teleskopy słoneczne

• 1 Wprowadzenie
• 2 najlepsze strony
• 3 istniejące teleskopy
• 4 teleskopy słoneczne nowej generacji
• 5 Oprzyrządowanie
  • 5.1 Optyka adaptacyjna
  • 5.2 filtry
  • 5.3 przyrządy spektroskopowe
• 6 Bibliografia
• 7.1367
  • 7.136

wprowadzenie

teleskopy słoneczne opierają się na tych samych zasadach konstrukcyjnych, co Instrumenty nocne, ale obserwacje słoneczne wymagają specjalistycznych teleskopów i instrumentów, ponieważ muszą wytrzymać ciepło wprowadzane przez słońce przy zachowaniu ich wysokiej rozdzielczości w wymiarach przestrzennych, widmowych i czasowych. Promieniowanie słoneczne nagrzewa ziemię, powodując warstwę turbulentnego powietrza, co z kolei pogarsza jakość obrazu. Teleskopy słoneczne są więc zwykle instalowane w wieżach, powyżej tej turbulentnej warstwy.

większość istniejących teleskopów słonecznych to instrumenty synoptyczne o otworach od kilku centymetrów do powiedzmy pół metra. Kilka z tych teleskopów jest zorganizowanych jako sieci do pomiarów helioseismologicznych. Inne monitorują aktywność słoneczną i dostarczają obrazy dysku słonecznego w różnych pasmach długości fali lub magnetogramach. Teleskopy te często dostarczają ważnych informacji dla badań o wysokiej rozdzielczości, chociaż ich znaczenie nieco się zmniejszyło, ponieważ Satelita SOHO dostarcza codziennie pełny obraz dysku bez przerw. Nowe pełne teleskopy dyskowe oferują dane synoptyczne o wysokiej częstotliwości, do badania krótkotrwałych zjawisk.

Teleskopy o otworach większych niż, powiedzmy, 0,5 metra mają pole widzenia tylko niewielkiej części dysku słonecznego w skali obrazu, która pozwala na obrazowanie ograniczone dyfrakcją w płaszczyźnie ogniskowej. W przeszłości większość teleskopów z 0.Klasa od 5 do 1 metra ewakuowała ścieżki świetlne w celu tłumienia niejednorodności współczynnika załamania powietrza wywołanego wewnątrz teleskopu przez napływ ciepła ze słońca. W przypadku teleskopów słonecznych nowej generacji o otworach od 1,5 do 4 metrów przewiduje się konstrukcje otwarte, ze złożonymi systemami chłodzenia dla optyki podstawowej, które zapobiegają nagrzewaniu się z powodu pochłoniętego promieniowania słonecznego. Elementy optyczne wykonane są z materiału o bardzo niskiej rozszerzalności cieplnej i, jeśli to możliwe, o wysokiej przewodności cieplnej. Ta ostatnia właściwość upraszcza proces chłodzenia i znacznie skraca czas potrzebny do osiągnięcia równowagi termicznej.

wiele zjawisk, które można zaobserwować w atmosferze słonecznej, trwa zaledwie kilka minut, a ważne zmiany mogą nastąpić w ciągu kilku sekund. W związku z tym teleskopy słoneczne o wysokiej rozdzielczości muszą zapewniać wystarczająco wysoki poziom światła, aby osiągnąć wystarczająco wysoki poziom sygnału do szumu. Jest to najważniejsze dla pomiaru (słabego) pola magnetycznego w fotosferze słonecznej. Ważne obiekty małej skali mają rozmiary 100 km lub mniej, a do ich rozwiązania potrzebne są teleskopy o aperturze co najmniej jednego metra. Teleskopy nowej generacji o aperturach około czterech metrów będą w stanie osiągnąć wysoki poziom światła, krótki czas integracji i dobrą rozdzielczość przestrzenną. Należy zauważyć, że w przypadku obserwacji ograniczonych dyfrakcją poziom światła na element rozdzielczości jest taki sam dla każdego teleskopu. Dla zwiększonego poziomu światła należy poświęcić rozdzielczość przestrzenną lub czasową.

w tym artykule omówimy głównie właściwości teleskopów o wysokiej rozdzielczości i odpowiedniego oprzyrządowania. Nie staramy się przedstawiać pełnej listy istniejących teleskopów, ale wymieniamy tylko kilka z nich, które reprezentują ważne zasady budowy, a które są bardzo udane naukowo dzięki systemom optyki adaptacyjnej.

najlepsze miejsca

wysokiej jakości obserwacje słońca wymagają miejsc o niskim poziomie turbulencji lokalnych i dużych wysokościach. Atmosfera powinna również zawierać niewielką ilość pary wodnej i cząstek pyłu, aby zminimalizować ilość rozproszonego światła. Miejsca na wysokich górach położone na raczej małych wyspach okazały się najlepszymi miejscami słonecznymi. Niski poziom lokalnych turbulencji można również uzyskać w jeziorach, gdzie pobliska woda utrzymuje niskie wahania temperatury powietrza i hamuje narastanie lokalnych turbulencji. Kompleksowy ATST solar site Site survey, prawdopodobnie najbardziej testowy do tej pory, identyfikuje trzy doskonałe miejsca do obserwacji Słońca: Mees Solar Observatory na Hawajach, Observatorio del Roque de los Muchachos na La Palma i Big Bear Solar Observatory w Kalifornii. Istnieją dowody na to, że Antarktyczne miejsca, takie jak Stacja Concordia w Dome C, mogą mieć również doskonałe widzenie w ciągu dnia. W przyszłości jakość miejsc w teleskopach słonecznych może być bardziej precyzyjnie scharakteryzowana liczbą i wysokością warstw turbulencji w atmosferze nad teleskopem. Sprzężone systemy optyki adaptacyjnej (patrz poniżej) będą w stanie skorygować degradację obrazu spowodowaną przez tak dobrze zdefiniowane warstwy.

istniejące teleskopy

duża liczba teleskopów słonecznych o aperturach od 150 cm do około 10 cm działa obecnie na całym świecie (patrz np. Landoldt-Börnstein lista teleskopów słonecznych). Wiele teleskopów o małej aperturze służy do rutynowych obserwacji pełnego dysku (obrazy chromosfery, magnetogramy fotosfery) lub są zorganizowane w sieci do pomiarów helioseistycznych. Trzy z teleskopów o dużej aperturze są obecnie wyposażone w optykę adaptacyjną i dlatego nadają się do obserwacji o najwyższej możliwej rozdzielczości przestrzennej, do obrazowania i spektroskopii. Słoneczny Teleskop Dunna (DST, Sunspot, NM, 1969), Niemiecki Teleskop próżniowy (vtt, Teneryfa, 1987) i szwedzki 1-metrowy teleskop słoneczny (SST, La Palma, 2002) mają wiele wspólnych cech, ale także istotne różnice. Wszystkie trzy teleskopy (i) są konstrukcjami wieżowymi z wejściem teleskopu wysoko nad ziemią, ponad lokalną warstwą turbulencji, (ii) mają długą ogniskową zwierciadła pierwotnego lub soczewki, aby uniknąć gorącej płaszczyzny ogniskowej, (iii) używają ewakuowanych rur do ścieżki światła, oraz (iv) są bez kopuły lub z chowaną kopułą. DST i SST mają system podawania wysokościowo-azymutowego („Turret”), który pozwala uzyskać pełną ścieżkę światła w próżni, podczas gdy VTT wykorzystuje system Coelostat. SST jest refraktorem, z soczewką 1-m, która działa również jako okno wejściowe.

teleskopy słoneczne nowej generacji

obecnie trzy teleskopy słoneczne klasy 1,5 do 2 metrów są w przygotowaniu lub w budowie, a dwa z nich powinny zacząć działać w ciągu następnego roku lub dwóch lat. Teleskopy te stanowią istotną zmianę konstrukcyjną, ponieważ nie polegają już na ewakuowanych lub wypełnionych helem tubach teleskopów, aby uniknąć turbulentnego powietrza na ścieżce światła. Stanowią one pośredni krok pomiędzy obecnie dostępnymi teleskopami a 4-metrowymi teleskopami nowej generacji. Kolejną generację teleskopów słonecznych o aperturach w zakresie 4 metrów umożliwiły dwa przełomy techniczne: Optyka adaptacyjna dla teleskopów słonecznych oraz możliwość zastosowania chłodzonych powietrzem, otwartych teleskopów. Holenderski Teleskop otwarty (DOT) Na La Palma był pionierem nowej generacji teleskopów otwartych.

Niemiecki teleskop GREGOR ma aperturę 1,50 m i znajduje się w Observatorio del Teide na Teneryfie. Jest to teleskop otwarty w układzie Trójskrzydłowym o ogniskowej 50 m. Lustro główne jest wykonane z CESIC, materiału z węglika krzemu o wysokim przewodnictwie cieplnym, i jest chłodzone powietrzem z tyłu. W Big Bear Solar Observatory trwa budowa nowego teleskopu słonecznego. Jest to otwarty pozaosiowy System Gregory ’ ego o aperturze 160 cm i efektywnej ogniskowej 88 m. oba teleskopy zostaną wyposażone w optykę adaptacyjną wysokiego rzędu i zaczną działać przed 2010 rokiem. W Indiach rozpoczęto projekt budowy 2-metrowego teleskopu w Himalajach, na wysokości 5000 m n. p. m.

w Stanach Zjednoczonych, projekt Advanced Technology Solar Telescope (ATST) Narodowego Obserwatorium słonecznego jest gotowy do wejścia w fazę budowy. Faza budowy ma się rozpocząć w 2009 r., A Pierwsze światło może nastąpić w 2014 r. ATST jest 4-metrowym, pozaosiowym teleskopem i zostanie zbudowany na górze Haleakala (3000 m) na Hawajach. Konstrukcja teleskopu jest zoptymalizowana pod kątem wysokiej czułości, dokładności polarymetrycznej i niskiego światła rozproszonego. Ze względu na otwartą konstrukcję teleskop obejmuje zakres długości fali od 0,3 µm do 35 µm.COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), koronograf o aperturze 1,5 metra, został zaproponowany przez High Altitude Observatory w Boulder oraz Uniwersytety na Hawajach i Michigan. Obecnie trwają badania fazy A dla tego projektu. W 2007 roku European Association for Solar Telescope (EAST) zainicjowało projekt European Solar Telescope (EST). EST to teleskop klasy 4-metrowej, zbudowany na Wyspach Kanaryjskich pod koniec drugiej dekady. Podczas badania projektowego, przeprowadzonego w latach 2008-2010, zostanie opracowany opto-mechaniczny projekt EST i zostanie wykonana lokalna charakterystyka terenu. EST będzie mierzył słoneczne pole magnetyczne o najwyższej rozdzielczości przestrzennej i widmowej w obszarze długości fali widzialnej i bliskiej podczerwieni.

Oprzyrządowanie

Optyka adaptacyjna

niedawny rozwój systemów optyki adaptacyjnej w czasie rzeczywistym do pomiaru i stabilizacji ruchu obrazu oraz kompensacji aberracji obrazu niskiego i wysokiego rzędu doprowadził do poważnego przełomu w rozdzielczości przestrzennej obserwacji Słońca. Do tej pory kilka teleskopów klasy 70-100 cm jest wyposażonych w systemy optyki adaptacyjnej. Systemy te mogą korygować zakłócenia atmosferyczne o szerokości pasma do 100 Hz i są w stanie korygować dominujące tryby aberracji spowodowane przez burzliwą atmosferę ziemską i sam instrument. Liczba trybów aberracji, które można skorygować, rośnie wraz z liczbą podpierwotnych otworów czujnika przedniego fali. Typowa wielkość podpustek optyki adaptacyjnej wysokiego rzędu wynosi około 8 cm. Jest na tyle mały, że odpowiada za anisoplanatyzm atmosfery dziennej, ale także wystarczająco duży, aby rozwiązać fotosferyczną granulację słońca. Obszar, który można skorygować za pomocą optyki adaptacyjnej, jest bardzo mały, o średnicy zaledwie kilku sekund łuku. Aby przezwyciężyć to ograniczenie, obecnie opracowywane są wielopoziomowe systemy optyki adaptacyjnej. Systemy te wykorzystują kilka odkształcalnych zwierciadeł do korygowania deformacji czoła fali, które występują na różnych wysokościach nad teleskopem.

znaczenie i złożoność optyki adaptacyjnej do obserwacji Słońca szybko rośnie wraz ze wzrostem przysłony teleskopu. Osiągalna rozdzielczość przestrzenna planowanych teleskopów w USA a Europa z otworami rzędu 4 metrów będzie zależeć krytycznie od jakości ich adaptacyjnych systemów optycznych. System wysokiego rzędu będzie wymagał czujników falowych z około 2000 otworami-nie lada wyzwanie techniczne. Na szczęście moc obliczeniowa wzrosła szybciej niż rozmiar teleskopów, dlatego takie systemy wysokiego rzędu są obecnie w zasięgu ręki.

Filtergraphs

obserwacje najmniejszych detali na słońcu, w pobliżu granicy dyfrakcji teleskopu są wykonywane za pomocą szerokokątnych imagerów. Mogą one składać się z filtra do wyboru pasma długości fali oraz odpowiedniego detektora cyfrowego, np. kamery CCD. Dzięki wysokiemu poziomowi światła wystarczają czasy ekspozycji rzędu kilku milisekund. Pozwala to na zbieranie serii obrazów w szybkiej sekwencji, a następnie wybieranie tych najlepszych, lub wykorzystanie pełnego cyklu do rekonstrukcji obrazu post-facto przy użyciu technik opartych na wieloklatkowej ślepej dekonwolucji lub interferometrii plamkowej. Techniki te pozwalają na badanie morfologii fotosfery słonecznej i ewolucji dużych i małych obiektów w skalach czasowych sekund, minut lub dłuższych. Bez przywracania obrazu, wysokiej jakości pole widzenia filtra jest ograniczone przez skorygowane pole (obszar izoplanatyczny) optyki adaptacyjnej. Jednak w praktyce pełne pole widzenia dostępnych CCD można przywrócić do jednorodnej jakości.

Instrumenty spektroskopowe

Instrumenty spektroskopowe są potrzebne do uzyskania parametrów fizycznych, takich jak temperatura, pole magnetyczne lub prędkość przepływu. Pomiary te są wielowymiarowe: dwa wymiary przestrzenne, długość fali i czas. Obecnie detektory mogą rejestrować tylko dwa wymiary na raz. Istnieją dwa różne rozwiązania do uzyskania danych spektroskopowych: Instrumenty filtrujące, które rejestrują dwuwymiarowe obrazy o stałej długości fali i spektrografy o długiej szczelinie, które rejestrują jeden wymiar przestrzenny i pewien zakres długości fali. Oba rodzaje instrumentów mają oczywiste zalety, a także wady i to zależy od tematu naukowego, który z nich jest preferowany. Niektóre obserwatoria słoneczne zapewniają zatem oba instrumenty.

spektrometry filtracyjne rejestrują (prawie) obrazy monochromatyczne. Używają przestrajalnych filtrów wąskopasmowych, aby wybrać długość fali. Informacje przestrzenne i długości fali są rejestrowane przez sekwencję obrazów monochromatycznych o różnej długości fali. Przestrajalnymi filtrami mogą być filtry Lyota, Interferometry Fabry ’ ego-Pérota lub Interferometry Michelsona. Dzięki połączeniu dwóch lub trzech przestrajalnych Wysokiej Jakości Fabry-Pérots można uzyskać rozdzielczość widmową 2,5 pm. Globalny zakres strojenia wynosi około 300 nm. Ze względu na mały wolny zakres spektralny, zasięg widmowy dla indywidualnego pomiaru jest ograniczony do 0,3 nm.Spektrometry filtracyjne są często wyposażone w dodatkowy kanał szerokopasmowy, który wykonuje obrazy w stałym paśmie długości fali i jednocześnie z obrazami wąskopasmowymi. Sekwencje szerokopasmowe są następnie wykorzystywane do rekonstrukcji danych po fakcie. Typowy zestaw danych o polu widzenia około jednej minuty łuku do kwadratu i 15 pozycjach długości fali w linii spektralnej można wykonać w ciągu kilku sekund. Rozdzielczość przestrzenna takiego pomiaru zależy od wielkości teleskopu i skali obrazu na detektorze. Różne części linii widmowej są mierzone w różnych momentach. W czasie zmiennego widzenia kształt profilu linii może ulec zniekształceniu. Kilka instrumentów Fabry ’ ego-Pérota jest dostępnych na wspomnianych powyżej teleskopach słonecznych o wysokiej rozdzielczości.

spektrografy kratowe o długiej szczelinie dostarczają natychmiastowych informacji o pewnym zakresie długości fali i jednym wymiarze przestrzennym (wzdłuż szczeliny). Rozdzielczość widmowa zależy głównie od (oświetlonego) obszaru siatki dyfrakcyjnej i ogniskowej instrumentu. Kompaktowe spektrografy mają rozdzielczość 2,5 pm (rozdzielczość 250.000), podobną do najlepszych spektrometrów filtracyjnych. Spektrografy z dużymi kratami i długimi ogniskowymi, podobnie jak spektrograf Echelle niemieckiego VTT, mają teoretyczną moc rozdzielczą 1.000.000. Spektrografy szczelinowe rejestrują jedną lub kilka linii spektralnych na raz. Jest to ważne dla badania kształtu profili linii, ponieważ nie są one zniekształcone przez ewentualne zmiany w atmosferze Ziemi. Dwuwymiarowe informacje przestrzenne są zbierane przez przesuwanie obrazu słonecznego przez szczelinę. Czas potrzebny na pokrycie określonego obszaru zależy od pożądanej rozdzielczości przestrzennej, tj. szerokości szczeliny i wielkości kroku. Szybkie kadencje o wysokiej rozdzielczości spektralnej i zasięgu są możliwe dla małych obszarów skanowania. Spektrografy kratowe obejmują duży zakres długości fal, zwykle od 380 do 2200 nanometrów.

spektro-polarymetry służą do pomiaru pola magnetycznego w atmosferze słonecznej. Występują one jako kombinacja spektrometrów filtracyjnych lub spektrografów o długiej szczelinie z odpowiednimi komponentami modulacji polaryzacyjnej. Ponieważ ułamek światła spolaryzowanego od słońca jest często bardzo mały, wymagana dokładność pomiarów polarymetrycznych jest bardzo wysoka. Sygnał magnetyczny uzyskuje się przez pomiar parametrów Stokesa, które dostarczają informacji o natężeniu całkowitym, kołowym i dwóch stanach ortogonalnych polaryzacji liniowej. Modulacja polaryzacji jest wykonywana albo za pomocą obracających się płytek fali opóźniającej, albo za pomocą nowoczesnych przestrajalnych opóźniaczy ciekłokrystalicznych.Pojedynczy pomiar pola magnetycznego wymaga co najmniej czterech różnych obrazów przy różnych ustawieniach modulatora polaryzacji. Aby zminimalizować wpływ zmiennych warunków widzenia, zdjęcia te muszą być wykonane w szybkiej kolejności. Ponadto konieczne są precyzyjne kalibracje właściwości polaryzacyjnych teleskopu oraz samego spektro-polarymetru, aby zagwarantować wysoką dokładność polarymetryczną danych. Najlepsze instrumenty mają dokładność 1 części na 10 000.

Bibliografia

• Aristidi, E. et al. 2005, testowanie Terenu w lecie w Dome C, Antarktyda, a&A, 444, 651
• Brandt, p. and wöhl, H. 1982, Solar Site-Testing Campaign of JOSO on the Canary Islands in 1979, a&A, 109, 77
• Coulter, R. L. and Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT jako eksperyment badający natężenie promieniowania w regionie aktywnym i ewolucję jasności, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. et al. 2006, postęp prac nad 1,6-metrowym nowym teleskopem Słonecznym w Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670a
• 1996, projekt Global Oscillation Network Group (GONG), Nauka, 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, Exceptional Astronomical Seeing Conditions above Dome C in Antarctica, Nature, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998, the USAF Improved Solar Observing Optical Network (ISOON) and its Impact on Solar Synoptic Data Bases, 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., and Zurbuchen, T. 2007, COSMO Proposal
• Volkmer, R. et al. 2006, Nowy 1,5 m Teleskop słoneczny GREGOR: pierwsze światło i rozpoczęcie rozruchu, Proc. SPIE, 6267, 62670w
• 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. Phys., 115, 77

wewnętrzne

• Olaf Sporns (2007) Encyklopedia stypendialna, 2(10): 1623.
• Eugeniusz M. Iżykiewicz (2007) Kinetyka. Encyklopedia stypendialna, 2(10): 2014.
• Hugh Hudson (2008) Scholarpedia, 3(3):3967.

zaawansowana technologia teleskopu słonecznego
Holenderski Teleskop otwarty
globalna sieć H-alfa
globalna sieć oscylacyjna Grupa
teleskop Gregora
optyczna sieć patroli słonecznych
precyzyjny słoneczny Teleskop fotometryczny
Szwedzki Teleskop słoneczny
synoptyczne optyczne długoterminowe badania słońca

obserwatoria

obserwatorium słoneczne Big Bear
obserwatorium słoneczne culgoora
Obserwatorium wysokościowe
Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
Obserwatorium słoneczne Learmonth
Lomnicky Stit Obserwatorium
Mauna Loa Solar Obserwatorium
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatory
Obserwatorium Roque Boys
Obserwatorium Teide