Solar, telescópios

• 1 Introdução
• 2 Melhores sites
• 3 Existente telescópios
• 4 Próxima geração solar, telescópios
• 5 Instrumentação
  • 5.1 óptica Adaptativa
  • 5.2 Filtergraphs
  • 5.3 instrumentos Espectroscópicos
• 6 Bibliografia
• 7 Ligações Externas
  • 7.1 Observatórios

Introdução

Solar, telescópios são baseado nos mesmos princípios de construção como a noite de tempo de instrumentos, mas a energia solar observações requerem especializado de telescópios e instrumentos, uma vez que eles devem suportar a entrada de calor do Sol, mantendo theirhigh resolução espacial, espectral e temporal dimensões. A irradiação solar aquece o solo, causando uma camada de ar turbulento que por sua vez degrada a qualidade da imagem. Os telescópios solares são, portanto, normalmente instalados em torres, acima dessa camada turbulenta.

a maioria dos telescópios solares existentes são instrumentos sinópticos com aberturas que variam de alguns centímetros a, digamos, meio metro. Vários desses telescópios são organizados como redes para medições de helioseismologia. Outros monitoram a atividade solar e fornecem imagens do disco solar em diferentes bandas de comprimento de onda, ou magnetogramas. Esses telescópios geralmente fornecem informações básicas importantes para estudos de alta resolução, embora sua importância tenha diminuído um pouco, uma vez que o satélite SOHO fornece imagens diárias de disco completo sem interrupções. Novos telescópios de disco completo oferecem dados sinópticos em alta cadência, para a investigação de fenômenos de curta duração.Telescópios com aberturas maiores que, digamos, 0,5 metros têm um campo de visão de apenas uma pequena fração do disco solar em uma escala de imagem que permite imagens limitadas por difração no plano focal. No passado, a maioria dos telescópios do 0.A classe de 5 a 1 metro evacuou caminhos de luz para suprimir as não homogeneidades do Índice de refração do ar causado dentro do telescópio por entrada térmica do sol. Para telescópios solares da próxima geração com aberturas de 1,5 a 4 metros, estão previstas estruturas abertas, com sistemas de resfriamento complexos para a óptica primária que evitam o aquecimento devido à radiação solar absorvida. Os elementos ópticos são feitos de material com expansão térmica muito baixa e, se possível, com alta condutividade térmica. A última propriedade simplifica o processo de resfriamento e reduz significativamente o tempo necessário para atingir o equilíbrio térmico.Muitos dos fenômenos que podem ser observados na atmosfera solar têm uma vida útil de apenas alguns minutos, e mudanças importantes podem ocorrer dentro de alguns segundos. Os telescópios solares de alta resolução, portanto, precisam fornecer níveis de luz altos o suficiente para atingir um nível de ruído de sinal suficientemente alto. Isso é mais importante para a medição do campo magnético (fraco) na fotosfera solar. Objetos importantes de pequena escala têm tamanhos de 100 km ou menos, e requer telescópios com uma abertura de pelo menos um metro para resolvê-los. Telescópios de próxima geração com aberturas de cerca de quatro metros serão capazes de atingir alto nível de luz, curto tempo de integração e boa resolução espacial. Deve-se notar que, para observações limitadas por difração, o nível de luz por elemento de resolução é o mesmo para qualquer telescópio. Para um nível de luz aumentado, é preciso sacrificar a resolução espacial ou temporal.

neste artigo, discutimos principalmente as propriedades dos telescópios de alta resolução e a instrumentação correspondente. Não tentamos fornecer uma lista completa de telescópios existentes, mas mencionamos apenas muito poucos que representam princípios de construção importantes e que são cientificamente muito bem-sucedidos, graças aos seus sistemas de óptica adaptativa.

melhores locais

observações solares de alta qualidade requerem locais com baixos níveis de turbulência local e de alta altitude. A atmosfera também deve conter pouco vapor de água e partículas de poeira, a fim de minimizar a quantidade de luz dispersa. Locais em altas montanhas localizadas em Ilhas bastante pequenas provaram ser os melhores locais solares. Baixos níveis de turbulência local também podem ser obtidos em locais de lagos, onde a água próxima mantém as flutuações da temperatura do ar ambiente baixas e inibe o acúmulo de turbulência local. O abrangente ATST solar site Site survey, indiscutivelmente o mais teste até agora, identifica três excelentes locais para observações solares: Observatório Solar Mees no Havaí, Observatorio del Roque de los Muchachos em La Palma e Observatório Solar Big Bear na Califórnia. Há evidências de que locais Antárticos, como a estação Concordia em Dome C, também podem ter uma excelente visão diurna. No futuro, a qualidade dos locais do telescópio solar pode ser mais precisamente caracterizada pelo número e altitude das camadas de turbulência na atmosfera acima do telescópio. Sistemas de óptica adaptativa multi-conjugados (veja abaixo) serão capazes de corrigir a degradação da imagem causada por tais camadas bem definidas.

telescópios existentes

um grande número de telescópios solares com aberturas entre 150 cm e cerca de 10 cm está atualmente operacional em todo o mundo (ver, por exemplo, Landoldt-Börnstein para uma lista de telescópios solares). Muitos dos telescópios de pequena abertura são usados para observações rotineiras do disco completo (imagens da cromosfera, magnetogramas da fotosfera) ou são organizados em redes para medições helioseísmicas. Três dos telescópios de grande abertura estão atualmente equipados com óptica adaptativa e, portanto, são adequados para observações com maior resolução espacial possível, para imagens e espectroscopia. O telescópio solar Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), o telescópio Alemão Vacuum Tower (VTT, Tenerife, 1987) e o telescópio solar sueco de 1 metro (SST, La Palma, 2002) têm uma série de características comuns, mas também diferenças importantes. Todos os três telescópios (i) são tower construções com o telescópio de entrada elevada acima do solo, acima do local da camada de turbulência, (ii) ter uma distância focal do espelho primário ou lente, para evitar uma quente de plano focal, (iii) utilizar os tubos evacuados para o caminho da luz, e (iv) são domeless ou com cúpula retrátil. O DST e o SST têm um sistema de alimentação de altitude-azimute (“torre”) que permite ter o caminho de luz completo no vácuo, enquanto o VTT usa um sistema Coelostat. O SST é um refrator, com uma lente de 1 m que atua também como janela de entrada.

telescópios solares de próxima geração

atualmente, três telescópios solares da classe de 1,5 a 2 metros estão em preparação ou em construção, e dois deles devem se tornar operacionais nos próximos um ou dois anos. Esses telescópios marcam uma importante mudança de design, uma vez que não dependem mais de tubos de telescópio evacuados ou cheios de hélio para evitar o ar turbulento no caminho da luz. Eles representam um passo intermediário entre os telescópios atualmente disponíveis e os telescópios de 4 metros de próxima geração. A próxima geração de telescópios solares com aberturas na faixa de 4 metros foi possibilitada por dois avanços técnicos: óptica adaptativa para telescópios solares e a viabilidade de telescópios abertos resfriados a ar. O telescópio aberto Holandês (DOT) em La Palma tem sido um pathfinder para a nova geração de telescópios abertos.

o telescópio alemão GREGOR tem uma abertura de 1,50 m e está localizado no Observatorio del Teide, em Tenerife. É um telescópio aberto em uma configuração Gregory de três espelhos com uma distância focal de 50 m. O espelho preliminar é feito de CESIC, um material do silicone-carboneto com condução térmica alta, e é refrigerado a ar da parte traseira. No Observatório Solar Big Bear, o novo telescópio Solar está em construção. É um sistema aberto fora do eixo Gregory com uma abertura de 160 cm e uma distância focal efetiva de 88 M. ambos os telescópios serão equipados com óptica adaptativa de alta ordem e se tornarão operacionais antes de 2010. Na Índia, um projeto para construir um telescópio de 2 metros no Himalaia, a uma altitude de 5000 m, foi iniciado. Nos EUA, o projeto do telescópio Solar de tecnologia avançada (ATST) do Observatório Solar Nacional está pronto para entrar na fase de construções. A fase de construção deve começar em 2009, e a primeira luz pode ocorrer em 2014. O ATST é um telescópio de 4 metros fora do eixo, e será construído na montanha Haleakala (3000 m) no Havaí. O design do telescópio é otimizado para alta sensibilidade, precisão polarimétrica e baixa luz dispersa. Devido ao seu design aberto, o telescópio cobre uma faixa de comprimento de onda de 0,3 µm a 35 µm.O COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), um coronógrafo com uma abertura de 1,5 metros, foi proposto pelo Observatório de alta Altitude em Boulder e pelas Universidades do Havaí e Michigan. Estudos de fase a para este projeto estão em andamento. Em 2007, a European Association for Solar Telescope (EAST) iniciou o projeto European Solar Telescope (EST). EST é um telescópio da classe de 4 metros, a ser construído nas ilhas Canárias no final da segunda década. Durante um estudo de projeto, realizado entre 2008 e 2010, o projeto opto-mecânico do EST será elaborado e uma caracterização local do local será feita. O EST medirá o campo magnético solar com maior resolução espacial e espectral na região do comprimento de onda visível e infravermelho próximo.

Instrumentação

óptica Adaptativa

O recente desenvolvimento em tempo real, óptica adaptativa de sistemas para medir e estabilizar a imagem em movimento e, para compensar a baixa e alta ordem de imagem aberrações levou a um grande avanço na resolução espacial de observação solar. Até o momento, vários telescópios da classe de 70 a 100 cm estão equipados com sistemas de óptica adaptativa. Esses sistemas podem corrigir distúrbios atmosféricos com uma largura de banda de até 100 Hz e são capazes de corrigir os modos de aberração dominantes causados pela turbulenta atmosfera terrestre e pelo próprio instrumento. O número de modos de aberração que podem ser corrigidos cresce com o número de sub-aberturas do sensor frontal de onda. O tamanho típico das sub-aberturas de uma óptica adaptativa de alta ordem é de cerca de 8 cm. Isso é pequeno o suficiente para explicar o anisoplanatismo da atmosfera Diurna, mas também grande o suficiente para resolver a granulação fotosférica solar. A área que pode ser corrigida com óptica adaptativa é muito pequena, com apenas alguns segundos de arco de diâmetro. Para superar essa limitação, os sistemas de óptica adaptativa multi-conjugados estão atualmente em desenvolvimento. Esses sistemas usam vários espelhos deformáveis para corrigir as deformações da frente de onda que ocorrem em diferentes alturas acima do telescópio.A importância e a complexidade da óptica adaptativa para observações solares crescem rapidamente com o aumento da abertura do telescópio. A resolução espacial alcançável dos telescópios planejados nos EUA. e a Europa com aberturas na ordem de 4 metros dependerá criticamente da qualidade de seus sistemas de óptica adaptativa. Um sistema de alta ordem exigirá sensores frontais de onda com cerca de 2000 sub – aberturas-um desafio técnico. Felizmente, o poder de computação cresceu mais rapidamente do que o tamanho dos telescópios, portanto, esses sistemas de Alta Ordem estão hoje ao alcance.

Filtergraphs

observações dos menores detalhes sobre o sol, perto do limite de difração do telescópio são feitas com imagens de banda larga. Eles podem consistir em um filtro para selecionar a banda de comprimento de onda e um detector digital adequado, por exemplo, uma câmera CCD. Graças ao alto nível de luz, Os tempos de exposição de alguns milissegundos são suficientes. Isso permite coletar rajadas de imagens em sequência rápida e, em seguida, selecionar as melhores posteriormente, ou usar o burst completo para restauração de imagem pós-fato usando técnicas baseadas em deconvolução cega multi-quadro ou interferometria speckle. Essas técnicas permitem o estudo da morfologia da fotosfera solar e a evolução de objetos de grande e pequena escala em escalas de tempo de segundos, minutos ou mais. Sem restauração de imagem, o campo de visão de alta qualidade do filtrogramas é limitado pelo campo corrigido (área isoplanática) da óptica adaptativa. No entanto, na prática, o campo de visão completo das CCDs disponíveis pode ser restaurado para uma qualidade homogênea.

Instrumentos espectroscópicos

Instrumentos espectroscópicos são necessários para obter parâmetros físicos, como temperatura, campo magnético ou velocidade de fluxo. Essas medições são multidimensionais: duas dimensões espaciais, comprimento de onda e tempo. Atualmente, os detectores só podem registrar duas dimensões de cada vez. Existem duas soluções diferentes para obter dados espectroscópicos: instrumentos de filtro que registram imagens bidimensionais em um comprimento de onda fixo e espectrógrafos de fenda longa que registram uma dimensão espacial e uma certa faixa de comprimento de onda. Ambos os tipos de instrumentos têm vantagens óbvias e também desvantagens, e depende do tópico científico, Qual é o preferido. Alguns observatórios solares, portanto, fornecem os dois instrumentos.

espectrômetros de filtro registram (quase) imagens monocromáticas. Eles usam filtros de banda estreita ajustáveis para selecionar o comprimento de onda. A informação espacial e de comprimento de onda é registrada tomando uma sequência de imagens monocromáticas com comprimento de onda variável. Filtros ajustáveis podem ser filtros Lyot, ou interferômetros Fabry-Pérola ou interferômetros Michelson. Com uma combinação de dois ou três Fabry-Pérots de alta qualidade ajustáveis, uma definição espectral de 2,5 pm pode ser obtida. A faixa de ajuste global é de cerca de 300 nm. Devido à pequena faixa espectral livre, a cobertura espectral para uma medição individual é limitada a 0,3 nm.Os espectrômetros de filtro são frequentemente equipados com um canal de banda larga adicional que tira imagens em uma banda de comprimento de onda fixa e simultânea com as imagens de banda estreita. As sequências de banda larga são então usadas para reconstrução pós-fato dos dados. Um conjunto de dados típico com um campo de visão de cerca de um minuto de arco ao quadrado e 15 posições de comprimento de onda em uma linha espectral pode ser obtido em alguns segundos. A resolução espacial de tal medição depende do tamanho do Telescópio e da escala da imagem no detector. Diferentes partes da linha espectral são medidas em momentos diferentes. Durante os tempos de visualização variável, a forma do perfil da linha pode ficar distorcida. Vários instrumentos Fabry-Pérola estão disponíveis nos telescópios solares de alta resolução mencionados acima. Espectrógrafos de grade de fenda longa fornecem informações instantâneas sobre uma certa faixa de comprimento de onda e uma dimensão espacial (ao longo da fenda). A resolução espectral depende principalmente da área (iluminada) da grade de difração e da distância focal do instrumento. Os espectrógrafos compactos têm uma resolução de 2,5 pm (poder de resolução de 250.000), semelhante aos melhores espectrômetros de filtro. Espectrógrafos com grandes grades e longas distâncias focais, como o espectrógrafo Echelle do VTT Alemão, têm um poder de resolução teórico de 1.000.000. Espectrógrafos de fenda registram uma ou várias linhas espectrais de cada vez. Isso é importante para a investigação da forma dos perfis de linha, porque eles não são distorcidos por possíveis mudanças na atmosfera terrestre. A informação espacial bidimensional é coletada movendo a imagem solar através da fenda. O tempo necessário para cobrir uma determinada área depende da resolução espacial desejada, ou seja, da largura da fenda e do tamanho do passo. Cadências rápidas com alta resolução espectral e cobertura são possíveis para pequenas áreas de varredura. Espectrógrafos de grade cobrem uma grande variedade de comprimentos de onda, normalmente de 380 a 2200 nanômetros.

Spectro-polarímetros são usados para a medição do campo magnético na atmosfera solar. Eles existem como combinação de espectrômetros de filtro ou espectrógrafos de fenda longa com componentes de modulação de polarização adequados. Como a fração de luz polarizada do sol costuma ser muito pequena, a precisão necessária das medições polarimétricas é muito alta. O sinal magnético é obtido medindo os parâmetros de Stokes que fornecem informações sobre a intensidade total, os Estados circulares e dois ortogonais de polarização linear. A modulação de polarização é realizada com placas de onda de retardamento rotativas ou com retardadores de cristal líquido ajustáveis modernos.Uma única medição de campo magnético requer pelo menos quatro imagens diferentes em diferentes configurações do modulador de polarização. Para minimizar a influência das condições variáveis de visualização, essas imagens devem ser tiradas em sequência rápida. Além disso, são necessárias calibrações precisas das propriedades de polarização do Telescópio e do próprio espectropolarímetro, para garantir alta precisão polarimétrica dos dados. Os melhores instrumentos têm uma precisão de 1 parte em 10.000.

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Observatórios

Big Bear Observatório Solar
Culgoora Observatório Solar
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Learmonth Observatório Solar
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Mauna Loa Solar Observatory
Mees Solar Observatory
Mount Wilson Observatory
National Solar Observatory
Observatório do Roque Dos Meninos
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