Telescoape solare

• 1 Introducere
• 2 Cele mai bune site-uri
• 3 Telescoape existente
• 4 Telescoape solare de generație următoare
• 5 instrumente
  • 5.1 optica Adaptive
  • 5.2 Filtergraphs
  • 5.3 instrumente spectroscopice
• 6 Bibliografie
• 7 Legături externe
  • 7.1 observatoare

Introducere

telescoapele solare se bazează pe aceleași principii de construcție ca și instrumentele pe timp de noapte, dar observațiile solare necesită telescoape și instrumente specializate, deoarece trebuie să reziste la aportul de căldură de la soare, menținându-și în același timp rezoluția înaltă în dimensiunile spațiale, spectrale și temporale. Iradierea solară încălzește solul, provocând un strat de aer turbulent care, la rândul său, degradează calitatea imaginii. Prin urmare, telescoapele solare sunt instalate în mod normal în turnuri, deasupra acestui strat turbulent.

majoritatea telescoapelor solare existente sunt instrumente sinoptice cu deschideri variind de la câțiva centimetri până la, să zicem, jumătate de metru. Mai multe dintre aceste telescoape sunt organizate ca rețele pentru măsurători de helioseismologie. Alții monitorizează activitatea solară și oferă imagini ale discului solar la diferite benzi de lungime de undă sau magnetograme. Aceste telescoape oferă adesea informații de fond importante pentru studii de înaltă rezoluție, deși importanța lor a scăzut oarecum, deoarece satelitul SOHO oferă zilnic imagini pe disc complet fără întreruperi. Noile telescoape cu disc complet oferă date sinoptice la o cadență ridicată, pentru investigarea fenomenelor de scurtă durată.

telescoapele cu deschideri mai mari de, să zicem, 0,5 metri au un câmp vizual de doar o mică parte a discului solar la o scară de imagine care permite imagistica limitată de difracție în planul focal. În trecut, cele mai multe telescoape din 0.Clasa de 5 până la 1 metru a evacuat căile luminoase pentru a suprima neomogenitățile indicelui de refracție al aerului cauzate în interiorul telescopului de intrarea termică de la soare. Pentru telescoapele solare de generația următoare cu deschideri de 1,5 până la 4 metri, sunt prevăzute structuri deschise, cu sisteme complexe de răcire pentru optica primară care evită încălzirea datorată radiației solare absorbite. Elementele optice sunt realizate din material cu dilatare termică foarte scăzută și, dacă este posibil, cu conductivitate termică ridicată. Această din urmă proprietate simplifică procesul de răcire și scurtează semnificativ timpul necesar pentru atingerea echilibrului termic.

multe dintre fenomenele care pot fi observate în atmosfera solară au o durată de viață de doar câteva minute, iar schimbări importante pot apărea în câteva secunde. Prin urmare, telescoapele solare de înaltă rezoluție trebuie să furnizeze niveluri de lumină suficient de ridicate pentru a obține un nivel suficient de ridicat de semnal-zgomot. Acest lucru este cel mai important pentru măsurarea câmpului magnetic (slab) din fotosfera solară. Obiectele importante la scară mică au dimensiuni de 100 km sau mai puțin și necesită telescoape cu o deschidere de cel puțin un metru pentru a le rezolva. Telescoapele de generație următoare cu deschideri de aproximativ patru metri vor putea atinge un nivel ridicat de lumină, un timp scurt de integrare și o rezoluție spațială bună. Trebuie remarcat faptul că pentru observațiile limitate de difracție, nivelul luminii pe element de rezoluție este același pentru orice telescop. Prin urmare, pentru un nivel de lumină crescut, trebuie sacrificată rezoluția spațială sau temporală.

în acest articol discutăm în principal proprietățile telescoapelor de înaltă rezoluție și instrumentele corespunzătoare. Nu încercăm să oferim o listă completă a telescoapelor existente, ci menționăm doar foarte puține care reprezintă principii importante de construcție și care au un mare succes științific, datorită sistemelor lor optice adaptive.

cele mai bune site-uri

observațiile solare de înaltă calitate necesită site-uri cu niveluri scăzute de turbulență locală și la mare altitudine. Atmosfera ar trebui să conțină, de asemenea, puțin vapori de apă și particule de praf, pentru a minimiza cantitatea de lumină împrăștiată. Siturile de pe munții înalți situate pe insule destul de mici s-au dovedit a fi cele mai bune situri solare. Niveluri scăzute de turbulență locală pot fi obținute și în locurile lacurilor, unde apa din apropiere menține fluctuațiile temperaturii aerului înconjurător scăzute și inhibă acumularea turbulențelor locale. Studiul cuprinzător al site-ului solar ATST, probabil cel mai testat până acum, identifică trei site-uri excelente pentru observațiile solare: Observatorul solar Mees din Hawaii, Observatorio del Roque de los Muchachos din La Palma și Observatorul Solar Big Bear din California. Există dovezi că siturile Antarctice, cum ar fi Stația Concordia de la Dome C, ar putea avea, de asemenea, o vedere excelentă în timpul zilei. În viitor, calitatea siturilor telescopului solar poate fi caracterizată mai precis de numărul și altitudinea straturilor de turbulență din atmosfera de deasupra telescopului. Sistemele optice adaptive multi-conjugate (vezi mai jos) vor putea corecta degradarea imaginii cauzată de astfel de straturi bine definite.

Telescoape existente

un număr mare de telescoape solare cu deschideri între 150 cm și aproximativ 10 cm este în prezent operațional în întreaga lume (a se vedea, de exemplu, Landoldt-B Otrivrnstein pentru o listă de telescoape solare). Multe dintre telescoapele cu deschidere mică sunt fie utilizate pentru observații de rutină ale discului complet (imagini ale cromosferei, magnetograme ale fotosferei), fie sunt organizate în rețele pentru măsurători helioseismice. Trei dintre telescoapele cu deschidere mare sunt în prezent echipate cu optică adaptivă și, prin urmare, sunt potrivite pentru observații cu cea mai mare rezoluție spațială posibilă, pentru imagistică și spectroscopie. Telescopul Solar Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), telescopul Turnului de vid German (VTT, Tenerife, 1987) și telescopul solar suedez de 1 metru (SST, La Palma, 2002) au o serie de caracteristici comune, dar și diferențe importante. Toate cele trei telescoape (i) sunt construcții turn cu intrarea telescopului deasupra solului, deasupra stratului local de turbulență, (ii) au o distanță focală lungă a oglinzii primare sau a lentilei, pentru a evita un plan focal fierbinte, (iii) utilizați tuburi evacuate pentru calea Luminii și (iv) sunt fără DOM sau cu cupolă retractabilă. DST și SST au un sistem de alimentare altitudine-azimut („turelă”) care permite să aibă calea completă a luminii în vid, în timp ce VTT folosește un sistem Celostat. SST este un refractor, cu o lentilă de 1 m care acționează și ca fereastră de intrare.

Telescoape solare de generație următoare

în prezent, trei telescoape solare din clasa de 1,5 până la 2 metri sunt în pregătire sau în construcție, iar două dintre ele ar trebui să devină operaționale în următorii unul sau doi ani. Aceste telescoape marchează o schimbare importantă de proiectare, deoarece nu se mai bazează pe tuburi de telescop evacuate sau umplute cu heliu pentru a evita aerul turbulent în calea luminii. Acestea reprezintă un pas intermediar între telescoapele disponibile în prezent și telescoapele de ultimă generație de 4 metri. Următoarea generație de telescoape solare cu deschideri în intervalul de 4 metri au fost activate de două descoperiri tehnice: optica adaptivă pentru telescoapele solare și fezabilitatea telescoapelor deschise răcite cu aer. Telescopul deschis olandez (DOT) de pe La Palma a fost un pathfinder pentru noua generație de telescoape deschise.

telescopul german GREGOR are o deschidere de 1,50 m și este situat la Observatorio del Teide din Tenerife. Este un telescop deschis într-o configurație Gregory cu trei oglinzi, cu o distanță focală de 50 m. Oglinda primară este realizată din CESIC, un material din carbură de siliciu cu conducere termică ridicată și este răcit cu aer din spate. La Observatorul Solar Big Bear, noul telescop Solar este în construcție. Este un sistem Gregory deschis în afara axei, cu o deschidere de 160 cm și o distanță focală efectivă de 88 m. ambele Telescoape vor fi echipate cu optică adaptivă de înaltă ordine și vor deveni operaționale înainte de 2010. În India, a fost inițiat un proiect de construire a unui telescop de 2 metri în Himalaya, la o altitudine de 5000 m.

în SUA, proiectul Advanced Technology Solar Telescope (ATST) al Observatorului Solar național este gata să intre în faza de construcții. Se preconizează că faza de construcție va începe în 2009, iar prima lumină poate apărea în 2014. ATST este un telescop de 4 metri, în afara axei, și va fi construit pe Muntele Haleakala (3000 m) pe Hawaii. Designul telescopului este optimizat pentru sensibilitate ridicată, precizie polarimetrică și lumină difuză scăzută. Datorită designului său deschis, telescopul acoperă o gamă de lungimi de undă de la 0,3 la 35 de metri cubi.Observatorul COronal de Magnetism Solar (COSMO), un coronagraf cu o deschidere de 1, 5 metri a fost propus de Observatorul de mare altitudine din Boulder și de universitățile din Hawaii și Michigan. Studiile de fază A pentru acest proiect sunt în curs de desfășurare. În 2007, Asociația Europeană pentru telescopul Solar (est) a inițiat proiectul european Solar Telescope (EST). EST este un telescop din clasa de 4 metri, care va fi construit în Insulele Canare spre sfârșitul celui de-al doilea deceniu. În timpul unui studiu de proiectare, realizat între 2008 și 2010, se va elabora proiectarea opto-mecanică a EST și se va face o caracterizare a sitului local. EST va măsura câmpul magnetic solar cu cea mai mare rezoluție spațială și spectrală în regiunea de lungime de undă vizibilă și aproape de infraroșu.

instrumentație

optică adaptivă

dezvoltarea recentă a sistemelor optice adaptive în timp real pentru a măsura și stabiliza mișcarea imaginii și pentru a compensa aberațiile de imagine de ordin scăzut și înalt a dus la o descoperire majoră în rezoluția spațială a observațiilor solare. Până în prezent, mai multe telescoape din clasa 70 – 100 cm sunt echipate cu sisteme optice adaptive. Aceste sisteme pot corecta perturbațiile atmosferice cu o lățime de bandă de până la 100 Hz și sunt capabile să corecteze modurile de aberație dominante cauzate de atmosfera turbulentă a Pământului și de instrumentul în sine. Numărul de moduri de aberație care pot fi corectate crește odată cu numărul de sub-deschideri ale senzorului frontal de undă. Dimensiunea tipică a sub-deschiderilor unei optice adaptive de înaltă ordine este de aproximativ 8 cm. Acest lucru este suficient de mic pentru a explica anizoplanatismul atmosferei de zi, dar și suficient de mare pentru a rezolva granularea fotosferică solară. Zona care poate fi corectată cu optica adaptivă este foarte mică, cu doar câteva secunde de arc în diametru. Pentru a depăși această limitare, sistemele optice adaptive multi-conjugate sunt în prezent în curs de dezvoltare. Sistemele de teze folosesc mai multe oglinzi deformabile pentru a corecta deformările frontului de undă care apar la diferite înălțimi deasupra telescopului.

importanța și complexitatea opticii adaptive pentru observațiile solare crește rapid odată cu creșterea diafragmei telescopului. Rezoluția spațială realizabilă a telescoapelor planificate în SUA. iar Europa cu deschideri de ordinul a 4 metri va depinde în mod critic de calitatea sistemelor optice adaptive. Un sistem de înaltă comandă va necesita senzori frontali de undă cu aproximativ 2000 de sub-deschideri-o provocare tehnică. Din fericire, puterea de calcul a crescut mai rapid decât dimensiunea telescoapelor, prin urmare, astfel de sisteme de înaltă ordine sunt în prezent la îndemână.

Filtergraphs

observațiile celor mai mici detalii despre soare, în apropierea limitei de difracție a telescopului, sunt realizate cu imagini cu bandă largă. Acestea pot consta dintr-un filtru pentru a selecta banda de lungime de undă și un detector digital adecvat, de exemplu, o cameră CCD. Datorită nivelului ridicat de lumină, timpii de expunere de câteva milisecunde sunt suficienți. Acest lucru permite colectarea exploziilor de imagini în secvență rapidă și apoi selectarea celor mai bune după aceea sau utilizarea exploziei complete pentru restaurarea imaginii post-facto folosind tehnici bazate pe deconvoluție orb multi-cadru sau interferometrie speckle. Aceste tehnici permit studiul morfologiei fotosferei solare și evoluția obiectelor la scară mare și mică pe scări de timp de câteva secunde, minute sau mai mult. Fără restaurarea imaginii, câmpul vizual de înaltă calitate al filtrelor este limitat de câmpul corectat (zona izoplanatică) a opticii adaptive. Cu toate acestea, în practică, câmpul vizual complet al CCD-urilor disponibile poate fi restabilit la o calitate omogenă.

instrumente spectroscopice

instrumentele spectroscopice sunt necesare pentru a obține parametri fizici, cum ar fi temperatura, câmpul magnetic sau viteza de curgere. Aceste măsurători sunt multidimensionale: două dimensiuni spațiale, lungime de undă și timp. În prezent, detectoarele pot înregistra doar două dimensiuni simultan. Există două soluții diferite pentru a obține date spectroscopice: instrumente de filtrare care înregistrează imagini bidimensionale la o lungime de undă fixă și spectrografe cu fantă lungă care înregistrează o dimensiune spațială și un anumit interval de lungime de undă. Ambele tipuri de instrumente au avantaje evidente și, de asemenea, dezavantaje și depinde de subiectul științific, care este preferat. Prin urmare, unele observatoare solare oferă ambele instrumente.

spectrometrele de filtrare înregistrează imagini (aproape) monocromatice. Ei folosesc filtre cu bandă îngustă pentru a selecta lungimea de undă. Informațiile spațiale și lungimea de undă sunt înregistrate prin luarea unei secvențe de imagini monocromatice cu lungime de undă variabilă. Filtrele acordabile pot fi filtre Lyot, sau interferometre Fabry-P cu Microcrot sau interferometre Michelson. Cu o combinație de două sau trei tunuri Fabry-P de înaltă calitate, se poate obține o rezoluție spectrală de 2,5 pm. Gama globală de reglare este de aproximativ 300 nm. Datorită gamei spectrale libere mici, acoperirea spectrală pentru o măsurare individuală este limitată la 0,3 nm.Spectrometrele de filtrare sunt adesea echipate cu un canal suplimentar de bandă largă care preia imagini într-o bandă de lungime de undă fixă și simultan cu imaginile cu bandă îngustă. Secvențele de bandă largă sunt apoi utilizate pentru reconstrucția post-facto a datelor. Un set tipic de date cu un câmp vizual de aproximativ un minut de arc pătrat și 15 poziții de lungime de undă pe o linie spectrală poate fi luat în câteva secunde. Rezoluția spațială a unei astfel de măsurători depinde de dimensiunea telescopului și de scara imaginii de pe detector. Diferite părți ale liniei spectrale sunt măsurate la momente diferite. În perioadele de vedere variabilă, forma profilului liniei poate deveni distorsionată. Mai multe instrumente Fabry-P Okticrot sunt disponibile la telescoapele solare de înaltă rezoluție menționate mai sus.

spectrografele cu grătare cu fante lungi furnizează informații instantanee despre un anumit interval de lungime de undă și o dimensiune spațială (de-a lungul fantei). Rezoluția spectrală depinde în principal de zona (iluminată) a grătarului de difracție și de Distanța focală a instrumentului. Spectrografele compacte au o rezoluție de 2,5 pm (putere de rezolvare de 250.000), similar cu cele mai bune spectrometre de filtrare. Spectrografele cu grătare mari și distanțe focale lungi, precum spectrograful Echelle al vtt German, au o putere teoretică de rezolvare de 1.000.000. Spectrografele cu fantă înregistrează una sau mai multe linii spectrale la un moment dat. Acest lucru este important pentru investigarea formei profilurilor de linie, deoarece acestea nu sunt distorsionate de posibilele schimbări în atmosfera Pământului. Informațiile spațiale bidimensionale sunt colectate prin mutarea imaginii solare peste fantă. Timpul necesar pentru acoperirea unei anumite zone depinde de rezoluția spațială dorită, adică lățimea fantei și dimensiunea pasului. Cadențe rapide cu rezoluție spectrală ridicată și acoperire sunt posibile pentru zonele mici de scanare. Spectrografele de rețea acoperă o gamă largă de lungimi de undă, de obicei de la 380 la 2200 nanometri.

Spectro-polarimetrele sunt utilizate pentru măsurarea câmpului magnetic în atmosfera solară. Ele există ca o combinație de spectrometre de filtrare sau spectrografe cu fantă lungă cu componente adecvate de modulare a polarizării. Deoarece fracțiunea de lumină polarizată de la soare este adesea foarte mică, precizia necesară a măsurătorilor polarimetrice este foarte mare. Semnalul magnetic este obținut prin măsurarea parametrilor Stokes care oferă informații despre intensitatea totală, stările circulare și cele două ortogonale ale polarizării liniare. Modulația de polarizare se realizează fie cu plăci de undă de întârziere rotative, fie cu retardere moderne cu cristale lichide.O singură măsurare a câmpului magnetic necesită cel puțin patru imagini diferite la setări diferite ale modulatorului de polarizare. Pentru a minimiza influența condițiilor de vedere variabile, aceste imagini trebuie luate în secvență rapidă. În plus, sunt necesare calibrări precise ale proprietăților de polarizare ale telescopului și ale spectro-polarimetrului în sine, pentru a garanta o precizie polarimetrică ridicată a datelor. Cele mai bune instrumente au o precizie de 1 parte din 10.000.

Bibliografie

• Aristidi, E. și colab. 2005, testarea Site-ului în timpul verii la Dome C, Antarctica, a & A, 444, 651
• Brandt, P. și W Unktihl, H. 1982, campania de testare a Site-ului Solar a lui JOSO pe insulele Canare în 1979, A & A, 109, 77
• Coulter, R. L. și Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT ca Experiment pentru studierea iradierii regiunii Active și a evoluției luminozității, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. și colab. 2006, progresul privind noul telescop Solar de 1,6 metri la Observatorul Solar Big Bear, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. W. și colab. 1996, proiectul Global Oscilation Network Group (GONG), știință, 533, 163
• Hill, F. și colab. 2004, ATST Site Survey Working Group raport Final
• Keller, C. U., Harvey, J. W. și Giampapa, ms 2003, SOLIS: o suită inovatoare de instrumente sinoptice, Proc. SPIE, 4853, 194
• Lawrence, J. S. și colab. 2004, condiții astronomice excepționale de vedere deasupra Domului C din Antarctica, natură, 431, 278
• Neidig, D. și colab. 1998, USAF a îmbunătățit Rețeaua optică de observare solară (ISOON) și impactul acesteia asupra bazelor de date sinoptice solare, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, W. 2001, telescoape și instrumente solare: sol, enciclopedia astronomiei și astrofizicii, editat de Paul Murdin, articolul 1987. Bristol: Editura Institutului de Fizică, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomczyk, S., Lin, H. și Zurbuchen, T. 2007, propunerea COSMO
• Volkmer, R. și colab. 2006, noul telescop solar de 1,5 m GREGOR: prima lumină și începutul punerii în funcțiune, Proc. SPIE, 6267, 62670w
• Wagner, J. și colab. 2006, Telescopul Solar Cu Tehnologie Avansată: Un Raport De Progres, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, A. P. și Denker, C. 2007, mediul local de observare la Observatorul Solar Big Bear, PASP, 119, 793
• Zirin, H. și Mosher, J. 1988, sondajul Caltech Solar Site, 1965-1967, Sol. Fizică., 115, 77

referințe interne

• Olaf Sporns (2007) complexitate. Scholarpedia, 2 (10):1623.
• Eugene M. Izhikevich (2007) Cinetică. Scholarpedia, 2 (10):2014.
• Hugh Hudson (2008) activitatea solară. Scholarpedia, 3 (3):3967.

tehnologie avansată telescop Solar
telescop deschis olandez
rețea globală H-alpha
grup de rețea globală de oscilație
GREGOR telescop
Rețea optică de patrulare solară
telescop fotometric Solar de precizie
telescop solar suedez
Investigații optice sinoptice pe termen lung ale soarelui

observatoare

Big Bear Solar Observatory
culgoora Solar Observatory
High Altitude Observatory
Kiepenheuer-Institut f ouxtr sonnenphysik
Learmonth Solar Observatory
Lomnicky stit Observatory
Mauna Loa Solar Observator
Observatorul Solar Mees
Observatorul Mount Wilson
Observatorul Solar Național
Observatorio del Roque de los Muchachos
Observatorio del Teide