太陽望遠鏡

• 1 はじめに
• 2ベストサイト
• 3既存の望遠鏡
• 4次世代太陽望遠鏡
• 5計装
  • 5.1補償光学
  • 5.2フィルターグラフ
  • 5.3分光器
• 6 参考文献
• 7外部リンク
  • 7.1天文台

はじめに

太陽望遠鏡は、夜間の機器と同じ構造原理に基づいていますが、太陽観測には、空間的、スペクトル的、時間的な高分解能を維持しながら太陽からの入熱に耐えなければならないため、特殊な望遠鏡や機器が必要です。 太陽照射は、順番に画質を低下させる乱流空気の層を引き起こし、地面を加熱します。 したがって、太陽望遠鏡は通常、この乱流層の上の塔に設置されています。

既存の太陽望遠鏡のほとんどは、数センチメートルから半メートルの開口部を持つ共観式の機器です。 これらの望遠鏡のいくつかは、ヘリオシズモロジー測定のためのネットワークとして組織されています。 他のものは、太陽活動を監視し、異なる波長帯、または磁気図で太陽ディスクの画像を提供します。 これらの望遠鏡は、SOHO衛星が毎日のフルディスク画像を中断することなく提供するため、その重要性は幾分低下しているが、高解像度の研究のための重要な背景情報を提供することが多い。 新しいフルディスク望遠鏡は、短命現象の調査のために、高ケイデンスで総観データを提供します。

例えば、0.5メートルよりも大きな開口部を持つ望遠鏡は、焦点面での回折制限されたイメージングを可能にする画像スケールで太陽円盤のごく一部の視野を持っています。 過去には、0のほとんどの望遠鏡。太陽からの熱入力によって望遠鏡内部に生じる空気の屈折率の不均一性を抑制するために、5-1メートルのクラスが光路を避難させていました。 1.5-4メートルの開口部を有する次世代の太陽望遠鏡では、吸収された太陽放射による加熱を避ける一次光学系のための複雑な冷却システムを備え 光学素子は、熱膨張が非常に低く、可能であれば熱伝導率が高い材料で作られています。 後者の特性は、冷却プロセスを簡素化し、熱平衡に達するのに必要な時間を大幅に短縮する。

太陽大気中で観測できる現象の多くは、わずか数分の寿命を持ち、数秒以内に重要な変化が起こる可能性があります。 したがって、高解像度の太陽望遠鏡は、十分に高い信号対雑音レベルを達成するのに十分高い光レベルを提供する必要があります。 これは、太陽光球における（弱い）磁場の測定にとって最も重要である。 重要な小型天体の大きさは100km以下であり、それらを解決するには少なくとも1メートルの口径を持つ望遠鏡が必要です。 開口部が約4メートルの次世代望遠鏡は、高い光レベル、短い積分時間、良好な空間分解能を達成することができます。 回折制限された観測では、分解能要素あたりの光レベルはどの望遠鏡でも同じであることに注意する必要があります。 したがって、光レベルを上げるには、空間的または時間的分解能を犠牲にする必要があります。

この記事では、主に高分解能望遠鏡とそれに対応する計装の特性について説明します。 私たちは既存の望遠鏡の完全なリストを提供しようとはしませんが、重要な構成原理を表し、補償光学システムのおかげで科学的に非常に成功して

ベストサイト

高品質の太陽観測には、局所的および高高度の乱流のレベルが低いサイトが必要です。 また、散乱光の量を最小限に抑えるために、大気中には水蒸気や塵粒子もほとんど含まれていなければなりません。 かなり小さな島に位置する高い山のサイトは、最高の太陽のサイトであることが証明されています。 低レベルの局所的な乱流は、近くの水が周囲の空気の温度変動を低く保ち、局所的な乱流の蓄積を阻害する湖のサイトでも得ることができる。 包括的なATSTソーラーサイトサイト調査は、間違いなくこれまでのところ最もテストされており、太陽観測のための三つの優れたサイトを識別します: ハワイのミーズ太陽観測所、ラ-パルマとカリフォルニアのビッグベア太陽観測所のObservatorio del Roque de los Muchachos。 ドームCのコンコーディア駅のような南極のサイトも優れた昼間の見ている可能性があるという証拠があります。 将来的には、太陽望遠鏡のサイトの品質は、望遠鏡の上の大気中の乱流層の数と高度によってより正確に特徴付けられるかもしれません。 多共役補償光学システム（下記参照）は、このような明確に定義された層によって引き起こされる画像劣化を補正することができる。

既存の望遠鏡

現在、150cmから約10cmの開口部を持つ多数の太陽望遠鏡が世界中で運用されています（太陽望遠鏡のリストについてはLandoldt-Börnsteinを参照）。 小口径望遠鏡の多くは、フルディスクの定期的な観測（彩層の画像、光球の磁図）に使用されるか、太陽自転測定のためのネットワークに編成されています。 現在、3つの大口径望遠鏡には補償光学が装備されているため、可能な限り最高の空間分解能を持つ観測、イメージングや分光観測に適しています。 ダン太陽望遠鏡（DST、Sunspot、NM、1969）、ドイツの真空塔望遠鏡（Vtt、テネリフェ島、1987）、スウェーデンの1メートル太陽望遠鏡（SST、La Palma、2002）には、多くの共通の特徴がありますが、重要な違い 三つの望遠鏡はすべて、（i）は、（ii）は、ホット焦点面を避けるために、主鏡やレンズの長い焦点距離を持っている、（iii）光路のために排気チューブを使用し、（iv）は、ドームレスまたは引き込み式のドームを備えています。 DSTとSSTには、真空中で完全な光路を持つことを可能にする高度方位角供給システム（「タレット」）があり、VTTはシーロスタットシステムを使用しています。 SSTは入口の窓としてまた機能する1-mレンズが付いている屈折器、である。

次世代太陽望遠鏡

現在、1.5-2メートル級の太陽望遠鏡が準備中または建設中であり、そのうち2つは今後1-2年以内に運用されるはずです。 これらの望遠鏡は、光路内の乱流空気を避けるために、排気またはヘリウムで満たされた望遠鏡管にもはや依存しないため、重要な設計変更を示して それらは、現在利用可能な望遠鏡と次世代の4メートル望遠鏡の間の中間段階を表しています。 4メートルの開口部を持つ次世代の太陽望遠鏡は、太陽望遠鏡のための補償光学と空冷開放望遠鏡の実現可能性という二つの技術的ブレークスルーによって可能になった。 ラ-パルマにあるオランダのオープン望遠鏡（DOT）は、新世代のオープン望遠鏡のためのパスファインダーとなっています。

ドイツのグレゴール望遠鏡の口径は1.50mで、テネリフェ島のObservatorio del Teideに位置しています。 これは、焦点距離50mの三鏡グレゴリー配置の開放望遠鏡である。 主鏡は熱伝導率の高い炭化ケイ素材料であるCESICで作られており、裏面から空冷されています。 ビッグベア太陽観測所では、新しい太陽望遠鏡が建設中です。 これは、160センチメートルの開口部と88メートルの有効焦点距離を持つオープンオフ軸グレゴリーシステムです。 インドでは、標高5000mのヒマラヤ山脈に2メートルの望遠鏡を建設するプロジェクトが開始されました。

米国では、国立太陽天文台のAdvanced Technology Solar Telescope（ATST）プロジェクトが建設段階に入る準備が整いました。 建設段階は2009年に開始される予定であり、最初の光は2014年に発生する可能性があります。 ATSTは4メートルの軸外望遠鏡であり、ハワイのハレアカラ山（3000m）に建設される予定である。 望遠鏡の設計は高い感受性、偏光の正確さおよび低い分散させたライトのために最大限に活用される。 開いた設計が原因で、望遠鏡は0.3µ mからの35µ mに波長範囲をカバーする。ボルダーの高高度天文台とハワイ大学とミシガン大学によって、口径1.5メートルのコロナグラフであるコロナ太陽磁気観測所（COSMO）が提案されている。 このプロジェクトのためのフェーズA研究は現在進行中です。 2007年、欧州太陽望遠鏡協会（EAST）は、欧州太陽望遠鏡（EST）プロジェクトを開始しました。 ESTは、第二十年の終わりに向かってカナリア諸島に建設される4メートルクラスの望遠鏡です。 2008年から2010年の間に実施された設計調査の間に、ESTの光機械設計が行われ、ローカルサイトの特性評価が行われます。 ESTは、可視および近赤外波長領域で最高の空間分解能およびスペクトル分解能で太陽磁場を測定します。

計測

補償光学

画像の動きを測定し、安定化し、低および高次の画像収差を補償するためのリアルタイム補償光学システムの最近の開発は、太陽観測の空間分解能の大きなブレークスルーにつながった。 今日まで、70–100cmクラスのいくつかの望遠鏡には補償光学システムが装備されています。 これらのシステムは100までのHzの帯域幅の大気妨害を訂正でき、乱流の地球大気および器械自体によって引き起こされる支配的な収差モードを訂正 補正できる収差モードの数は、波面センサのサブ開口の数とともに増加する。 高次補償光学系のサブ開口の典型的なサイズは約8cmである。 これは、日中の大気の異方性を説明するのに十分小さいが、太陽光球の粒状化を解決するのに十分な大きさでもある。 補償光学で補正できる領域は非常に小さく、直径はわずか数秒です。 この制限を克服するために、現在、多共役補償光学システムが開発されています。 これらのシステムは、望遠鏡の上の異なる高さで起こる波面変形を補正するために、いくつかの変形可能なミラーを使用する。

太陽観測における補償光学の重要性と複雑さは、望遠鏡の開口部の増加とともに急速に高まっています。 米国で計画されている望遠鏡の達成可能な空間分解能 そして、4メートルのオーダーの開口部を持つヨーロッパは、補償光学システムの品質に批判的に依存します。 高次のシステムでは、約2000個のサブ開口を持つ波面センサーが必要になります-非常に技術的な課題です。 幸いなことに、計算能力は望遠鏡の大きさよりも急速に成長しているため、このような高次システムは今日では手の届くところにあります。

Filtergraphs

望遠鏡の回折限界に近い太陽の細部の観測は、広帯域イメージャで行われます。 それらは、波長帯域を選択するためのフィルタ、および適切なデジタル検出器、例えばＣＣＤカメラから構成されてもよい。 高い光源レベルのおかげで、数ミリ秒の露光時間で十分です。 これは急速な順序のイメージの破烈を集め、次に最もよい物をその後選ぶことを可能にするか、または複数のフレームの盲目のdeconvolutionか斑点の干渉法に基づ これらの技術は、太陽光球の形態と、秒、分またはそれ以上の時間スケールでの大規模および小規模の物体の進化の研究を可能にする。 画像の復元がなければ、フィルタグラムの高品質の視野は、補償光学系の補正された視野（等平面領域）によって制限される。 但し、実際には利用できるCcdの完全な視野は同質な質に元通りにすることができる。

分光器

分光器は、温度、磁場、流速などの物理的パラメータを取得するために必要です。 これらの測定値は多次元であり、2つの空間次元、波長、および時間です。 現時点では、検出器は一度に二つの次元を記録することができます。 分光データを得るための二つの異なる解決策があります：固定波長で二次元画像を記録するフィルタ機器と、一つの空間次元と特定の波長範囲を記録す 両方のタイプの機器には明らかな利点と欠点があり、どちらが好ましいかは科学的なトピックに依存します。 したがって、いくつかの太陽観測所は両方の機器を提供しています。

フィルター分光計は、（ほぼ）単色画像を記録します。 それらは波長を選ぶのに調整可能な狭帯域フィルターを使用する。 空間情報および波長情報は、波長を変化させる一連の単色画像を撮影することによって記録される。 調整可能なフィルタは、Lyotフィルタ、またはFabry-Pérot干渉計またはMichelson干渉計です。 2つか3つの調整可能な良質のFabry-Pérotsの組合せを使うと、2.5pmの分光決断は得ることができる。 全体的な調整の範囲はおよそ300nmである。 小さい自由なスペクトル範囲が原因で、個々の測定のための分光適用範囲は0.3nmに限られる。フィルター分光計は、多くの場合、固定波長帯域で画像を取得し、狭帯域画像と同時に追加の広帯域チャネルを備えています。 その後、広帯域配列は、データの事後再構成のために使用される。 スペクトル線を横切る約一分二乗アークと15波長位置の視野を持つ典型的なデータセットは、数秒で撮影することができます。 このような測定の空間分解能は、望遠鏡のサイズおよび検出器上の画像スケールに依存する。 スペクトル線の異なる部分は、異なる時間に測定される。 可変的な見ることの時の間に、ラインプロフィールの形は歪むようになるかもしれません。 上記の高分解能太陽望遠鏡では、いくつかのファブリー-ペロー装置が利用可能である。

ロングスリットグレーティング分光器は、特定の波長範囲と（スリットに沿った）一つの空間寸法に関する瞬間的な情報を提供します。 スペクトル分解能は、主に回折格子の（照明された）領域および装置の焦点距離に依存する。 コンパクトな分光器は、最高のフィルター分光器と同様に、2.5pm（250.000の分解能）の分解能を有する。 ドイツのVTTのEchelle分光器のように、大きな格子と長い焦点距離を持つ分光器は、1.000.000の理論的な分解能を持っています。 スリット分光器は、一度に一つまたは複数のスペクトル線を記録します。 これは、地球大気の変化の可能性によって歪んでいないため、ラインプロファイルの形状の調査に重要です。 スリットを横切って太陽像を移動させることにより，二次元空間情報を収集した。 特定の領域をカバーするのに必要な時間は、所望の空間分解能、すなわちスリット幅およびステップサイズに依存する。 高い分光決断および適用範囲の速い調子は小さいスキャン区域のために可能である。 格子分光器は、典型的には380〜2200ナノメートルの広い範囲の波長をカバーする。

分光偏光計は、太陽大気中の磁場の測定に使用されます。 それらは適した分極調節部品が付いているフィルター分光計か長いスリット分光計の組合せとしてある。 太陽からの偏光の割合は非常に小さいことが多いので、偏光測定の必要な精度は非常に高い。 磁気信号は、線形偏光の全強度、円形および二つの直交状態に関する情報を提供するストークスパラメータを測定することによって得られる。 分極調節は回転遅延の波の版、または現代調整可能な液晶の遅延器と行われる。単一の磁場測定では、偏光変調器の異なる設定で少なくとも四つの異なる画像が必要です。 可変的な見る条件の影響を最小にするためには、これらのイメージは急速な順序で取られなければならない。 さらに、データの高い偏光精度を保証するためには、望遠鏡の偏光特性と分光偏光計自体の正確な校正が必要です。 最もよい器械に10,000に1部の正確さがある。

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先端技術太陽望遠鏡
オランダオープン望遠鏡
グローバルH-アルファネットワーク
グローバル振動ネットワークグループ
グレゴール望遠鏡
光学太陽パトロールネットワーク
精密太陽測光望遠鏡
スウェーデン太陽望遠鏡
太陽の総観光学長期調査

観測所

ビッグベア太陽観測所
カルゴーラ太陽観測所
高高度観測所
Kiepenheuer-Institut für sonnenphysik
Learmonth太陽観測所
Lomnicky stit観測所
マウナロア太陽観測所
マウナロア太陽観測所
天文台
ミーズ太陽観測所
ウィルソン山天文台
国立太陽観測所
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide