Solar telescopes

• 1 Johdanto
• 2 Best sites
• 3 Existing telescopes
• 4 Next generation solar telescopes
• 5 Instrumentation
  • 5.1 Adaptiivinen optiikka
  • 5, 2 Suodosgrafit
  • 5, 3 Spektroskooppista instrumenttia
• 6 Lähdeluettelo
• 7 Ulkoiset linkit
  • 7.1 observatoriot

Johdanto

Aurinkoteleskoopit perustuvat samoihin rakenteisiin kuin yöaikavälineet, mutta auringon havainnointi edellyttää erikoistuneita kaukoputkia ja mittalaitteita, koska niiden on kestettävä auringon lämpösyöttöä säilyttäen samalla niiden suuri erottelukyky avaruus -, spektri-ja ajallisessa ulottuvuudessa. Auringon säteilytys kuumentaa maata aiheuttaen turbulenttisen ilmakerroksen, joka puolestaan heikentää kuvanlaatua. Aurinkoteleskoopit on siis yleensä asennettu torneihin, tämän turbulenttisen kerroksen yläpuolelle.

suurin osa nykyisistä aurinkoteleskoopeista on synoptisia mittalaitteita, joiden aukot vaihtelevat muutamasta senttimetristä vaikkapa puoleen metriin. Useat näistä teleskoopeista on järjestetty helioseismologian mittausten verkoiksi. Toiset tarkkailevat auringon aktiivisuutta ja antavat kuvia auringon kiekosta eri aallonpituuskaistoilla eli magnetogrammeilla. Nämä teleskoopit tarjoavat usein tärkeää taustatietoa korkearesoluutioisille tutkimuksille, joskin niiden merkitys on jonkin verran vähentynyt, sillä SOHO-satelliitti lähettää päivittäin koko levyn kuvia ilman keskeytyksiä. Uudet täyslevyteleskoopit tarjoavat synoptista dataa korkealla kadenssilla lyhytikäisten ilmiöiden tutkimiseen.

teleskoopeilla, joiden aukot ovat suurempia kuin vaikkapa 0,5 metriä, on näkökenttä vain pienen osan auringon kiekosta kuva-asteikolla, joka mahdollistaa diffraktiorajoitetun kuvantamisen polttotasossa. Aiemmin suurin osa teleskoopeista on 0.5-1 metrin luokka oli evakuoinut valo polkuja, jotta tukahduttaa inhomogeneities ilman ’ s indeksi taittumisen aiheuttama sisällä teleskooppi lämpöteho auringosta. Seuraavan sukupolven aurinkoteleskoopeille, joiden aukot ovat 1,5-4 metriä, suunnitellaan avoimia rakenteita, joissa on monimutkaisia jäähdytysjärjestelmiä ensisijaiselle optiikalle, jotka välttävät auringon absorboiman säteilyn aiheuttaman kuumenemisen. Optiset elementit on valmistettu materiaalista, jolla on hyvin alhainen lämpölaajeneminen ja mahdollisuuksien mukaan korkea lämmönjohtavuus. Jälkimmäinen ominaisuus yksinkertaistaa jäähdytysprosessia ja lyhentää merkittävästi termisen tasapainon saavuttamiseen tarvittavaa aikaa.

monien auringon kaasukehässä havaittavien ilmiöiden elinikä on vain muutamia minuutteja, ja tärkeitä muutoksia voi tapahtua muutamassa sekunnissa. Korkean resoluution aurinkoteleskooppien on siksi tuotettava riittävän korkea valotaso, jotta saavutetaan riittävän korkea signaali-melutaso. Tämä on tärkeintä auringon fotosfäärin (heikon) magneettikentän mittaamisessa. Tärkeiden pienimuotoisten kohteiden koko on 100 km tai vähemmän, ja niiden selvittämiseen tarvitaan kaukoputkia, joiden aukko on vähintään yksi metri. Seuraavan sukupolven teleskoopeilla, joiden aukot ovat noin neljä metriä, voidaan saavuttaa korkea valotaso, lyhyt integrointiaika ja hyvä avaruudellinen erottelukyky. On huomattava, että diffraktiorajoitteisissa havainnoissa valotaso resoluutioelementtiä kohti on sama millä tahansa kaukoputkella. Suuremman valotason saavuttamiseksi on siis uhrattava spatiaalinen tai ajallinen erottelukyky.

