Télescopes solaires

• 1 Introduction
• 2 Meilleurs sites
• 3 Télescopes existants
• 4 Télescopes solaires de nouvelle génération
• 5 Instrumentation
  • 5.1 Optique adaptative
  • 5.2 Filtres
  • 5.3 Instruments spectroscopiques
• 6 Bibliographie
• 7 Liens externes
  • 7.1 Observatoires

Introduction

Les télescopes solaires sont basés sur les mêmes principes de construction que les instruments de nuit, mais les observations solaires nécessitent des télescopes et des instruments spécialisés, car ils doivent résister à l’apport de chaleur du Soleil tout en maintenant leur haute résolution dans les dimensions spatiale, spectrale et temporelle. L’irradiation solaire réchauffe le sol, provoquant une couche d’air turbulent qui à son tour dégrade la qualité de l’image. Les télescopes solaires sont donc normalement installés dans des tours, au-dessus de cette couche turbulente.

La plupart des télescopes solaires existants sont des instruments synoptiques avec des ouvertures allant de quelques centimètres à, disons, un demi-mètre. Plusieurs de ces télescopes sont organisés en réseaux pour les mesures héliosismologiques. D’autres surveillent l’activité solaire et fournissent des images du disque solaire à différentes bandes de longueurs d’onde, ou magnétogrammes. Ces télescopes fournissent souvent des informations de base importantes pour les études à haute résolution, bien que leur importance ait quelque peu diminué, car le satellite SOHO fournit quotidiennement des images sur disque entier sans interruption. De nouveaux télescopes à disque complet offrent des données synoptiques à une cadence élevée, pour l’étude de phénomènes de courte durée.

Les télescopes avec des ouvertures supérieures à, disons, 0,5 mètre ont un champ de vision d’une petite fraction seulement du disque solaire à une échelle d’image qui permet une imagerie limitée par diffraction dans le plan focal. Dans le passé, la plupart des télescopes du 0.la classe de 5 à 1 mètre avait des trajets de lumière évacués afin de supprimer les inhomogénéités de l’indice de réfraction de l’air causées à l’intérieur du télescope par l’apport thermique du Soleil. Pour les télescopes solaires de nouvelle génération avec des ouvertures de 1,5 à 4 mètres, des structures ouvertes sont envisagées, avec des systèmes de refroidissement complexes pour l’optique primaire qui évitent le chauffage dû au rayonnement solaire absorbé. Les éléments optiques sont fabriqués dans un matériau à très faible dilatation thermique et, si possible, à conductivité thermique élevée. Cette dernière propriété simplifie le processus de refroidissement et raccourcit considérablement le temps nécessaire pour atteindre l’équilibre thermique.

Bon nombre des phénomènes qui peuvent être observés dans l’atmosphère solaire ont une durée de vie de quelques minutes seulement, et des changements importants peuvent se produire en quelques secondes. Les télescopes solaires à haute résolution doivent donc fournir des niveaux de lumière suffisamment élevés pour atteindre un niveau signal / bruit suffisamment élevé. Ceci est le plus important pour la mesure du champ magnétique (faible) dans la photosphère solaire. Les objets importants à petite échelle ont des tailles de 100 km ou moins, et il faut des télescopes avec une ouverture d’au moins un mètre pour les résoudre. Les télescopes de nouvelle génération avec des ouvertures d’environ quatre mètres pourront atteindre un niveau de lumière élevé, un temps d’intégration court et une bonne résolution spatiale. Il convient de noter que pour les observations limitées par diffraction, le niveau de lumière par élément de résolution est le même pour n’importe quel télescope. Pour un niveau de lumière accru, il faut donc sacrifier la résolution spatiale ou temporelle.

Dans cet article, nous discutons principalement des propriétés des télescopes à haute résolution et de l’instrumentation correspondante. Nous n’essayons pas de fournir une liste complète des télescopes existants, mais n’en mentionnons que très peu qui représentent des principes de construction importants, et qui sont scientifiquement très réussis, grâce à leurs systèmes d’optique adaptative.

Meilleurs sites

Des observations solaires de haute qualité nécessitent des sites avec de faibles niveaux de turbulence locale et de haute altitude. L’atmosphère doit également contenir peu de vapeur d’eau et de particules de poussière, afin de minimiser la quantité de lumière diffusée. Les sites de hautes montagnes situés sur des îles plutôt petites se sont révélés être les meilleurs sites solaires. De faibles niveaux de turbulence locale peuvent également être obtenus sur les sites lacustres, où l’eau à proximité maintient les fluctuations de température de l’air ambiant faibles et inhibe l’accumulation de turbulence locale. Le relevé complet du site solaire ATST, sans doute le plus testé à ce jour, identifie trois excellents sites pour les observations solaires: Observatoire solaire Mees à Hawaï, Observatorio del Roque de los Muchachos à La Palma et Observatoire solaire Big Bear en Californie. Il existe des preuves que des sites antarctiques tels que la station Concordia au dôme C pourraient également avoir une excellente vue de jour. À l’avenir, la qualité des sites de télescopes solaires pourrait être plus précisément caractérisée par le nombre et l’altitude des couches de turbulence dans l’atmosphère au-dessus du télescope. Les systèmes d’optique adaptative multi-conjugués (voir ci-dessous) seront en mesure de corriger la dégradation de l’image causée par de telles couches bien définies.

Télescopes existants

Un grand nombre de télescopes solaires avec des ouvertures comprises entre 150 cm et environ 10 cm sont actuellement opérationnels dans le monde entier (voir par exemple Landoldt-Börnstein pour une liste des télescopes solaires). De nombreux télescopes à petite ouverture sont soit utilisés pour des observations de routine du disque complet (images de la chromosphère, magnétogrammes de la photosphère), soit organisés en réseaux pour des mesures héliosismiques. Trois des télescopes à grande ouverture sont actuellement équipés d’optique adaptative, et sont donc adaptés aux observations avec la résolution spatiale la plus élevée possible, à l’imagerie et à la spectroscopie. Le Télescope solaire Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), le Télescope allemand à Tour à Vide (VTT, Tenerife, 1987) et le Télescope Solaire suédois de 1 mètre (SST, La Palma, 2002) présentent un certain nombre de caractéristiques communes, mais également d’importantes différences. Les trois télescopes (i) sont des constructions en tour dont l’entrée du télescope est haute au-dessus du sol, au-dessus de la couche locale de turbulence, (ii) ont une longue distance focale du miroir ou de la lentille primaire, pour éviter un plan focal chaud, (iii) utilisent des tubes sous vide pour le trajet de la lumière, et (iv) sont sans dôme ou avec un dôme rétractable. Le DST et le SST disposent d’un système d’alimentation altitude-azimut (« Tourelle ») qui permet d’avoir le trajet complet de la lumière dans le vide, tandis que le VTT utilise un système de Coelostat. Le SST est un réfracteur, avec une lentille de 1 m qui fait également office de fenêtre d’entrée.

Télescopes solaires de nouvelle génération

À l’heure actuelle, trois télescopes solaires de la classe des 1,5 à 2 mètres sont en préparation ou en construction, et deux d’entre eux devraient devenir opérationnels d’ici un ou deux ans. Ces télescopes marquent un changement de conception important, car ils ne reposent plus sur des tubes de télescope évacués ou remplis d’hélium pour éviter l’air turbulent dans le trajet de la lumière. Ils représentent une étape intermédiaire entre les télescopes actuellement disponibles et les télescopes de 4 mètres de nouvelle génération. La prochaine génération de télescopes solaires avec des ouvertures de l’ordre de 4 mètres a été rendue possible par deux percées techniques: l’optique adaptative pour les télescopes solaires et la faisabilité de télescopes ouverts refroidis par air. Le télescope ouvert néerlandais (DOT) de La Palma a été un pionnier pour la nouvelle génération de télescopes ouverts.

Le télescope allemand GREGOR a une ouverture de 1,50 m et est situé à l’Observatorio del Teide à Tenerife. C’est un télescope ouvert dans une configuration Gregory à trois miroirs avec une distance focale de 50 m. Le miroir primaire est en CESIC, un matériau en carbure de silicium à haute conduction thermique, et il est refroidi par air par l’arrière. À l’Observatoire solaire de Big Bear, le Nouveau télescope solaire est en construction. Il s’agit d’un système Gregory ouvert hors axe avec une ouverture de 160 cm et une distance focale effective de 88 m. Les deux télescopes seront équipés d’une optique adaptative de haut niveau et seront opérationnels avant 2010. En Inde, un projet de construction d’un télescope de 2 mètres dans l’Himalaya, à une altitude de 5000 m, a été lancé.

Aux États-Unis, le projet ATST (Advanced Technology Solar Telescope) de l’Observatoire solaire national est prêt à entrer dans la phase de construction. La phase de construction devrait commencer en 2009 et les premiers feux pourraient avoir lieu en 2014. L’ATST est un télescope hors axe de 4 mètres, et il sera construit sur la montagne Haleakala (3000 m) à Hawaï. La conception du télescope est optimisée pour une sensibilité élevée, une précision polarimétrique et une faible lumière diffusée. En raison de sa conception ouverte, le télescope couvre une gamme de longueurs d’onde de 0,3 µm à 35 µm.L’Observatoire de magnétisme Solaire Coronal (COSMO), un coronographe d’une ouverture de 1,5 mètre, a été proposé par l’Observatoire de Haute Altitude de Boulder et les Universités d’Hawaï et du Michigan. Des études de phase A pour ce projet sont actuellement en cours. En 2007, l’Association Européenne pour le Télescope Solaire (EST) a lancé le projet European Solar Telescope (EST). EST est un télescope de la classe des 4 mètres, qui sera construit aux îles Canaries vers la fin de la deuxième décennie. Lors d’une étude de conception, réalisée entre 2008 et 2010, la conception opto-mécanique de l’EST sera élaborée, et une caractérisation du site local sera réalisée. EST mesurera le champ magnétique solaire avec la résolution spatiale et spectrale la plus élevée dans la région de longueur d’onde visible et proche infrarouge.

Instrumentation

Optique adaptative

Le développement récent de systèmes d’optique adaptative en temps réel pour mesurer et stabiliser le mouvement de l’image et pour compenser les aberrations d’image d’ordre faible et élevé a conduit à une percée majeure dans la résolution spatiale des observations solaires. À ce jour, plusieurs télescopes de la classe 70 – 100 cm sont équipés de systèmes d’optique adaptative. Ces systèmes peuvent corriger les perturbations atmosphériques avec une bande passante allant jusqu’à 100 Hz et sont capables de corriger les modes d’aberration dominants causés par l’atmosphère terrestre turbulente et l’instrument lui-même. Le nombre de modes d’aberration pouvant être corrigés augmente avec le nombre de sous-ouvertures du capteur front d’onde. La taille typique des sous-ouvertures d’une optique adaptative d’ordre élevé est d’environ 8 cm. Ceci est assez petit pour expliquer l’anisoplanatisme de l’atmosphère diurne, mais aussi assez grand pour résoudre la granulation photosphérique solaire. La zone qui peut être corrigée avec l’optique adaptative est très petite, seulement quelques secondes d’arc de diamètre. Afin de surmonter cette limitation, des systèmes d’optique adaptative multi-conjugués sont actuellement en cours de développement. Ces systèmes utilisent plusieurs miroirs déformables pour corriger les déformations du front d’onde qui se produisent à différentes hauteurs au-dessus du télescope.

L’importance et la complexité de l’optique adaptative pour les observations solaires croissent rapidement avec l’ouverture croissante du télescope. La résolution spatiale réalisable des télescopes prévus aux États-Unis. et l’Europe avec des ouvertures de l’ordre de 4 mètres dépendra de manière critique de la qualité de ses systèmes d’optique adaptative. Un système d’ordre élevé nécessitera des capteurs front de vague avec environ 2000 sous-ouvertures – un défi technique de taille. Heureusement, la puissance de calcul a augmenté plus rapidement que la taille des télescopes, de sorte que de tels systèmes d’ordre élevé sont aujourd’hui à portée de main.

Filtres

Les observations des plus petits détails sur le Soleil, près de la limite de diffraction du télescope, sont faites avec des imageurs à large bande. Ils peuvent consister en un filtre de sélection de la bande de longueur d’onde, et un détecteur numérique approprié, par example une caméra CCD. Grâce au niveau de lumière élevé, des temps d’exposition de quelques millisecondes sont suffisants. Cela permet de collecter des rafales d’images en séquence rapide, puis de sélectionner les meilleures par la suite, ou d’utiliser la rafale complète pour la restauration d’image post-facto en utilisant des techniques basées sur la déconvolution aveugle multi-images ou l’interférométrie de taches. Ces techniques permettent d’étudier la morphologie de la photosphère solaire et l’évolution d’objets à grande et petite échelle sur des échelles de temps de quelques secondes, minutes ou plus. Sans restauration d’image, le champ de vision de haute qualité des filtres est limité par le champ corrigé (zone isoplanatique) de l’optique adaptative. Cependant, dans la pratique, le champ de vision complet des CCD disponibles peut être restauré à une qualité homogène.

Instruments spectroscopiques

Des instruments spectroscopiques sont nécessaires pour obtenir des paramètres physiques, tels que la température, le champ magnétique ou la vitesse d’écoulement. Ces mesures sont multidimensionnelles : deux dimensions spatiales, la longueur d’onde et le temps. À l’heure actuelle, les détecteurs ne peuvent enregistrer que deux dimensions à la fois. Il existe deux solutions différentes pour obtenir des données spectroscopiques: les instruments de filtrage qui enregistrent des images bidimensionnelles à une longueur d’onde fixe et les spectrographes à fente longue qui enregistrent une dimension spatiale et une certaine gamme de longueurs d’onde. Les deux types d’instruments présentent des avantages et des inconvénients évidents, et cela dépend du sujet scientifique, lequel est préféré. Certains observatoires solaires fournissent donc les deux instruments.

Les spectromètres filtrants enregistrent des images (presque) monochromatiques. Ils utilisent des filtres à bande étroite accordables pour sélectionner la longueur d’onde. Les informations spatiales et de longueur d’onde sont enregistrées en prenant une séquence d’images monochromatiques de longueur d’onde variable. Les filtres accordables peuvent être des filtres de Lyot, des interféromètres de Fabry-Pérot ou des interféromètres de Michelson. Avec une combinaison de deux ou trois Fabry-Pérots accordables de haute qualité, une résolution spectrale de 2,5 pm peut être obtenue. La plage de réglage globale est d’environ 300 nm. En raison de la petite plage spectrale libre, la couverture spectrale pour une mesure individuelle est limitée à 0,3 nm.Les spectromètres à filtre sont souvent équipés d’un canal à large bande supplémentaire qui prend des images dans une bande de longueur d’onde fixe, et simultanément avec les images à bande étroite. Les séquences à large bande sont ensuite utilisées pour la reconstruction post-facto des données. Un ensemble de données typique avec un champ de vision d’environ une minute d’arc au carré et 15 positions de longueur d’onde sur une raie spectrale peut être pris en quelques secondes. La résolution spatiale d’une telle mesure dépend de la taille du télescope et de l’échelle de l’image sur le détecteur. Différentes parties de la raie spectrale sont mesurées à des moments différents. Pendant les périodes de visibilité variable, la forme du profil de la ligne peut se déformer. Plusieurs instruments Fabry-Pérot sont disponibles sur les télescopes solaires à haute résolution mentionnés ci-dessus.

Les spectrographes à réseau à fente longue fournissent des informations instantanées sur une certaine gamme de longueurs d’onde et une dimension spatiale (le long de la fente). La résolution spectrale dépend principalement de la zone (éclairée) du réseau de diffraction et de la distance focale de l’instrument. Les spectrographes compacts ont une résolution de 2,5 pm (puissance de résolution de 250.000), similaire aux meilleurs spectromètres à filtre. Les spectrographes à grands réseaux et à longues focales, comme le spectrographe Echelle du VTT allemand, ont un pouvoir de résolution théorique de 1.000.000. Les spectrographes à fente enregistrent une ou plusieurs raies spectrales à la fois. Ceci est important pour l’étude de la forme des profils de lignes, car ils ne sont pas déformés par d’éventuels changements dans l’atmosphère terrestre. Des informations spatiales bidimensionnelles sont collectées en déplaçant l’image solaire à travers la fente. Le temps nécessaire pour couvrir une certaine zone dépend de la résolution spatiale souhaitée, c’est-à-dire de la largeur de la fente et de la taille du pas. Des cadences rapides avec une résolution spectrale et une couverture élevées sont possibles pour les petites zones de balayage. Les spectrographes à réseau couvrent une large gamme de longueurs d’onde, généralement de 380 à 2200 nanomètres.

Les spectro-polarimètres sont utilisés pour la mesure du champ magnétique dans l’atmosphère solaire. Ils existent en combinaison de spectromètres à filtre ou de spectrographes à fente longue avec des composants de modulation de polarisation appropriés. Comme la fraction de lumière polarisée du Soleil est souvent très faible, la précision nécessaire des mesures polarimétriques est très élevée. Le signal magnétique est obtenu en mesurant les paramètres de Stokes qui fournissent des informations sur l’intensité totale, les états circulaires et les deux états orthogonaux de polarisation linéaire. La modulation de polarisation est réalisée soit avec des plaques d’ondes retardatrices rotatives, soit avec des retardateurs à cristaux liquides accordables modernes.Une seule mesure de champ magnétique nécessite au moins quatre images différentes à différents réglages du modulateur de polarisation. Afin de minimiser l’influence des conditions de vision variables, ces images doivent être prises en séquence rapide. De plus, des étalonnages précis des propriétés de polarisation du télescope et du spectro-polarimètre lui-même sont nécessaires pour garantir une grande précision polarimétrique des données. Les meilleurs instruments ont une précision de 1 partie sur 10 000.

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Références internes

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Télescope Solaire de Technologie Avancée
Télescope Ouvert néerlandais
Réseau H-alpha Mondial
Groupe de Réseau d’Oscillation Globale
Télescope GREGOR
Réseau de Patrouille Solaire Optique
Télescope Photométrique Solaire de Précision
Télescope Solaire Suédois
Enquêtes Optiques Synoptiques à long terme du Soleil

Observatoires

Observatoire Solaire Big Bear
Observatoire Solaire Culgoora
Observatoire de Haute Altitude
Kiepenheuer – Institut für Sonnenphysik
Observatoire Solaire Learmonth
Observatoire Lomnicky Stit
Mauna Loa Solar Observatoire
Observatoire Solaire Mees
Observatoire du Mont Wilson
Observatoire Solaire National
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide