solteleskop

• 1 Inledning
• 2 bästa platser
• 3 befintliga teleskop
• 4 nästa generations solteleskop
• 5 instrumentering
  • 5.1 adaptiv optik
  • 5.2 Filtergrafer
  • 5.3 spektroskopiska instrument
• 6 bibliografi
• 7 Externa Länkar
  • 7.1 observatorier

Inledning

solteleskop bygger på samma konstruktionsprinciper som nattinstrument, men solobservationer kräver specialiserade teleskop och instrument, eftersom de måste tåla värmetillförseln från solen samtidigt som de bibehåller sinhög upplösning i rumsliga, spektrala och tidsmässiga dimensioner. Solbestrålningen värmer upp marken och orsakar ett lager av turbulent luft som i sin tur försämrar bildkvaliteten. Solteleskop installeras därför normalt i torn, ovanför detta turbulenta lager.

de flesta av de befintliga solteleskopen är synoptiska instrument med öppningar som sträcker sig från några centimeter till en halv meter. Flera av dessa teleskop är organiserade som nätverk för helioseismologiska mätningar. Andra övervakar solaktivitet och ger bilder av solskivan vid olika våglängdsband eller magnetogram. Dessa teleskop ger ofta viktig bakgrundsinformation för högupplösta studier, även om deras betydelse har minskat något, eftersom SOHO-satelliten levererar dagliga fulldiskbilder utan avbrott. Nya full disk teleskop erbjuder synoptiska data vid en hög kadens, för undersökning av kortlivade fenomen.

teleskop med öppningar större än 0,5 meter har ett synfält av endast en liten del av solskivan i en bildskala som möjliggör diffraktionsbegränsad Avbildning i fokalplanet. Förr, de flesta teleskop av 0.5 till 1 meter klass hade evakuerat ljusvägar för att undertrycka inhomogeniteter av luftens brytningsindex orsakat inuti teleskopet genom termisk inmatning från solen. För solteleskop av nästa generation med öppningar på 1,5 till 4 meter planeras öppna strukturer med komplexa kylsystem för den primära optiken som undviker uppvärmning på grund av absorberad solstrålning. Optiska element är gjorda av material med mycket låg termisk expansion och om möjligt med hög värmeledningsförmåga. Den senare egenskapen förenklar kylprocessen och förkortar avsevärt den tid som behövs för att nå termisk jämvikt.

många av de fenomen som kan observeras i solatmosfären har en livstid på bara några minuter, och viktiga förändringar kan inträffa inom några sekunder. Högupplösta solteleskop måste därför ge ljusnivåer som är tillräckligt höga för att uppnå en tillräckligt hög signal-till-ljudnivå. Detta är viktigast för mätningen av det (svaga) magnetfältet i solfotosfären. Viktiga småskaliga föremål har storlekar på 100 km eller mindre, och det kräver teleskop med en bländare på minst en meter för att lösa dem. Nästa generations teleskop med öppningar på cirka fyra meter kommer att kunna uppnå hög ljusnivå, kort integrationstid och god rumslig upplösning. Det bör noteras att för diffraktionsbegränsade observationer är ljusnivån per upplösningselement densamma för alla teleskop. För en ökad ljusnivå måste man därför offra rumslig eller tidsmässig upplösning.

i den här artikeln diskuterar vi främst egenskaper hos högupplösta teleskop och motsvarande instrumentering. Vi försöker inte ge en fullständig lista över befintliga teleskop, men nämner bara mycket få som representerar viktiga konstruktionsprinciper och som är vetenskapligt mycket framgångsrika tack vare deras adaptiva optiksystem.

bästa platser

högkvalitativa solobservationer kräver platser med låga nivåer av lokal och höghöjdsturbulens. Atmosfären bör också innehålla lite vattenånga och dammpartiklar för att minimera mängden spridd ljus. Platser på höga berg belägna på ganska små öar har visat sig vara de bästa solplatserna. Låga nivåer av lokal turbulens kan också erhållas vid sjöplatser, där det närliggande vattnet håller de omgivande lufttemperaturfluktuationerna låga och hämmar uppbyggnaden av lokal turbulens. Den omfattande ATST solar site site survey, utan tvekan den mest testning hittills, identifierar tre utmärkt plats för sol observationer: Mees Solar Observatory på Hawaii, Observatorio del Roque de los Muchachos på La Palma och Big Bear Solar Observatory i Kalifornien. Det finns bevis för att Antarktiska platser som Concordia Station vid Dome C också kan ha utmärkt dagtid. I framtiden kan kvaliteten på solteleskopplatser karakteriseras mer exakt av antalet och höjden av turbulensskikt i atmosfären ovanför teleskopet. Multikonjugerade adaptiva optiksystem (se nedan) kommer att kunna korrigera bildnedbrytningen orsakad av sådana väldefinierade lager.

befintliga teleskop

ett stort antal solteleskop med öppningar mellan 150 cm och cirka 10 cm är för närvarande i drift runt om i världen (se t.ex. Landoldt-B. Många av de små bländarteleskopen används antingen för rutinmässiga observationer av hela skivan (bilder av kromosfären, fotosfärens magnetogram) eller är organiserade i nätverk för helioseismiska mätningar. Tre av de stora bländarteleskopen är för närvarande utrustade med adaptiv optik och är därför lämpade för observationer med högsta möjliga rumsliga upplösning, för bildbehandling och spektroskopi. Dunn Solar Telescope (DST, Sunspot, NM, 1969), det tyska Vakuumtornteleskopet (VTT, Teneriffa, 1987) och det svenska 1-meters Solteleskopet (SST, La Palma, 2002) har ett antal gemensamma drag, men också viktiga skillnader. Alla tre teleskop (i) är tornkonstruktioner med teleskopets ingång högt över marken, ovanför det lokala turbulensskiktet, (ii) har en lång brännvidd på den primära spegeln eller linsen för att undvika ett varmt fokalplan, (iii) använd evakuerade rör för ljusvägen och (iv) är domlösa eller med infällbar kupol. DST och SST har ett Höjd-azimutmatningssystem (”torn”) som gör det möjligt att få hela ljusvägen i vakuum, medan VTT använder ett Coelostat-system. SST är en refraktor, med en 1-m lins som också fungerar som ingångsfönster.

nästa generations solteleskop

för närvarande är tre solteleskop i klassen 1, 5 till 2 meter under förberedelse eller under uppbyggnad, och två av dem bör tas i drift inom de närmaste ett eller två åren. Dessa teleskop markerar en viktig designförändring, eftersom de inte längre är beroende av evakuerade eller heliumfyllda teleskoprör för att undvika turbulent luft i ljusvägen. De representerar ett mellansteg mellan de för närvarande tillgängliga teleskopen och nästa generations 4 meter teleskop. Nästa generations solteleskop med öppningar i intervallet 4 meter har möjliggjorts av två tekniska genombrott: adaptiv optik för solteleskop och genomförbarheten av Luftkylda, öppna teleskop. Dutch Open Telescope (DOT) på La Palma har varit en vägvisare för den nya generationen öppna teleskop.

det tyska GREGOR-teleskopet har en bländare på 1, 50 m och ligger vid Observatorio del Teide på Teneriffa. Det är ett öppet teleskop i en tre-spegel Gregory-konfiguration med en brännvidd på 50 m. Den primära spegeln är tillverkad av CESIC, ett kiselkarbidmaterial med hög värmeledning, och den är luftkyld från baksidan. Vid Big Bear Solar Observatory är det nya Solteleskopet under uppbyggnad. Det är ett öppet Gregory-system med en bländare på 160 cm och en effektiv brännvidd på 88 m. båda teleskopen kommer att vara utrustade med högordnad adaptiv optik och tas i drift före 2010. I Indien har ett projekt för att bygga ett 2 meter teleskop i Himalaya, på en höjd av 5000 m, initierats.

i USA är projektet Advanced Technology Solar Telescope (ATST) från National Solar Observatory redo att gå in i konstruktionsfasen. Byggfasen förväntas starta 2009 och första ljuset kan inträffa 2014. ATST är ett 4 meter, off-axis teleskop, och det kommer att byggas på Haleakala mountain (3000 m) på Hawaii. Teleskopdesignen är optimerad för hög känslighet, polarimetrisk noggrannhet och lågt spridd ljus. På grund av sin öppna design täcker teleskopet ett våglängdsområde från 0,3 till 35.COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), en koronagraf med en bländare på 1, 5 meter har föreslagits av High Altitude Observatory i Boulder och universiteten i Hawaii och Michigan. Fas-a-studier för detta projekt pågår för närvarande. Under 2007 har European Association for Solar Telescope (öst) initierat projektet European Solar Telescope (EST). EST är ett teleskop av 4-metersklassen, som ska byggas på Kanarieöarna mot slutet av det andra decenniet. Under en designstudie, som genomfördes mellan 2008 och 2010, kommer den opto-mekaniska designen av EST att utarbetas och en lokal plats karakterisering kommer att göras. EST kommer att mäta solmagnetfältet med högsta rumsliga och spektrala upplösning i det synliga och nära infraröda våglängdsområdet.

Instrumentation

adaptiv optik

den senaste utvecklingen av adaptiva optiksystem i realtid för att mäta och stabilisera bildrörelse och för att kompensera låg-och högordnad bildavvikelser ledde till ett stort genombrott i den rumsliga upplösningen av solobservationer. Hittills är flera teleskop i klassen 70-100 cm utrustade med adaptiva optiksystem. Dessa system kan korrigera atmosfäriska störningar med en bandbredd på upp till 100 Hz och kan korrigera de dominerande aberrationslägena som orsakas av den turbulenta jordatmosfären och själva instrumentet. Antalet aberrationslägen som kan korrigeras växer med antalet underöppningar hos vågfrontsensorn. Den typiska storleken på underöppningar av en högordnad adaptiv optik är ca 8 cm. Detta är tillräckligt litet för att redogöra för dagtidsatmosfärens anisoplanatism, men också tillräckligt stor för att lösa solfotosfärisk granulering. Området som kan korrigeras med adaptiv optik är mycket litet, bara några bågsekunder i diameter. För att övervinna denna begränsning är multikonjugerade adaptiva optiksystem för närvarande under utveckling. Avhandlingar system använder flera deformerbara speglar för att korrigera vågfrontdeformationer som förekommer i olika höjder ovanför teleskopet.

betydelsen och komplexiteten hos adaptiv optik för solobservationer växer snabbt med ökande teleskopöppning. Den uppnåbara rumsliga upplösningen av de planerade teleskopen i USA. och Europa med öppningar i storleksordningen 4 meter beror kritiskt på kvaliteten på deras adaptiva optiksystem. Ett system med hög ordning kommer att kräva vågfrontsensorer med cirka 2000 underöppningar-en ganska teknisk utmaning. Lyckligtvis har datorkraften vuxit snabbare än storleken på teleskop, därför är sådana högordersystem idag inom räckhåll.

Filtergraphs

observationer av de minsta detaljerna på solen, nära diffraktionsgränsen för teleskopet är gjorda med bredbandsbilder. De kan bestå av ett filter för att välja våglängdsbandet och en lämplig digital detektor, t.ex. en CCD-kamera. Tack vare den höga ljusnivån är exponeringstiderna på några millisekunder tillräckliga. Detta gör det möjligt att samla skurar av bilder i snabb sekvens och sedan välja de allra bästa efteråt, eller använda hela burst för post-facto bildåterställning med hjälp av tekniker baserade på multi-frame blind deconvolution eller speckle interferometry. Dessa tekniker möjliggör studier av solfotosfärens morfologi och utvecklingen av stora och småskaliga objekt på tidsskalor på sekunder, minuter eller längre. Utan bildåterställning begränsas det högkvalitativa synfältet för filtergram av det korrigerade fältet (isoplanatiskt område) för adaptiv optik. I praktiken kan dock hela synfältet för de tillgängliga CCD: erna återställas till homogen kvalitet.

spektroskopiska instrument

spektroskopiska instrument behövs för att erhålla fysiska parametrar, såsom temperatur, magnetfält eller flödeshastighet. Dessa mätningar är flerdimensionella: två rumsliga dimensioner, våglängd och tid. För närvarande kan detektorer bara spela in två dimensioner åt gången. Det finns två olika lösningar för att erhålla spektroskopiska data: filterinstrument som registrerar tvådimensionella bilder vid en fast våglängd och spektrografer med lång slits som registrerar en rumslig dimension och ett visst våglängdsområde. Båda typerna av instrument har uppenbara fördelar och nackdelar, och det beror på det vetenskapliga ämnet, vilket man föredrar. Vissa solobservatorier tillhandahåller därför båda instrumenten.

Filterspektrometrar registrerar (nästan) monokromatiska bilder. De använder avstämbara smalbandsfilter för att välja våglängd. Rumslig och våglängdsinformation registreras genom att ta en sekvens av monokromatiska bilder med varierande våglängd. Avstämbara filter kan vara Lyot-filter, eller Fabry-p Portugrot-interferometrar eller Michelson-interferometrar. Med en kombination av två eller tre avstämbara högkvalitativa Fabry-p Utagoriroter kan en spektralupplösning på 2,5 pm erhållas. Det globala inställningsområdet är cirka 300 nm. På grund av det lilla fria spektralområdet är spektraltäckningen för en individuell mätning begränsad till 0,3 nm.Filterspektrometrar är ofta utrustade med en ytterligare bredbandskanal som tar bilder i ett fast våglängdsband och samtidigt med smalbandsbilderna. Bredbandssekvenserna används sedan för post-facto rekonstruktion av data. En typisk datamängd med ett synfält på ungefär en bågminut i kvadrat och 15 våglängdspositioner över en spektrallinje kan tas på några sekunder. Den rumsliga upplösningen av en sådan mätning beror på teleskopets storlek och bildskalan på detektorn. Olika delar av spektrallinjen mäts vid olika tidpunkter. Under tider med variabel seende kan formen på linjeprofilen bli förvrängd. Flera Fabry-p-instrument finns tillgängliga på de högupplösta solteleskopen som nämns ovan.

gitterspektrografer med lång slits ger omedelbar information om ett visst våglängdsområde och en rumslig dimension (längs slitsen). Spektralupplösningen beror huvudsakligen på det (upplysta) området för diffraktionsgitteret och instrumentets brännvidd. Kompakta spektrografer har en upplösning på 2,5 pm (upplösningskraft på 250.000), som liknar de bästa filterspektrometrarna. Spektrografer med stora galler och långa brännvidder, som Echelle-spektrografen hos den tyska VTT, har en teoretisk upplösningsförmåga på 1.000.000. Slitspektrografer registrerar en eller flera spektrallinjer åt gången. Detta är viktigt för undersökningen av formen på linjeprofiler, eftersom de inte förvrängs av möjliga förändringar i jordens atmosfär. Tvådimensionell rumslig information samlas in genom att flytta solbilden över slitsen. Den tid som behövs för att täcka ett visst område beror på önskad rumslig upplösning, dvs slitsbredden och stegstorleken. Snabba kadenser med hög spektral upplösning och täckning är möjliga för små skanningsområden. Gitterspektrografer täcker ett stort antal våglängder, vanligtvis från 380 till 2200 nanometer.

Spektropolarimetrar används för mätning av magnetfält i solatmosfären. De finns som kombination av filterspektrometrar eller långslitsade spektrografer med lämpliga polarisationsmoduleringskomponenter. Eftersom fraktionen av polariserat ljus från solen ofta är mycket liten är den nödvändiga noggrannheten för polarimetriska mätningar mycket hög. Den magnetiska signalen erhålls genom att mäta Stokes-parametrarna som ger information om den totala intensiteten, de cirkulära och två ortogonala tillstånden för linjär polarisation. Polarisationsmoduleringen utförs antingen med roterande retarderande vågplattor eller med moderna avstämbara flytande kristallhämmare.En enda magnetfältmätning kräver minst fyra olika bilder vid olika inställningar av polarisationsmodulatorn. För att minimera påverkan av variabla seende förhållanden måste dessa bilder tas i snabb sekvens. Dessutom är exakta kalibreringar av polarisationsegenskaperna hos teleskopet och spektropolarimetern i sig nödvändiga för att garantera hög polarimetrisk noggrannhet hos data. De bästa instrumenten har en noggrannhet på 1 del av 10 000.

bibliografi

• Aristidi, E. et al. 2005, Platstestning på sommaren på Dome C, Antarktis, a& A, 444, 651
• Brandt, P. och W Excepihl, H. 1982, Joso: s testkampanj på Kanarieöarna 1979, a& A, 109, 77
• Coulter, R. L. Och Kuhn, J. R. 1994, RISE / PSPT som ett Experiment för att studera aktiv Regionbestrålning och Luminositetsutveckling, ASP Conf. Ser., 68, 37
• Denker, C. et al. 2006, framsteg på det 1,6 meter nya Solteleskopet vid Big Bear Solar Observatory, Proc. SPIE, 6267, 62670A
• Harvey, J. W. et al. 1996, projektet Global Oscillation Network Group (GONG), vetenskap, 533, 163
• Hill, F. et al. 2004, ATST Site Survey Working Group slutrapport
• Keller, cu, Harvey, jw och Giampapa, ms 2003, SOLIS: en innovativ svit av synoptiska instrument, Proc. SPIE, 4853, 194
• Lawrence, J. S. et al. 2004, exceptionella astronomiska förhållanden ovanför kupol C i Antarktis, Natur, 431, 278
• Neidig, D. et al. 1998 förbättrade USAF Solar Observing Optical Network (ISOON) och dess inverkan på Solsynoptiska databaser, ASP Conf. Ser., 140, 519
• Schmidt, W. 2001, solteleskop och instrument: Mark, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, redigerad av Paul Murdin, artikel 1987. Bristol: Institutet för fysik publicering, 2001. http://eaa.iop.org/abstract/0333750888/1987
• Tomczyk, S., Lin, H. och Zurbuchen, T. 2007, COSMO förslag
• Volkmer, R. et al. 2006, det nya 1,5 m Solteleskopet GREGOR: första ljuset och start av idrifttagning, Proc. SPIE, 6267, 62670W
• Wagner, J. et al. 2006, Advanced Technology Solar Telescope: En Lägesrapport, Proc. SPIE, 6267, 626709
• Verdoni, AP och Denker, C. 2007, den lokala miljön vid Big Bear Solar Observatory, PASP, 119, 793
• Zirin, H. och Mosher, J. 1988, Caltech Solar Site Survey, 1965-1967, Sol. Phys., 115, 77

interna referenser

• Olaf Sporns (2007) komplexitet. Scholarpedia, 2(10): 1623.
• Eugene M. Izhikevich (2007) Kinetik. Scholarpedia, 2 (10):2014.
• Hugh Hudson (2008) solaktivitet. Scholarpedia, 3 (3): 3967.

avancerad teknik solteleskop
holländskt Öppet teleskop
globalt H-alfa-nätverk
Global Oscillationsnätgrupp
GREGOR teleskop
optiskt Solpatrullnät
Precisionsfotometriskt teleskop
svenskt solteleskop
synoptiska optiska Långtidsundersökningar av solen

observatorier

Big Bear Solar observatorium
culgoora solar observatorium
observatorium för hög höjd
Kiepenheuer-Institut f saborir sonnenphysik
Learmonth Solar observatorium
Lomnicky stit observatorium
Mauna Loa Solar Observatory Observatorium
Mees Solar observatorium
Mount Wilson observatorium
National Solar observatorium
observatorium Del Roque de los Muchachos
observatorium del Teide