tässä artikkelissa käsitellään lähinnä korkearesoluutioisten kaukoputkien ja niitä vastaavien instrumenttien ominaisuuksia. Emme pyri esittämään täydellistä luetteloa olemassa olevista teleskoopeista, vaan mainitsemme vain hyvin harvoja teleskooppeja, jotka edustavat tärkeitä rakentamisen periaatteita ja jotka ovat tieteellisesti erittäin menestyksekkäitä adaptiivisen Optiikan järjestelmien ansiosta.

parhaat havaintopaikat

laadukkaat aurinkosähköhavainnot edellyttävät kohteita, joissa on vähän paikallista ja korkealla tapahtuvaa turbulenssia. Ilmakehässä tulisi olla myös vähän vesihöyryä ja pölyhiukkasia, jotta hajavalon määrä olisi mahdollisimman pieni. Korkeilla vuorilla melko pienillä saarilla sijaitsevat kohteet ovat osoittautuneet parhaiksi aurinkokohteiksi. Pieniä määriä paikallista turbulenssia voidaan saada myös järvikohteissa, joissa läheinen vesi pitää ilman lämpötilan vaihtelut pieninä ja estää paikallisen turbulenssin kertymistä. Kattavassa ATST: n aurinkosähkösivustokyselyssä, joka on luultavasti tähän mennessä testatuin, yksilöidään kolme erinomaista kohdetta auringon havainnoille: Mees Solar Observatory Havaijilla, Observatorio del Roque de los Muchachos la Palmalla ja Big Bear Solar Observatory Kaliforniassa. On olemassa todisteita siitä, että Antarktiksen kohteilla, kuten Concordian asemalla Dome C: ssä, olisi voinut olla myös erinomainen päivänäkyvyys. Tulevaisuudessa aurinkoteleskoopin kohteiden laatua voi luonnehtia tarkemmin teleskoopin yläpuolella ilmakehässä olevien turbulenssikerrosten määrä ja korkeus. Monikonjugoituneet adaptiivisen Optiikan järjestelmät (KS. alla) pystyvät korjaamaan tällaisten tarkoin määriteltyjen kerrosten aiheuttaman kuvan hajoamisen.

olemassa olevat teleskoopit

suuri määrä aurinkoteleskooppeja, joiden aukot ovat 150-10 cm, on tällä hetkellä toiminnassa ympäri maapalloa (katso esimerkiksi Landoldt-Börnsteinin luettelo aurinkoteleskoopeista). Monia pienen aukon teleskooppeja käytetään joko koko levyn rutiinihavaintoihin (kromosfäärin kuvat, fotosfäärin magnetogrammit) tai ne on järjestetty helioseismin mittauksiin. Kolme suuren aukon teleskoopeista on tällä hetkellä varustettu adaptiivisella optiikalla, minkä vuoksi ne soveltuvat havainnointiin, jossa on suurin mahdollinen spatiaalinen erottelukyky, kuvantamiseen ja spektroskopiaan. Dunn-Aurinkoteleskoopilla (DST, Sunspot, NM, 1969), saksalaisella Vacuum Tower-teleskoopilla (VTT, Tenerife, 1987) ja ruotsalaisella 1-metrisellä Aurinkoteleskoopilla (SST, La Palma, 2002) on useita yhteisiä piirteitä, mutta myös merkittäviä eroja. Kaikki kolme teleskooppia (i) ovat tornirakenteita, joissa teleskoopin sisäänkäynti on korkealla maanpinnan yläpuolella, paikallisen turbulenssikerroksen yläpuolella, (ii) pääpeilin tai-linssin polttoväli on pitkä, jotta vältetään kuuma polttoväli, (iii) käytetään valorataa varten evakuoituja putkia ja (iv) ne ovat kuputtomia tai sisäänvedettävällä kupolilla varustettuja. DST: ssä ja SST: ssä on korkeus-atsimuuttisyöttöjärjestelmä (”Turret”), joka mahdollistaa täyden valoradan tyhjiössä, kun taas VTT käyttää Coelostat-järjestelmää. SST on taittaja, jossa on 1-metrinen linssi, joka toimii myös sisääntuloikkunana.

seuraavan sukupolven aurinkoteleskoopit

tällä hetkellä valmisteilla tai rakenteilla on kolme 1,5-2 metrin luokkaa olevaa aurinkoteleskooppia, joista kahden pitäisi olla toiminnassa seuraavan vuoden tai kahden aikana. Nämä teleskoopit ovat merkittävä rakennemuutos, sillä ne eivät enää turvaudu evakuoituihin tai heliumilla täytettyihin teleskooppiputkiin välttääkseen turbulenttista ilmaa valoradalla. Ne ovat välivaihe nykyisten teleskooppien ja seuraavan sukupolven 4 metrin teleskooppien välillä. Seuraavan sukupolven aurinkoteleskoopit, joiden aukot ovat 4-metrisiä, on mahdollistettu kahdella teknisellä läpimurrolla: aurinkoteleskooppien adaptiivisella optiikalla ja ilmajäähdytteisten avoteleskooppien toteuttamiskelpoisuudella. Dutch Open Telescope (DOT) la Palmalla on toiminut uuden sukupolven avointen teleskooppien tiennäyttäjänä.

saksalaisen GREGOR-teleskoopin aukko on 1,50 m ja se sijaitsee Observatorio del Teidessä Teneriffalla. Se on kolmipeilisellä Gregory-konfiguraatiolla varustettu avoin teleskooppi, jonka polttoväli on 50 metriä. Ensisijainen peili on valmistettu cesic – piikarbidimateriaalista, jolla on korkea lämmönjohtavuus, ja se on takapuolelta ilmajäähdytteinen. Big Bearin Aurinkoobservatoriossa on rakenteilla uusi Aurinkoteleskooppi. Se on avoin off-axis Gregory-järjestelmä, jonka aukko on 160 cm ja tehokas polttoväli 88 m. molemmat teleskoopit on varustettu korkean kertaluvun adaptiivisella optiikalla ja ne otetaan käyttöön ennen vuotta 2010. Intiassa on aloitettu hanke 2-metrisen teleskoopin rakentamiseksi Himalajalle 5 000 metrin korkeuteen.

Yhdysvalloissa kansallisen Aurinkoobservatorion Advanced Technology Solar Telescope (ATST) – hanke on valmis astumaan rakentamisvaiheeseen. Rakennusvaiheen odotetaan alkavan vuonna 2009, ja ensimmäinen valo saattaa tapahtua vuonna 2014. ATST on 4-metrinen, off-axis-teleskooppi, ja se rakennetaan Havaijilla sijaitsevalle Haleakala-vuorelle (3 000 m). Teleskoopin rakenne on optimoitu suurta herkkyyttä, polarimetristä tarkkuutta ja vähäistä hajavaloa varten. Avoimen rakenteensa vuoksi teleskoopin aallonpituusalue on 0,3 – 35 µm.Koronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), coronal Solar Magnetism Observatory, jonka aukko on 1,5 metriä, on ehdottanut High Altitude Observatory Boulderissa, sekä Havaijin ja Michiganin yliopistot. Hankkeen a-vaiheen tutkimukset ovat parhaillaan käynnissä. Vuonna 2007 European Association for Solar Telescope (EAST) on aloittanut European Solar Telescope (EST) – hankkeen. EST on 4 metrin luokan teleskooppi, joka on tarkoitus rakentaa Kanariansaarille toisen vuosikymmenen loppupuolella. Vuosina 2008-2010 tehdyssä suunnittelututkimuksessa selvitetään EST: n opto-mekaaninen suunnittelu ja tehdään paikallinen työmaan Luonnehdinta. EST mittaa auringon magneettikentän suurimmalla spatiaalisella ja spektrisellä resoluutiolla näkyvällä ja Lähi-infrapunan aallonpituusalueella.

Instrumentointi

Adaptiivinen optiikka

äskettäin kehitetty reaaliaikainen Adaptiivinen optiikka, joka mittaa ja vakauttaa kuvan liikettä sekä kompensoi matalan ja korkean kertaluvun kuvapoikkeamia, johti merkittävään läpimurtoon auringon havaintojen spatiaalisessa erottelukyvyssä. Tähän mennessä useat 70-100 cm – luokan teleskoopit on varustettu adaptiivisella optiikalla. Nämä järjestelmät voivat korjata ilmakehän häiriöitä jopa 100 Hz: n kaistanleveydellä, ja ne pystyvät korjaamaan maan turbulenttisen ilmakehän ja itse laitteen aiheuttamia vallitsevia poikkeamia. Korjattavissa olevien poikkeamatilojen määrä kasvaa aaltorintaman anturin aliaukkojen lukumäärän myötä. Korkean kertaluvun adaptiivisen Optiikan aliaukkojen tyypillinen koko on noin 8 cm. Tämä on riittävän pieni huomioimaan vuorokausimassan anisoplanatismin, mutta myös riittävän suuri ratkaisemaan auringon fotosfäärin rakeistumisen. Adaptiivisella optiikalla korjattava alue on hyvin pieni, vain muutaman kaarisekunnin läpimittainen. Tämän rajoituksen poistamiseksi monikonjugoituneet adaptiivisen Optiikan järjestelmät ovat tällä hetkellä kehitteillä. Nämä järjestelmät käyttävät useita muotoutuvia peilejä korjaamaan aaltorintaman muodonmuutoksia, jotka tapahtuvat eri korkeuksilla teleskoopin yläpuolella.

adaptiivisen Optiikan merkitys ja monimutkaisuus auringon havainnoinnissa kasvaa nopeasti teleskooppiaukon kasvaessa. Yhdysvalloissa suunniteltujen teleskooppien saavutettavissa oleva avaruudellinen resoluutio. ja Eurooppa, jossa aukot ovat 4 metrin luokkaa, riippuu kriittisesti adaptiivisen Optiikan järjestelmien laadusta. Suurtilausjärjestelmä vaatii aaltorintamasensorit, joissa on noin 2000 alaaukkoa-melkoinen tekninen haaste. Onneksi laskentateho on kasvanut nopeammin kuin teleskooppien koko, joten tällaiset korkean kertaluvun järjestelmät ovat nykyään ulottuvilla.

Suodatuskuvat

havainnot pienimmistä yksityiskohdista auringosta, lähellä teleskoopin diffraktiorajaa, tehdään laajakaistakuvaajilla. Ne voivat koostua aallonpituuskaistan valitsemiseen tarkoitetusta suodattimesta ja sopivasta digitaalisesta ilmaisimesta, esimerkiksi CCD-kamerasta. Korkean valotason ansiosta muutaman millisekunnin valotusaika riittää. Tämä mahdollistaa kuvien purkauksien keräämisen nopeassa järjestyksessä ja sitten parhaiden kuvien valitsemisen jälkikäteen, tai täyden purkauksen käyttämisen post-facto-kuvan palauttamiseen käyttäen tekniikoita, jotka perustuvat monikehyksiseen sokeaan dekonvoluutioon tai täpläinterferometriaan. Nämä tekniikat mahdollistavat auringon fotosfäärin morfologian tutkimisen ja suurten ja pienten kappaleiden evoluution sekunnin, minuutin tai pidemmän aikaskaalan avulla. Ilman kuvan restaurointia suodatinohjelmien korkealaatuista näkökenttää rajoittaa adaptiivisen Optiikan korjattu kenttä (isoplanaattinen alue). Käytännössä käytettävissä olevien Lyhytkytkentälaitteiden koko näkökenttä voidaan kuitenkin palauttaa tasalaatuiseksi.

spektroskooppisia mittareita

spektroskooppisia mittareita tarvitaan fysikaalisten parametrien, kuten lämpötilan, magneettikentän tai virtausnopeuden, saamiseksi. Nämä mittaukset ovat moniulotteisia: kaksi avaruudellista ulottuvuutta, aallonpituus ja aika. Tällä hetkellä ilmaisimet voivat tallentaa vain kaksi ulottuvuutta kerrallaan. Spektroskooppisen tiedon saamiseksi on olemassa kaksi erilaista ratkaisua: suodatinlaitteet, jotka tallentavat kaksiulotteisia kuvia kiinteällä aallonpituudella, ja pitkäreikäiset spektrografit, jotka tallentavat yhden avaruudellisen ulottuvuuden ja tietyn aallonpituusalueen. Molemmilla välineillä on ilmeisiä etuja ja myös haittoja, ja se riippuu tieteellisestä aiheesta, kumpi on parempi. Jotkin auringon observatoriot tarjoavat siis molempia mittalaitteita.

Suodatinspektrometrit tallentavat (lähes) monokromaattisia kuvia. Aallonpituuden valintaan käytetään viritettäviä kapeakaistaisia suodattimia. Avaruus-ja aallonpituusinformaatio tallennetaan ottamalla sekvenssi monokromaattisia kuvia, joiden aallonpituus vaihtelee. Viritettävät suodattimet voivat olla Lyot-suodattimia tai Fabry-Pérot-Interferometrejä tai Michelson-Interferometrejä. Kahden tai kolmen viritettävän korkealaatuisen Fabry-Pérotin yhdistelmällä saadaan 2,5 pm: n spektriresoluutio. Maailmanlaajuinen viritysalue on noin 300 nm. Pienen vapaan spektrialueen vuoksi yksittäisen mittauksen spektripeitto on rajoitettu 0,3 nm: iin.Suodatinspektrometrit on usein varustettu ylimääräisellä laajakaistakanavalla, joka ottaa kuvia kiinteällä aallonpituuskaistalla ja samanaikaisesti kapeakaistakuvien kanssa. Tämän jälkeen laajakaistaisia sekvenssejä käytetään datan post-facto rekonstruointiin. Tyypillinen datajoukko, jonka näkökenttä on noin yhden kaariminuutin neliö ja 15 aallonpituusasemaa spektriviivan yli, voidaan ottaa muutamassa sekunnissa. Tällaisen mittauksen spatiaalinen erottelukyky riippuu kaukoputken koosta ja ilmaisimen kuva-asteikosta. Spektriviivan eri osia mitataan eri aikoina. Aikana vaihteleva nähdä, muoto viiva profiili voi vääristyä. Useita Fabry-Pérot-mittareita on saatavilla edellä mainituilla korkearesoluutioisilla aurinkoteleskoopeilla.

Pitkäraitaiset ritiläspektrografit antavat hetkellistä tietoa tietystä aallonpituusalueesta ja yhdestä avaruudellisesta ulottuvuudesta (raon suuntaisesti). Spektrin erotuskyky riippuu pääasiassa diffraktioritilän (valaistusta) alueesta ja laitteen polttovälistä. Kompaktien spektrografien resoluutio on 2.5 pm (erotuskyky 250.000), kuten parhaissa suodatinspektrometreissä. Spektrografeilla, joissa on suuret ritilät ja pitkät polttovälit, kuten saksalaisen VTT: n Echelle-spektrografilla, on teoreettinen erotuskyky 1.000.000. Viiltospektrografit tallentavat yhden tai useita spektriviivoja kerrallaan. Tämä on tärkeää rataprofiilien muodon tutkimisen kannalta, koska maan ilmakehän mahdolliset muutokset eivät niitä vääristä. Kaksiulotteista paikkatietoa kerätään liikuttamalla aurinkokuvaa raon yli. Tietyn alueen peittämiseen tarvittava aika riippuu halutusta avaruudellisesta erottelukyvystä eli raon leveydestä ja askelman koosta. Nopeat kadenssit suurella spektriresoluutiolla ja peittoalueella ovat mahdollisia pienille skannausalueille. Ritiläspektrografit kattavat laajan aallonpituusalueen, tyypillisesti 380-2200 nanometriä.

Spektripolarimetriä käytetään auringon kaasukehän magneettikentän mittaamiseen. Ne ovat olemassa yhdistelmänä suodatinspektrometrejä tai pitkäreikäisiä spektrografeja sopivilla polarisaatiomodulaatiokomponenteilla. Koska auringosta tulevan polarisoituneen valon osuus on usein hyvin pieni, polarimetristen mittausten tarvittava tarkkuus on hyvin korkea. Magneettinen signaali saadaan mittaamalla Stokesin parametreja, jotka antavat tietoa kokonaisintensiteetistä, ympyrästä ja kahdesta lineaarisen polarisaation ortogonaalisesta tilasta. Polarisaatiomodulaatio suoritetaan joko pyörivillä hidastusaaltolevyillä tai nykyaikaisilla viritettävillä nestekidenestimillä.Yksittäinen magneettikentän mittaus vaatii vähintään neljä erilaista kuvaa polarisaatiomodulaattorin eri asetuksissa. Vaihtelevien näkemisolosuhteiden vaikutuksen minimoimiseksi nämä kuvat on otettava nopeassa järjestyksessä. Lisäksi teleskoopin polarisaatio-ominaisuuksien ja spektripolarimetrin tarkat kalibroinnit ovat tarpeen datan korkean polarimetrisen tarkkuuden takaamiseksi. Parhaiden instrumenttien tarkkuus on 1 osa 10 000: sta.

bibliografia

• Aristidi, E. et al. 2005, Työmaatestaus kesällä Dome C: ssä Etelämantereella, a&A, 444, 651
• Brandt, P. ja Wöhl, H. 1982, Solar Site-Testing Campaign of JOSO on the Canary Islands in 1979, a&A, 109, 77
• Coulter, R. L. ja Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT kokeena tutkia aktiivisen alueen säteilyvoimakkuus ja luminositeetti evoluutio, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. ym. 2006, edistyminen 1,6-metrisellä uudella Aurinkoteleskoopilla Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670a
• Harvey, J. W. ym. 1996, Global Oscillation Network Group (GONG) – hanke, tiede, 533, 163
• Hill, F. ym. 2004, ATST Site Survey Working Group Final Report
• Keller, C. U., Harvey, J. W., and Giampapa, M. S. 2003, SOLIS: an Innovative Suite of Synoptic Instruments, Proc. SPIE, 4853, 194
• Lawrence, J. S. ym. 2004, Poikkeukselliset tähtitieteelliset olosuhteet Dome C: n yläpuolella Antarktiksella, luonto, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998 USAF paransi Solar Observing Optical Networkia (ISOON) ja sen vaikutusta Aurinkosynoptisiin tietokantoihin, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, W. 2001, Solar Telescopes and Instruments: Ground, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, toim.Paul Murdin, article 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, Uusi 1.5 m Solar Telescope GREGOR: ensimmäinen valo ja käyttöönoton alku, Proc. SPIE, 6267, 62670W
• Wagner, J. et al. 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. and Mosher, J. 1988, The Caltech Solar Site Survey, 1965-1967, Sol. Liikuntaa., 115, 77

sisäiset viitteet

• Olaf Sporns (2007) Complexity. Scholarpedia, 2(10): 1623.
• Eugene M. Ižikevitš (2007) Kinetiikka. Scholarpedia, 2(10): 2014.
• Hugh Hudson (2008) auringon aktiivisuus. Stipendiaatti, 3(3): 3967.

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

observatoriot

Big Bear Solar Observatory
culgooran Solar Observatory
High Altitude Observatory
Kiepenheuer-Institut für sonnenphysik
Learmonth Solar Observatory
Lomnicky stit Observatory
Mauna Loa Solar Observatorio
Mees Solar Observatory
Mount Wilsonin observatorio
National Solar Observatory
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide