Solar telescopes

• 1 Innledning
• 2 beste steder
• 3 eksisterende teleskoper
• 4 neste generasjon solteleskoper
• 5 Instrumentering
  • 5.1 Adaptiv optikk
  • 5,2 Filtergrafer
  • 5,3 Spektroskopiske instrumenter
• 6 Bibliografi
• 7 Eksterne Lenker
  • 7.1 Observatorier

Introduksjon

Solteleskoper er basert på de samme konstruksjonsprinsippene som nattinstrumentene, men solobservasjoner krever spesialiserte teleskoper og instrumenter, siden de må tåle varmetilførselen fra Solen samtidig som de opprettholder sin høye oppløsning i romlige, spektrale og tidsmessige dimensjoner. Solstrålingen varmer opp bakken, noe som forårsaker et lag med turbulent luft som igjen forringer bildekvaliteten. Solteleskoper er derfor normalt installert i tårn, over dette turbulente laget.

De fleste av de eksisterende solteleskopene er synoptiske instrumenter med åpninger som strekker seg fra noen få centimeter til for eksempel en halv meter. Flere av disse teleskopene er organisert som nettverk for helioseismologi målinger. Andre overvåker solaktivitet og gir bilder av solskiven på forskjellige bølgelengdebånd, eller magnetogrammer. Disse teleskopene gir ofte viktig bakgrunnsinformasjon for høyoppløselige studier, selv om deres betydning er noe redusert, SIDEN soho-satellitten leverer daglige fulldiskbilder uten avbrudd. Nye full disk teleskoper tilbyr synoptiske data ved høy kadens, for undersøkelse av kortvarige fenomener.

Teleskoper med åpninger større enn for eksempel 0,5 meter har et synsfelt på bare en liten brøkdel av solskiven i en bildeskala som muliggjør diffraksjonsbegrenset avbildning i fokusplanet. I det siste, de fleste teleskoper av 0.5 til 1 meter klasse hadde evakuert lysbaner for å undertrykke inhomogeniteter av luftens brytningsindeks forårsaket inne i teleskopet ved termisk inngang fra Solen. For solteleskoper av neste generasjon med åpninger på 1,5 til 4 meter, er det planlagt åpne strukturer, med komplekse kjølesystemer for primæroptikken som unngår oppvarming på grunn av absorbert solstråling. Optiske elementer er laget av materiale med svært lav termisk ekspansjon og, om mulig, med høy termisk ledningsevne. Sistnevnte egenskap forenkler kjøleprosessen og forkorter tiden som trengs for å nå termisk likevekt.

mange av fenomenene som kan observeres i solens atmosfære har en levetid på bare noen få minutter, og viktige endringer kan forekomme innen få sekunder. Solteleskoper med høy oppløsning må derfor gi lysnivåer som er høye nok til å oppnå et tilstrekkelig høyt signal-til støynivå. Dette er viktigst for måling av det (svake) magnetfeltet i solfotosfæren. Viktige småskala objekter har størrelser på 100 km eller mindre, og det krever teleskoper med en blenderåpning på minst en meter for å løse dem. Neste generasjons teleskoper med åpninger på ca. fire meter vil kunne oppnå høyt lysnivå, kort integrasjonstid og god romlig oppløsning. Det skal bemerkes at for diffraksjonsbegrensede observasjoner er lysnivået per oppløsningselement det samme for ethvert teleskop. For et økt lysnivå må man derfor ofre romlig eller tidsmessig oppløsning.

i denne artikkelen diskuterer vi hovedsakelig egenskapene til høyoppløselige teleskoper og tilhørende instrumentering. Vi forsøker ikke å gi en fullstendig liste over eksisterende teleskoper, men nevner bare svært få som representerer viktige konstruksjonsprinsipper, og som er vitenskapelig svært vellykkede, takket være deres adaptive optikksystemer.

Beste steder

solobservasjoner av høy kvalitet krever steder med lave nivåer av lokal og høytliggende turbulens. Atmosfæren bør også inneholde lite vanndamp og støvpartikler, for å minimere mengden spredt lys. Steder på høye fjell som ligger på ganske små øyer har vist seg å være de beste solområdene. Lave nivåer av lokal turbulens kan også oppnås ved innsjøområder, der det nærliggende vannet holder omgivelsestemperaturvariasjonene lave og hemmer oppbyggingen av lokal turbulens. Den omfattende atst solar site site survey, uten tvil den mest testing så langt, identifiserer tre utmerket sted for solobservasjoner: Solobservatoriet på Hawaii, Observatorio Del Roque de Los Muchachos På La Palma og Big Bear Solar Observatory I California. Det er bevis for At Antarktis områder som Concordia Station På Dome C kan ha også har utmerket dagtid å se. I fremtiden kan kvaliteten på solteleskopssteder være mer presist preget av antall og høyde av turbulenslag i atmosfæren over teleskopet. Multi-conjugated adaptive optics systems (se nedenfor) vil kunne korrigere bildeforringelsen forårsaket av slike veldefinerte lag.

eksisterende teleskoper

Et stort antall solteleskoper med åpninger mellom 150 cm og ca. 10 cm er for tiden i drift over hele verden (Se F. Eks. Landoldt-Bö For en liste over solteleskoper). Mange av teleskopene med liten blenderåpning brukes enten til rutinemessige observasjoner av hele skiven (bilder av kromosfæren, magnetogrammer av fotosfæren), eller er organisert i nettverk for helioseismiske målinger. Tre av de store blenderteleskopene er for tiden utstyrt med adaptiv optikk, og er derfor egnet for observasjoner med høyest mulig romlig oppløsning, for avbildning og spektroskopi. Dunn Solar Telescope (Dst, Sunspot, NM, 1969), det tyske Vakuumtårnteleskopet (Vtt, Tenerife, 1987) og det svenske 1 meter Solteleskopet (SST, La Palma, 2002) har en rekke fellesfunksjoner, men også viktige forskjeller. Alle tre teleskopene (i) er tårnkonstruksjoner med teleskopinngangen høyt over bakken, over det lokale laget av turbulens, (ii) har en lang brennvidde av det primære speilet eller linsen, for å unngå et varmt brennvidde, (iii) bruk evakuerte rør for lysbanen, og (iv) er domeless eller med uttrekkbar kuppel. DST og SST har et altitude-azimuth feed system («Turret») som tillater å ha full lysbane i vakuum, mens VTT bruker Et Coelostat system. SST er en refraktor, med en 1-m linse som også fungerer som inngangsvindu.

Neste generasjons solteleskoper

for tiden er tre solteleskoper av 1, 5 til 2 meter klassen under forberedelse eller under bygging, og to av dem skal bli operative innen de neste ett eller to årene. Disse teleskopene markerer en viktig designendring, siden de ikke lenger er avhengige av evakuerte eller heliumfylte teleskoprør for å unngå turbulent luft i lysbanen. De representerer et mellomliggende trinn mellom de nåværende tilgjengelige teleskopene og neste generasjons 4 meter teleskoper. Den neste generasjonen av solteleskoper med åpninger i området 4 meter har blitt aktivert av to tekniske gjennombrudd: adaptiv optikk for solteleskoper, og muligheten for luftkjølte, åpne teleskoper. DUTCH Open Telescope (DOT) på La Palma har vært en pathfinder for den nye generasjonen åpne teleskoper.

det tyske GREGOR-teleskopet har en blenderåpning på 1,50 m og ligger Ved Observatorio del Teide på Tenerife. Det er et åpent teleskop i En tre-speil Gregory-konfigurasjon med en brennvidde på 50 m. Hovedspeilet er laget AV CESIC, et silisiumkarbidmateriale med høy termisk ledning, og det er luftkjølt fra baksiden. På Big Bear Solar Observatory er Det Nye Solteleskopet under bygging. Det er et åpent Off-axis Gregory-system med en blenderåpning på 160 cm og en effektiv brennvidde på 88 m. begge teleskopene vil bli utstyrt med høyordens adaptiv optikk og bli operativ før 2010. I India er et prosjekt for å bygge et 2 meter teleskop i Himalaya, i en høyde på 5000 m, påbegynt.

I USA Er Advanced Technology Solar Telescope (Atst) – prosjektet Fra National Solar Observatory klar til å gå inn i konstruksjonsfasen. Byggefasen forventes å starte i 2009, Og Første Lys kan oppstå i 2014. ATST er et 4 meter, off-axis teleskop, og det vil bli bygget På Haleakala mountain (3000 m) På Hawaii. Teleskopdesignet er optimalisert for høy følsomhet, polarimetrisk nøyaktighet og lavt spredt lys. På grunn av det åpne designet dekker teleskopet et bølgelengdeområde fra 0.3 µ til 35 µ.COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), en koronagraf med en blenderåpning på 1, 5 meter, har blitt foreslått Av High Altitude Observatory I Boulder, Og Universitetene I Hawaii og Michigan. Fase a-studier for dette prosjektet er for tiden i gang. I 2007 startet European Association For Solar Telescope (ØST) Prosjektet European Solar Telescope (EST). EST er et teleskop av 4-meterklassen, som skal bygges På Kanariøyene mot slutten av det andre tiåret. Under en designstudie, utført mellom 2008 og 2010, vil DEN opto-mekaniske utformingen AV EST bli utarbeidet, og en lokal karakterisering vil bli gjort. EST vil måle solens magnetfelt med høyeste romlige og spektrale oppløsning i det synlige og nær infrarøde bølgelengdeområdet.

Instrumentering

Adaptiv optikk

den nylige utviklingen av sanntids adaptive optikk systemer for å måle og stabilisere bildebevegelser og for å kompensere lav-og høyordens bildeavvik førte til et stort gjennombrudd i romlig oppløsning av solobservasjoner. Til dags dato er flere teleskoper av 70 – 100 cm-klassen utstyrt med adaptive optikksystemer. Disse systemene kan korrigere atmosfæriske forstyrrelser med en båndbredde på opptil 100 Hz og er i stand til å korrigere de dominerende aberrasjonsmodusene forårsaket av den turbulente Jordatmosfæren og selve instrumentet. Antallet aberrasjonsmoduser som kan korrigeres vokser med antall underåpninger av bølgefrontføleren. Den typiske størrelsen på underåpninger av en høyordens adaptiv optikk er ca 8 cm. Dette er lite nok til å redegjøre for anisoplanatismen i dagens atmosfære, men også stor nok til å løse solens fotosfæriske granulering. Området som kan korrigeres med adaptiv optikk er svært lite, bare noen få buesekunder i diameter. For å overvinne denne begrensningen er multi-konjugerte adaptive optikksystemer for tiden under utvikling. Disse systemene bruker flere deformerbare speil for å korrigere bølgefrontdeformasjonene som oppstår i forskjellige høyder over teleskopet.

betydningen og kompleksiteten av adaptiv optikk for solobservasjoner vokser raskt med økende teleskopåpning. Den oppnåelige romlige oppløsningen av de planlagte teleskopene I USA Og Europa med åpninger i størrelsesorden 4 meter vil avhenge kritisk av kvaliteten på deres adaptive optikksystemer. Et høyordenssystem vil kreve bølgefront sensorer med ca 2000 underåpninger – litt av en teknisk utfordring. Heldigvis har datakraften vokst raskere enn størrelsen på teleskoper, derfor er slike høyordenssystemer i dag innen rekkevidde.

Filtergraphs

Observasjoner av De minste detaljene på Solen, nær diffraksjonsgrensen til teleskopet, er laget med bredbåndskameraer. De kan bestå av et filter for å velge bølgelengdebåndet, og en egnet digital detektor, for EKSEMPEL ET CCD-kamera. Takket være det høye lysnivået er eksponeringstider på noen millisekunder tilstrekkelig. Dette gjør det mulig å samle bilder i rask rekkefølge og deretter velge de aller beste etterpå, eller bruk full burst for post-facto bildegjenoppretting ved hjelp av teknikker basert på multi-frame blind dekonvolusjon eller speckle interferometri. Disse teknikkene tillater studiet av morfologien til solfotosfæren og utviklingen av store og små objekter på tidsskalaer på sekunder, minutter eller lenger. Uten bildegjenoppretting er filtergrams synsfelt av høy kvalitet begrenset av det korrigerte feltet (isoplanatisk område) av adaptiv optikk. Men i praksis hele synsfeltet av De tilgjengelige CCDs kan gjenopprettes til homogen kvalitet.

Spektroskopiske instrumenter

Spektroskopiske instrumenter er nødvendig for å oppnå fysiske parametere, for eksempel temperatur, magnetfelt eller strømningshastighet. Disse målingene er flerdimensjonale: to romlige dimensjoner, bølgelengde og tid. For tiden kan detektorer bare registrere to dimensjoner om gangen. Det finnes to forskjellige løsninger for å oppnå spektroskopiske data: filterinstrumenter som tar opp todimensjonale bilder ved en fast bølgelengde, og langspalte spektrografer som tar opp en romlig dimensjon og et bestemt bølgelengdeområde. Begge typer instrumenter har åpenbare fordeler og ulemper, og det avhenger av det vitenskapelige emnet, hvilken er foretrukket. Noen solobservatorier gir derfor begge instrumentene.

Filterspektrometre registrerer (nesten) monokromatiske bilder. De bruker tunable smalbåndsfiltre for å velge bølgelengden. Romlig og bølgelengde informasjon registreres ved å ta en sekvens av monokromatiske bilder med varierende bølgelengde. Innstillbare filtre kan Være Lyot-filtre, Eller Fabry-Pé Interferometre eller Michelson Interferometre. Med en kombinasjon av To Eller tre tunable Høy Kvalitet Fabry-Pé, kan en spektraloppløsning på 2,5 pm oppnås. Det globale tuningområdet er rundt 300 nm. På grunn av det lille frie spektralområdet er spektraldekningen for en individuell måling begrenset til 0,3 nm.Filterspektrometre er ofte utstyrt med en ekstra bredbåndskanal som tar bilder i et fast bølgelengdeband, og samtidig med narrowband-bildene. Bredbåndsekvensene brukes deretter til post-facto rekonstruksjon av dataene. Et typisk datasett med et synsfelt på omtrent ett bueminutt kvadrert og 15 bølgelengdeposisjoner over en spektrallinje kan tas om noen få sekunder. Den romlige oppløsningen av en slik måling avhenger av størrelsen på teleskopet og bildeskalaen på detektoren. Ulike deler av spektrallinjen måles på forskjellige tidspunkter. I tider med variabel seeing kan formen på linjeprofilen bli forvrengt. Flere Fabry-Pé instrumenter er tilgjengelige på de høyoppløselige solteleskopene som er nevnt ovenfor.

Langspalte gitterspektrografer gir øyeblikkelig informasjon om et bestemt bølgelengdeområde og en romlig dimensjon (langs spalten). Spektraloppløsningen avhenger hovedsakelig av (opplyst) område av diffraksjonsgitteret og brennvidden til instrumentet. Kompakte spektrografer har en oppløsning på 2,5 pm (Oppløsningskraft på 250.000), som ligner de beste filterspektrometrene. Spektrografer med store gitter og lange brennvidder, som Echelle-spektrografen til den tyske VTT, har en teoretisk oppløsningsevne på 1.000.000. Spaltespektrografer registrerer en eller flere spektrallinjer om gangen. Dette er viktig for undersøkelsen av formen på linjeprofiler, fordi de ikke forvrenges av mulige endringer i Jordens atmosfære. Todimensjonal romlig informasjon samles inn ved å flytte solbildet over spalten. Tiden som trengs for å dekke et bestemt område, avhenger av ønsket romlig oppløsning, dvs. spaltebredden og trinnstørrelsen. Raske cadences med høy spektral oppløsning og dekning er mulig for små skanneområder. Gitterspektrografer dekker et stort spekter av bølgelengder, typisk fra 380 Til 2200 Nanometer.

Spektropolarimetre brukes til måling av magnetfelt i solens atmosfære. De eksisterer som en kombinasjon av filterspektrometre eller langspalte spektrografer med egnede polarisasjonsmoduleringskomponenter. Siden andelen polarisert lys fra Solen ofte er svært liten, er den nødvendige nøyaktigheten av polarimetriske målinger svært høy. Det magnetiske signalet oppnås ved å måle stokes-parametrene som gir informasjon om total intensitet, de sirkulære og to ortogonale tilstandene av lineær polarisasjon. Polarisasjonsmoduleringen utføres enten med roterende retarderende bølgeplater, eller med moderne tunbare flytende krystallhemmere.En enkelt magnetfeltmåling krever minst fire forskjellige bilder ved forskjellige innstillinger av polarisasjonsmodulatoren. For å minimere påvirkning av variable seeing forhold, disse bildene må tas i rask rekkefølge. I tillegg er nøyaktige kalibreringer av polarisasjonsegenskapene til teleskopet og spektropolarimeteret selv nødvendig for å sikre høy polarimetrisk nøyaktighet av dataene. De beste instrumentene har en nøyaktighet på 1 del i 10.000.

Bibliografi

• Aristidi, E. et al. 2005, Site Testing I Sommer På Dome C, Antarktis, A& A, 444, 651
• Brandt, P. Og Wö, H. 1982, Solar Site-Testing Kampanje AV JOSO På Kanariøyene I 1979, A& A, 109, 77
• Coulter, R. L. Og Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT som Et Eksperiment For Å Studere Aktiv Region Irradians Og Lysstyrke Evolusjon, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. et al. 2006, Fremgang på 1, 6 meter Nytt Solteleskop Ved Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. W. et al. 1996, PROSJEKTET GLOBAL Oscillation Network Group (GONG), Vitenskap, 533, 163
• Hill, F. et al. 2004, Atst Site Survey Working Group Sluttrapport
• Keller, Cu, Harvey, Jw, Og Giampapa, Ms 2003, SOLIS: En Innovativ Pakke Med Synoptiske Instrumenter, Proc. SPIE, 4853, 194
• Lawrence, J. S. et al. 2004, Eksepsjonelle Astronomiske Seeing Forhold over Dome C I Antarktis, Natur, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998, Usaf Forbedret Solar Observing Optical Network (ISOON) og Dens Innvirkning PÅ Solsynoptiske Databaser, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, W. 2001, Solar Telescopes And Instruments: Ground, Encyclopedia Of Astronomy and Astrophysics, Redigert Av Paul Murdin, artikkel 1987. Bristol: Institutt For Fysikkutgivelse, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomczyk, S., Lin, H. og Zurbuchen, T. 2007, COSMO Forslag
• Volkmer, R. et al. 2006, Det Nye 1,5 m Solteleskopet GREGOR: Første Lys og Start Av Igangkjøring, Proc. SPIE, 6267, 62670W
• Wagner, J. Et al. 2006, Avansert Teknologi Solar Telescope: En Fremdriftsrapport, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, Ap og Denker, C. 2007, Det Lokale Miljøet Ved Big Bear Solar Observatory, PASP, 119, 793
• Zirin, H. Og Mosher, J. 1988, Caltech Solar Site Survey, 1965-1967, Sol. Phys., 115, 77

Interne referanser

• Olaf Sporns (2007) Kompleksitet. Scholarpedia, 2 (10): 1623.
• Eugene M. Izhikevich (2007) Kinetikk. Scholarpedia, 2 (10): 2014.
• Hugh Hudson (2008) Solaktivitet. Scholarpedia, 3 (3): 3967.

Avansert Teknologi Solteleskop
nederlandsk Åpent Teleskop
Globalt h-alfa Nettverk
GLOBAL Oscillasjon Nettverk Gruppe
GREGOR Teleskop
Optisk Solpatruljenettverk
Presisjon Solfotometrisk Teleskop
svensk Solteleskop
Synoptiske Optiske Langsiktige Undersøkelser Av Solen

observatorier

big bear solar observatory
culgoora solar Observatory
Høytliggende Observatorium
kiepenheuer-Institut fü sonnenphysik
Learmonth Solar Observatory
Lomnicky stit observatorium
Mauna Loa Solar Observatoriet
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatory
Observatorio Del Roque de los Muchachos
Observatorio Del Teide