espectral de 2,5 pm. El rango de sintonía global es de alrededor de 300 nm. Debido al pequeño rango espectral libre, la cobertura espectral para una medición individual se limita a 0,3 nm.Los espectrómetros de filtro a menudo están equipados con un canal de banda ancha adicional que toma imágenes en una banda de longitud de onda fija, y simultáneamente con las imágenes de banda estrecha. Las secuencias de banda ancha se utilizan para la reconstrucción post facto de los datos. Un conjunto de datos típico con un campo de visión de aproximadamente un minuto de arco cuadrado y 15 posiciones de longitud de onda a lo largo de una línea espectral se puede tomar en pocos segundos. La resolución espacial de dicha medición depende del tamaño del telescopio y de la escala de imagen del detector. Diferentes partes de la línea espectral se miden en diferentes momentos. Durante los momentos de visión variable, la forma del perfil de la línea puede distorsionarse. Varios instrumentos Fabry-Pérot están disponibles en los telescopios solares de alta resolución mencionados anteriormente.

Los espectrógrafos de rejilla de hendidura larga proporcionan información instantánea sobre un cierto rango de longitud de onda y una dimensión espacial (a lo largo de la hendidura). La resolución espectral depende principalmente del área (iluminada) de la rejilla de difracción y de la distancia focal del instrumento. Los espectrógrafos compactos tienen una resolución de 2,5 pm (potencia de resolución de 250.000), similar a los mejores espectrómetros de filtro. Los espectrógrafos con grandes rejillas y largas distancias focales, como el espectrógrafo Echelle del VTT alemán, tienen un poder de resolución teórico de 1.000.000. Los espectrógrafos de hendidura registran una o varias líneas espectrales a la vez. Esto es importante para la investigación de la forma de los perfiles de líneas, porque no están distorsionados por posibles cambios en la atmósfera de la Tierra. La información espacial bidimensional se recopila moviendo la imagen solar a través de la rendija. El tiempo necesario para cubrir un área determinada depende de la resolución espacial deseada, es decir, el ancho de la ranura y el tamaño del paso. Cadencias rápidas con alta resolución espectral y cobertura son posibles para áreas de escaneo pequeñas. Los espectrógrafos de rejilla cubren un amplio rango de longitudes de onda, típicamente de 380 a 2200 nanómetros.

Los espectropolímetros se utilizan para medir el campo magnético en la atmósfera solar. Existen como combinación de espectrómetros de filtro o espectrógrafos de hendidura larga con componentes de modulación de polarización adecuados. Dado que la fracción de luz polarizada del Sol a menudo es muy pequeña, la precisión necesaria de las mediciones polarimétricas es muy alta. La señal magnética se obtiene midiendo los parámetros de Stokes que proporcionan información sobre la intensidad total, los estados circulares y dos ortogonales de polarización lineal. La modulación de polarización se realiza con placas de onda retardantes giratorias o con retardadores de cristal líquido sintonizables modernos.Una sola medición de campo magnético requiere al menos cuatro imágenes diferentes en diferentes configuraciones del modulador de polarización. Para minimizar la influencia de las condiciones de visión variables, estas imágenes deben tomarse en secuencia rápida. Además, se necesitan calibraciones precisas de las propiedades de polarización del telescopio y del espectro-polarímetro en sí, para garantizar una alta precisión polarimétrica de los datos. Los mejores instrumentos tienen una precisión de 1 parte en 10.000.

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Referencias internas

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Telescopio Solar de Tecnología Avanzada
Telescopio Abierto Holandés
Red Global H-alfa
Grupo de Red Global de Oscilación
Telescopio GREGOR
Red Óptica de Patrulla Solar
Telescopio Fotométrico Solar de Precisión
Telescopio Solar Sueco
Investigaciones Ópticas Sinópticas a largo plazo del Sol

Observatorios

Observatorio Solar Big Bear
Observatorio Solar Culgoora
Observatorio de Gran Altitud
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Observatorio Solar Learmonth
Observatorio Lomnicky Stit
Mauna Loa Solar Observatory
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatory
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide