Zonne-telescopen

• 1 Inleiding
• 2 Beste sites
• 3 Bestaande telescopen
• 4 Volgende generatie zonne-telescopen
• 5 Instrumentatie
  • 5.1 Adaptieve optiek
  • 5.2 Filtergraphs
  • 5.3 Spectroscopische instrumenten
• 6 Bibliografie
• 7 Externe Links
  • 7.1 Observatoria

Inleiding

Zonne-telescopen zijn gebaseerd op dezelfde bouwprincipes als de nacht instrumenten, maar zonne-waarnemingen vereisen gespecialiseerde telescopen en instrumenten, omdat ze moeten bestand zijn tegen de warmte-input van de Zon terwijl theirhigh resolutie in de ruimtelijke, spectrale en temporele dimensies. De zonnestraling verhit de grond, waardoor een laag turbulente lucht ontstaat die op zijn beurt de beeldkwaliteit afbreekt. Zonnetelescopen worden daarom normaal in torens geplaatst, boven deze turbulente laag.

de meeste bestaande zonnetelescopen zijn synoptische instrumenten met openingen van enkele centimeters tot, zeg, een halve meter. Verschillende van deze telescopen zijn georganiseerd als netwerken voor helioseismologie metingen. Anderen monitoren zonneactiviteit en leveren beelden van de zonneschijf op verschillende golflengtebanden of magnetogrammen. Deze telescopen leveren vaak belangrijke achtergrondinformatie voor hoge-resolutie studies, hoewel hun belang enigszins is afgenomen, omdat de SOHO satelliet dagelijks full-disk beelden levert zonder onderbrekingen. Nieuwe full disk telescopen bieden synoptische gegevens bij een hoge cadans, voor het onderzoek van kortstondige verschijnselen.

telescopen met openingen groter dan bijvoorbeeld 0,5 meter hebben een gezichtsveld van slechts een klein deel van de zonneschijf op een beeldschaal die diffractie-beperkte beeldvorming in het brandpuntsvlak mogelijk maakt. In het verleden, de meeste telescopen van de 0.5 tot 1 meter klasse had lichtpaden geëvacueerd om inhomogeniteiten van de brekingsindex van de lucht veroorzaakt in de telescoop door thermische input van de zon te onderdrukken. Voor zonnetelescopen van de volgende generatie met openingen van 1,5 tot 4 meter worden open structuren overwogen, met complexe koelsystemen voor de primaire optica die de verwarming door geabsorbeerde zonnestraling vermijden. Optische elementen zijn gemaakt van materiaal met een zeer lage thermische uitzetting en, indien mogelijk, met een hoge thermische geleidbaarheid. Deze laatste eigenschap vereenvoudigt het koelproces en verkort de tijd die nodig is om thermisch evenwicht te bereiken aanzienlijk.

veel van de verschijnselen die kunnen worden waargenomen in de atmosfeer van de zon hebben een levensduur van slechts enkele minuten, en belangrijke veranderingen kunnen zich binnen enkele seconden voordoen. Hoge-resolutie zonnetelescopen moeten daarom lichtniveaus leveren die hoog genoeg zijn om een voldoende hoog signaal-tot ruisniveau te bereiken. Dit is van het grootste belang voor het meten van het (zwakke) magnetische veld in de fotosfeer van de zon. Belangrijke kleinschalige objecten hebben een afmeting van 100 km of minder, en het vereist telescopen met een opening van ten minste één meter om ze op te lossen. Telescopen van de volgende generatie met openingen van ongeveer vier meter kunnen een hoog lichtniveau, een korte integratietijd en een goede ruimtelijke resolutie bereiken. Opgemerkt moet worden dat Voor diffractie-beperkte waarnemingen, het lichtniveau per resolutie-element hetzelfde is voor elke telescoop. Voor een verhoogd lichtniveau moet men daarom ruimte-of temporele resolutie opofferen.

In dit artikel bespreken we vooral de eigenschappen van hoge-resolutie telescopen en de bijbehorende instrumentatie. We proberen niet om een volledige lijst van bestaande Telescopen, maar noemen slechts een paar die belangrijke bouwprincipes vertegenwoordigen, en die wetenschappelijk zeer succesvol zijn, dankzij hun adaptieve optica systemen.

beste locaties

hoogwaardige zonsobservaties vereisen locaties met lage niveaus van lokale en grote turbulentie. De atmosfeer moet ook weinig waterdamp en stofdeeltjes bevatten, om de hoeveelheid verstrooid licht te minimaliseren. Sites op hoge bergen gelegen op vrij kleine eilanden hebben bewezen de beste zonne-sites te zijn. Lage niveaus van lokale turbulentie kunnen ook worden verkregen op locaties in het meer, waar het nabijgelegen water de schommelingen van de omgevingstemperatuur laag houdt en de opbouw van lokale turbulentie remt. De uitgebreide ATST solar site site survey, misschien wel de meest testen tot nu toe, identificeert drie uitstekende site voor zonne-waarnemingen: Mees Solar Observatory op Hawaii, Observatorio del Roque de los Muchachos op La Palma en Big Bear Solar Observatory in Californië. Er zijn aanwijzingen dat Antarctische locaties zoals het Concordia Station in Dome C ook overdag uitstekend kunnen zien. In de toekomst kan de kwaliteit van de zonnetelescoop sites nauwkeuriger worden gekarakteriseerd door het aantal en de hoogte van turbulentie lagen in de atmosfeer boven de telescoop. Multi-conjugated adaptive optics systemen (zie hieronder) zullen in staat zijn om de beelddegradatie veroorzaakt door dergelijke goed gedefinieerde lagen te corrigeren.

bestaande telescopen

een groot aantal zonnetelescopen met openingen tussen 150 cm en ongeveer 10 cm is momenteel wereldwijd operationeel (zie bijvoorbeeld Landoldt-Börnstein voor een lijst van zonnetelescopen). Veel van de kleine-diafragma telescopen worden gebruikt voor routinewaarnemingen van de volledige schijf (beelden van de chromosfeer, magnetogrammen van de fotosfeer), of zijn georganiseerd in netwerken voor helioseismische metingen. Drie van de grote-diafragma telescopen zijn momenteel uitgerust met adaptieve optica, en zijn daarom geschikt voor waarnemingen met de hoogst mogelijke ruimtelijke resolutie, voor beeldvorming en spectroscopie. De Dunn Solar Telescope (DST, Sunspot, NM, 1969), de Duitse Vacuum Tower Telescope (vtt, Tenerife, 1987) en de Zweedse 1-meter Solar Telescope (SST, La Palma, 2002) hebben een aantal gemeenschappelijke kenmerken, maar ook belangrijke verschillen. Alle drie de telescopen (I) zijn torenconstructies met de telescoop-ingang hoog boven de grond, boven de lokale turbulentielaag, (ii) hebben een lange brandpuntsafstand van de primaire spiegel of lens, om een heet brandpuntsvlak te vermijden, (iii) gebruiken geëvacueerde buizen voor het lichtpad, en (iv) zijn domeless of met intrekbare koepel. De DST en de SST hebben een hoogte-azimuttoevoersysteem (“torentje”) dat het mogelijk maakt om het volledige lichtpad in vacuüm te hebben, terwijl de VTT een Coelostatsysteem gebruikt. De SST is een refractor, met een 1-m lens die ook fungeert als ingangsraam.

next generation zonnetelescopen

momenteel zijn er drie zonnetelescopen van de klasse van 1,5 tot 2 meter in voorbereiding of in aanbouw, waarvan er twee binnen een of twee jaar operationeel moeten worden. Deze telescopen markeren een belangrijke ontwerpwijziging, omdat ze niet langer afhankelijk zijn van geëvacueerde of met helium gevulde telescoopbuizen om turbulente lucht in het lichtpad te vermijden. Ze vormen een tussenstap tussen de momenteel beschikbare telescopen en de volgende generatie 4 meter telescopen. De volgende generatie zonnetelescopen met openingen van 4 meter zijn mogelijk gemaakt door twee technische doorbraken: adaptieve optica voor zonnetelescopen en de haalbaarheid van luchtgekoelde, open telescopen. De Dutch Open Telescope (DOT) op La Palma is een padvinder geweest voor de nieuwe generatie open telescopen.

de Duitse GREGOR telescoop heeft een opening van 1,50 m en bevindt zich in het Observatorio del Teide op Tenerife. Het is een open telescoop in een drie-spiegel Gregory configuratie met een brandpuntsafstand van 50 m. De primaire spiegel is gemaakt van CESIC, een silicium-carbide materiaal met een hoge thermische geleiding, en het is luchtgekoeld van de achterkant. Bij Big Bear Solar Observatory is de nieuwe Zonnetelescoop in aanbouw. Het is een open off-axis Gregory-systeem met een diafragma van 160 cm en een effectieve brandpuntsafstand van 88 m. beide telescopen worden uitgerust met adaptieve optiek van hoge orde en worden voor 2010 operationeel. In India is een project gestart om een 2-meter telescoop te bouwen in de Himalaya, op een hoogte van 5000 m. In de VS is het project Advanced Technology Solar Telescope (ATST) van het National Solar Observatory klaar om de bouwfase in te gaan. De bouwfase zal naar verwachting beginnen in 2009, en het eerste licht kan plaatsvinden in 2014. De ATST is een 4-meter, off-axis telescoop, en het zal worden gebouwd op de Haleakala berg (3000 m) op Hawaii. Het ontwerp van de telescoop is geoptimaliseerd voor hoge gevoeligheid, polarimetrische nauwkeurigheid en weinig verstrooid licht. Door zijn open ontwerp beslaat de telescoop een golflengtebereik van 0,3 µm tot 35 µm.De coronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), een coronagraaf met een opening van 1,5 meter is voorgesteld door de High Altitude Observatory in Boulder, en de universiteiten van Hawaii en Michigan. Fase-A studies voor dit project zijn momenteel aan de gang. In 2007 heeft de European Association for Solar Telescope (EAST) het project European Solar Telescope (EST) opgestart. EST is een telescoop van de 4-meter klasse, te bouwen in de Canarische Eilanden tegen het einde van het tweede decennium. Tijdens een ontwerpstudie, uitgevoerd tussen 2008 en 2010, zal het opto-mechanische ontwerp van EST worden uitgewerkt en zal een lokale karakterisering van de locatie worden gemaakt. EST zal het magnetisch veld van de zon meten met de hoogste ruimtelijke en spectrale resolutie in het zichtbare en nabij infrarode golflengtegebied.

instrumentatie

adaptieve optica

de recente ontwikkeling van realtime adaptieve optica-systemen om beeldbeweging te meten en te stabiliseren en om aberraties in lage en hoge orde te compenseren, leidde tot een belangrijke doorbraak in de ruimtelijke resolutie van zonnewaarnemingen. Tot op heden zijn verschillende telescopen van de 70 – 100 cm klasse uitgerust met adaptieve optiek systemen. Deze systemen kunnen atmosferische storingen corrigeren met een bandbreedte tot 100 Hz en kunnen de dominante aberratiemodi corrigeren die worden veroorzaakt door de turbulente aardatmosfeer en het instrument zelf. Het aantal aberratiemodi dat kan worden gecorrigeerd neemt toe met het aantal subopeningen van de golfvoorsensor. De typische grootte van subopeningen van een hoge orde adaptieve optiek is ongeveer 8 cm. Dit is klein genoeg om het anisoplanatisme van de dagatmosfeer te verklaren, maar ook groot genoeg om de fotosferische granulatie van de zon op te lossen. Het gebied dat kan worden gecorrigeerd met adaptieve optica is zeer klein, slechts een paar boogseconden in diameter. Om deze beperking te overwinnen, zijn multi-conjugated adaptive optics systemen momenteel in ontwikkeling. Deze systemen gebruiken verschillende vervormbare spiegels om de vervormingen van het golffront te corrigeren die zich in verschillende hoogtes boven de telescoop voordoen.

het belang en de complexiteit van adaptieve optica voor zonnewaarnemingen neemt snel toe met de toenemende telescoopopening. De haalbare ruimtelijke resolutie van de geplande telescopen in de VS en Europa met openingen in de orde van 4 meter zal kritisch afhangen van de kwaliteit van hun adaptieve optiek systemen. Een high-order systeem vereist golf-front sensoren met ongeveer 2000 sub-diafragma ‘ s-nogal een technische uitdaging. Gelukkig is de rekenkracht sneller gegroeid dan de grootte van telescopen, daarom zijn dergelijke high-order systemen tegenwoordig binnen handbereik.

Filtergrafieken

waarnemingen van de kleinste details op de zon, in de buurt van de diffractiegrens van de telescoop worden gedaan met breedband-imagers. Zij kunnen bestaan uit een filter om de golflengteband te selecteren, en een geschikte digitale detector, bijvoorbeeld een CCD-camera. Dankzij het hoge lichtniveau zijn belichtingstijden van enkele milliseconden voldoende. Dit maakt het mogelijk om uitbarstingen van beelden in een snelle opeenvolging te verzamelen en daarna de allerbeste te selecteren, of de volledige uitbarsting te gebruiken voor post-facto beeldherstel met behulp van technieken gebaseerd op multi-frame blind deconvolution of spikkel interferometrie. Deze technieken maken het mogelijk de morfologie van de fotosfeer van de zon en de evolutie van grote en kleine objecten op tijdschalen van een seconde, minuten of langer te bestuderen. Zonder beeldherstel wordt het hoogwaardige gezichtsveld van filtergrams beperkt door het gecorrigeerde veld (isoplanatisch gebied) van de adaptieve optica. In de praktijk kan het volledige gezichtsveld van de beschikbare CCD ‘ s echter worden hersteld tot homogene kwaliteit.

spectroscopische instrumenten

spectroscopische instrumenten zijn nodig om fysische parameters zoals temperatuur, magnetisch veld of stroomsnelheid te verkrijgen. Deze metingen zijn multidimensionaal: twee ruimtelijke dimensies, golflengte en tijd. Momenteel kunnen detectoren slechts twee dimensies tegelijk opnemen. Er zijn twee verschillende oplossingen om spectroscopische gegevens te verkrijgen: filterinstrumenten die tweedimensionale beelden registreren bij een vaste golflengte, en Long-spleet spectrografen die één ruimtelijke dimensie en een bepaald golflengtebereik registreren. Beide soorten instrumenten hebben voor de hand liggende voordelen en ook nadelen, en het hangt af van het wetenschappelijke onderwerp, welke men de voorkeur heeft. Sommige zonneobservatoria leveren daarom beide instrumenten.

Filterspectrometers registreren (bijna) monochromatische beelden. Ze gebruiken afstembare smalbandfilters om de golflengte te selecteren. Ruimtelijke en golflengteinformatie wordt geregistreerd door een opeenvolging van monochromatische beelden met variërende golflengte te nemen. Afstembare filters kunnen Lyot-filters zijn, of Fabry-Pérot Interferometers of Michelson Interferometers. Met een combinatie van twee of drie afstembare hoogwaardige Fabry-Pérots kan een spectrale resolutie van 2,5 pm worden verkregen. De wereldwijde tuning bereik is ongeveer 300 nm. Vanwege het kleine vrije spectrale bereik is de spectrale dekking voor een individuele meting beperkt tot 0,3 nm.Filterspectrometers zijn vaak uitgerust met een extra breedband kanaal dat beelden neemt in een vaste golflengteband, en gelijktijdig met de smalbandbeelden. De breedband opeenvolgingen worden dan gebruikt voor post-facto reconstructie van de gegevens. Een typische dataset met een gezichtsveld van ongeveer een boogminuut kwadraat en 15 golflengteposities over een spectraallijn kan in een paar seconden worden genomen. De ruimtelijke resolutie van een dergelijke meting is afhankelijk van de grootte van de telescoop en de beeldschaal van de detector. Verschillende delen van de spectraallijn worden op verschillende tijdstippen gemeten. In tijden van variabel zien kan de vorm van het lijnprofiel vervormd raken. Verschillende Fabry-Pérot-instrumenten zijn beschikbaar bij de hierboven genoemde hoge-resolutie zonnetelescopen. Spectrografen met een lange gleuf geven momentane informatie over een bepaald golflengtebereik en één ruimtelijke dimensie (langs de gleuf). De spectrale resolutie hangt voornamelijk af van het (verlichte) oppervlak van het diffractierooster en de brandpuntsafstand van het instrument. Compacte spectrografen hebben een resolutie van 2,5 pm (oplossend vermogen van 250.000), vergelijkbaar met de beste filterspectrometers. Spectrografen met grote roosters en lange brandpuntsafstanden, zoals de Echelle spectrograph van de Duitse VTT, hebben een theoretisch oplossend vermogen van 1.000.000. Spleetspectrografen registreren één of meerdere spectraallijnen tegelijk. Dit is belangrijk voor het onderzoek van de vorm van lijnprofielen, omdat ze niet worden vervormd door mogelijke veranderingen in de aardatmosfeer. Tweedimensionale ruimtelijke informatie wordt verzameld door het zonnebeeld over de spleet te bewegen. De tijd die nodig is om een bepaald gebied te bedekken, hangt af van de gewenste ruimtelijke resolutie, d.w.z. de spleetbreedte en de stapgrootte. Snelle cadensen met hoge spectrale resolutie en dekking zijn mogelijk voor kleine scangebieden. Roosterspectrografen bestrijken een groot aantal golflengten, meestal van 380 tot 2200 nanometer.

Spectro-polarimeters worden gebruikt voor het meten van het magnetisch veld in de atmosfeer van de zon. Ze bestaan als combinatie van filterspectrometers of long-spleet spectrografen met geschikte polarisatiemodulatiecomponenten. Omdat de fractie van het gepolariseerde licht van de zon vaak zeer klein is, is de benodigde nauwkeurigheid van polarimetrische metingen zeer hoog. Het magnetische signaal wordt verkregen door het meten van de Stokes parameters die informatie over de totale intensiteit, de cirkelvormige en twee orthogonale Staten van lineaire polarisatie. De polarisatie modulatie wordt uitgevoerd met roterende vertragende golfplaten, of met moderne afstembare vloeibare kristallen retarders.Een enkele meting van het magnetisch veld vereist ten minste vier verschillende beelden bij verschillende instellingen van de polarisatiemodulator. Om de invloed van variabele omstandigheden te minimaliseren, moeten deze beelden in een snelle opeenvolging worden genomen. Bovendien zijn nauwkeurige kalibraties van de polarisatieeigenschappen van de telescoop en de spectro-polarimeter zelf noodzakelijk om een hoge polarimetrische nauwkeurigheid van de gegevens te garanderen. De beste instrumenten hebben een nauwkeurigheid van 1 deel op 10.000.

Bibliografie

• Aristidi, E. et al. 2005, Site Testing in Summer at Dome C, Antarctica, a&A, 444, 651
• Brandt, P. en Wöhl, H. 1982, Solar Site-Testing Campaign of JOSO on the Canary Islands in 1979, A&A, 109, 77
• Coulter, R. L. en Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT as an Experiment to Study Active Region Irradiance and Luminosity Evolution, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. et al. 2006, vooruitgang op de 1,6-meter Nieuwe Solar Telescope bij Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. W. et al. 1996, the Global Oscillation Network Group (GONG) Project, Wetenschap, 533, 163
• Hill, F. et al. 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. et al. 2004, uitzonderlijke astronomische gezien omstandigheden boven Dome C in Antarctica, Natuur, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998, de USAF verbeterde Solar Observing Optical Network (ISOON) en de Impact ervan op Solar Synoptic databases, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, W. 2001, Solar Telescopes and Instruments: Ground, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, Edited by Paul Murdin, article 1987. Bristol: Institute of Physics Publishing, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomczyk, S., Lin, H., en Zurbuchen, T. 2007, COSMO Proposal
• Volkmer, R. et al. 2006, de nieuwe 1,5 m Solar Telescope GREGOR: eerste licht en Start van de inbedrijfstelling, Proc. Spie, 6267, 62670W
• Wagner, J. et al. 2006, Advanced Technology Solar Telescope: A Progress Report, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, A. P. en 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. Phys., 115, 77

interne verwijzingen

• Olaf Sporns (2007) complexiteit. Scholarpedia, 2 (10):1623.Eugene M. Izhikevich (2007) Kinetics. Scholarpedia, 2 (10): 2014.Hugh Hudson (2008) Solar activity. Scholarpedia, 3 (3): 3967.

Advanced Technology Solar Telescope
Dutch Open Telescoop
Global H-alpha Netwerk
Global Oscillatie Netwerk Groep
GREGOR Telescoop
Optische Zonne-Patrouille Netwerk
Precisie Zonne-Fotometrische Telescoop
Swedish Solar Telescope
Synoptische Optische Lange termijn Onderzoeken van de Zon

Observatoria

Big Bear Solar Observatory
Culgoora Zonne-Observatorium
Hoge Hoogte Observatorium
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Learmonth Zonne-Observatorium
Lomnicky Stit Observatorium
Mauna Loa Zonne-energie Observatorium
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatorio
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide