telescopi Solari

• 1 Introduzione
• 2 Migliori siti
• 3 i telescopi Esistenti
• 4 la Prossima generazione di telescopi solari
• 5 Strumentazione
  • 5.1 ottica Adattiva
  • 5.2 Filtergraphs
  • 5.3 strumenti Spettroscopici
• 6 Bibliografia
• 7 Collegamenti Esterni
  • 7.1 Osservatori

Introduzione

telescopi Solari sono basati sugli stessi principi di costruzione, come la notte di strumenti, ma solare osservazioni specializzato, telescopi e strumenti, dato che devono sopportare l’apporto di calore dal Sole, mantenendo theirhigh risoluzione spaziale, spettrale e temporale dimensioni. L’irradiazione solare riscalda il terreno, causando uno strato di aria turbolenta che a sua volta degrada la qualità dell’immagine. I telescopi solari sono quindi normalmente installati in torri, al di sopra di questo strato turbolento.

La maggior parte dei telescopi solari esistenti sono strumenti sinottici con aperture che vanno da pochi centimetri a, diciamo, mezzo metro. Molti di questi telescopi sono organizzati come reti per misure di eliosismologia. Altri monitorano l’attività solare e forniscono immagini del disco solare a diverse bande di lunghezza d’onda, o magnetogrammi. Questi telescopi spesso forniscono importanti informazioni di base per gli studi ad alta risoluzione, anche se la loro importanza è in qualche modo diminuita, dal momento che il satellite SOHO fornisce quotidianamente immagini full-disk senza interruzioni. Nuovi telescopi full disk offrono dati sinottici ad alta cadenza, per l’indagine di fenomeni di breve durata.

I telescopi con aperture più grandi di, diciamo, 0,5 metri hanno un campo visivo di solo una piccola frazione del disco solare su una scala dell’immagine che consente l’imaging limitato alla diffrazione nel piano focale. In passato, la maggior parte dei telescopi della 0.la classe da 5 a 1 metro aveva evacuato i percorsi di luce per sopprimere le disomogeneità dell’indice di rifrazione dell’aria causato all’interno del telescopio dall’ingresso termico del Sole. Per i telescopi solari di nuova generazione con aperture da 1,5 a 4 metri, sono previste strutture aperte, con complessi sistemi di raffreddamento per l’ottica primaria che evitano il riscaldamento dovuto alla radiazione solare assorbita. Gli elementi ottici sono realizzati in materiale con dilatazione termica molto bassa e, se possibile, con elevata conduttività termica. Quest’ultima proprietà semplifica il processo di raffreddamento e riduce significativamente il tempo necessario per raggiungere l’equilibrio termico.

Molti dei fenomeni che possono essere osservati nell’atmosfera solare hanno una durata di pochi minuti e cambiamenti importanti possono verificarsi in pochi secondi. I telescopi solari ad alta risoluzione devono quindi fornire livelli di luce sufficientemente elevati da raggiungere un livello segnale-rumore sufficientemente elevato. Questo è più importante per la misurazione del campo magnetico (debole) nella fotosfera solare. Importanti oggetti su piccola scala hanno dimensioni di 100 km o meno, e richiede telescopi con un’apertura di almeno un metro per risolverli. I telescopi di nuova generazione con aperture di circa quattro metri saranno in grado di ottenere un elevato livello di luce, un breve tempo di integrazione e una buona risoluzione spaziale. Va notato che per le osservazioni limitate alla diffrazione, il livello di luce per elemento di risoluzione è lo stesso per qualsiasi telescopio. Per un maggiore livello di luce si deve quindi sacrificare la risoluzione spaziale o temporale.

In questo articolo discutiamo principalmente delle proprietà dei telescopi ad alta risoluzione e della strumentazione corrispondente. Non cerchiamo di fornire un elenco completo dei telescopi esistenti, ma ne menzioniamo solo pochissimi che rappresentano importanti principi costruttivi e che hanno un grande successo scientifico, grazie ai loro sistemi di ottica adattiva.

I migliori siti

Le osservazioni solari di alta qualità richiedono siti con bassi livelli di turbolenza locale e ad alta quota. L’atmosfera dovrebbe anche contenere poco vapore acqueo e particelle di polvere, al fine di ridurre al minimo la quantità di luce diffusa. Siti su alte montagne situate su isole piuttosto piccole hanno dimostrato di essere i migliori siti solari. Bassi livelli di turbolenza locale possono essere ottenuti anche nei siti lacustri, dove l’acqua vicina mantiene basse le fluttuazioni della temperatura dell’aria ambiente e inibisce l’accumulo di turbolenza locale. La completa ATST solar site site survey, probabilmente il più test finora, identifica tre sito eccellente per le osservazioni solari: Mees Solar Observatory sulle Hawaii, Observatorio del Roque de los Muchachos su La Palma e Big Bear Solar Observatory in California. Ci sono prove che i siti antartici come la stazione Concordia a Dome C potrebbero avere anche un’eccellente visione diurna. In futuro, la qualità dei siti del telescopio solare potrebbe essere più precisamente caratterizzata dal numero e dall’altitudine degli strati di turbolenza nell’atmosfera sopra il telescopio. I sistemi di ottica adattiva multi-coniugata (vedi sotto) saranno in grado di correggere il degrado dell’immagine causato da tali strati ben definiti.

Telescopi esistenti

Un gran numero di telescopi solari con aperture tra 150 cm e circa 10 cm è attualmente operativo in tutto il mondo (vedi ad esempio Landoldt-Börnstein per un elenco di telescopi solari). Molti dei telescopi a piccola apertura sono usati per osservazioni di routine dell’intero disco (immagini della cromosfera, magnetogrammi della fotosfera) o sono organizzati in reti per misurazioni eliosismiche. Tre dei telescopi a grande apertura sono attualmente dotati di ottica adattiva e sono quindi adatti per osservazioni con la massima risoluzione spaziale possibile, per l’imaging e la spettroscopia. Il telescopio solare Dunn (DST, Sunspot, NM, 1969), il telescopio tedesco Vacuum Tower (VTT, Tenerife, 1987) e il telescopio solare svedese da 1 metro (SST, La Palma, 2002) hanno una serie di caratteristiche comuni, ma anche importanti differenze. Tutti e tre i telescopi (i) sono costruzioni a torre con l’ingresso del telescopio in alto sopra terra, sopra lo strato locale di turbolenza, (ii) hanno una lunga lunghezza focale dello specchio primario o della lente, per evitare un piano focale caldo, (iii) utilizzare tubi evacuati per il percorso della luce e (iv) sono senza cupola o con cupola retrattile. Il DST e il SST hanno un sistema di alimentazione altitudine-azimutale (“Torretta”) che permette di avere il percorso di piena luce nel vuoto, mentre il VTT utilizza un sistema Coelostato. L’SST è un rifrattore, con una lente da 1 m che funge anche da finestra d’ingresso.

Telescopi solari di nuova generazione

Attualmente, tre telescopi solari della classe da 1,5 a 2 metri sono in preparazione o in costruzione, e due di essi dovrebbero diventare operativi entro i prossimi uno o due anni. Questi telescopi segnano un importante cambiamento di progettazione, dal momento che non si basano più su tubi telescopici evacuati o riempiti di elio per evitare l’aria turbolenta nel percorso della luce. Rappresentano un passaggio intermedio tra i telescopi attualmente disponibili e i telescopi da 4 metri di prossima generazione. La prossima generazione di telescopi solari con aperture nell’intervallo di 4 metri è stata abilitata da due innovazioni tecniche: l’ottica adattiva per telescopi solari e la fattibilità di telescopi aperti raffreddati ad aria. Il Dutch Open Telescope (DOT) su La Palma è stato un pathfinder per la nuova generazione di telescopi aperti.

Il telescopio tedesco GREGOR ha un’apertura di 1,50 m e si trova presso l’Osservatorio del Teide a Tenerife. È un telescopio aperto in una configurazione Gregory a tre specchi con una lunghezza focale di 50 m. Lo specchio primario è realizzato in CESIC, un materiale in carburo di silicio ad alta conduzione termica, ed è raffreddato ad aria dal retro. Al Big Bear Solar Observatory, il nuovo telescopio solare è in costruzione. È un sistema Gregory fuori asse aperto con un’apertura di 160 cm e una lunghezza focale effettiva di 88 m. Entrambi i telescopi saranno dotati di ottica adattiva di alto ordine e diventeranno operativi prima del 2010. In India, è stato avviato un progetto per costruire un telescopio di 2 metri nell’Himalaya, a un’altitudine di 5000 m.

Negli Stati Uniti, il progetto Advanced Technology Solar Telescope (ATST) del National Solar Observatory è pronto ad entrare nella fase di costruzioni. La fase di costruzione dovrebbe iniziare nel 2009 e la prima luce potrebbe verificarsi nel 2014. L’ATST è un telescopio di 4 metri, fuori asse, e sarà costruito sulla montagna Haleakala (3000 m) sulle Hawaii. Il design del telescopio è ottimizzato per alta sensibilità, precisione polarimetrica e bassa luce diffusa. Grazie al suo design aperto, il telescopio copre un intervallo di lunghezze d’onda da 0,3 µm a 35 µm.Il COronal Solar Magnetism Observatory (COSMO), un coronografo con un’apertura di 1,5 metri è stato proposto dall’High Altitude Observatory di Boulder e dalle Università delle Hawaii e del Michigan. Gli studi di fase A per questo progetto sono attualmente in corso. Nel 2007, l’Associazione Europea per il Telescopio Solare (EST) ha avviato il progetto European Solar Telescope (EST). EST è un telescopio della classe 4 metri, da costruire nelle Isole Canarie verso la fine del secondo decennio. Durante uno studio di progettazione, effettuato tra il 2008 e il 2010, verrà elaborata la progettazione opto-meccanica di EST e verrà effettuata una caratterizzazione del sito locale. EST misurerà il campo magnetico solare con la più alta risoluzione spaziale e spettrale nella regione di lunghezza d’onda visibile e vicino infrarosso.

Strumentazione

Ottica adattiva

Il recente sviluppo di sistemi di ottica adattiva in tempo reale per misurare e stabilizzare il movimento dell’immagine e compensare le aberrazioni di immagini di ordine basso e alto ha portato a un importante passo avanti nella risoluzione spaziale delle osservazioni solari. Ad oggi, diversi telescopi della classe 70 – 100 cm sono dotati di sistemi di ottica adattiva. Questi sistemi possono correggere i disturbi atmosferici con una larghezza di banda fino a 100 Hz e sono in grado di correggere le modalità di aberrazione dominanti causate dall’atmosfera terrestre turbolenta e dallo strumento stesso. Il numero di modi di aberrazione che possono essere corretti cresce con il numero di sotto-aperture del sensore fronte d’onda. La dimensione tipica delle sub-aperture di un’ottica adattiva di alto ordine è di circa 8 cm. Questo è abbastanza piccolo da spiegare l’anisoplanatismo dell’atmosfera diurna, ma anche abbastanza grande da risolvere la granulazione fotosferica solare. L’area che può essere corretta con l’ottica adattiva è molto piccola, solo pochi arcosecondi di diametro. Per superare questa limitazione, sono attualmente in fase di sviluppo sistemi di ottica adattiva multi-coniugati. Questi sistemi utilizzano diversi specchi deformabili per correggere le deformazioni del fronte d’onda che si verificano in diverse altezze sopra il telescopio.

L’importanza e la complessità dell’ottica adattiva per le osservazioni solari cresce rapidamente con l’aumentare dell’apertura del telescopio. La risoluzione spaziale ottenibile dei telescopi pianificati negli Stati Uniti e l’Europa con aperture nell’ordine di 4 metri dipenderà in modo critico dalla qualità dei loro sistemi di ottica adattiva. Un sistema di alto ordine richiederà sensori fronte d’onda con circa 2000 sotto-aperture – una sfida piuttosto tecnica. Fortunatamente, la potenza di calcolo è cresciuta più rapidamente delle dimensioni dei telescopi, quindi tali sistemi di alto livello sono oggi a portata di mano.

Filtri

Le osservazioni dei più piccoli dettagli sul Sole, vicino al limite di diffrazione del telescopio sono fatte con imager a banda larga. Possono essere costituiti da un filtro per selezionare la banda di lunghezza d’onda e da un rilevatore digitale adatto, ad esempio una telecamera CCD. Grazie all’elevato livello di luce, sono sufficienti tempi di esposizione di pochi millisecondi. Ciò consente di raccogliere raffiche di immagini in rapida sequenza e quindi selezionare quelle migliori in seguito, o utilizzare il full burst per il ripristino dell’immagine post-facto utilizzando tecniche basate sulla deconvoluzione cieca multi-frame o sull’interferometria speckle. Queste tecniche consentono lo studio della morfologia della fotosfera solare e l’evoluzione di oggetti di grandi e piccole dimensioni su scale temporali di secondi, minuti o più. Senza il ripristino dell’immagine, il campo visivo di alta qualità dei filtri è limitato dal campo corretto (area isoplanatica) dell’ottica adattiva. Tuttavia, in pratica l’intero campo visivo dei CCD disponibili può essere ripristinato a una qualità omogenea.

Strumenti spettroscopici

Gli strumenti spettroscopici sono necessari per ottenere parametri fisici, come temperatura, campo magnetico o velocità del flusso. Queste misure sono multidimensionali: due dimensioni spaziali, lunghezza d’onda e tempo. Al momento, i rivelatori possono registrare solo due dimensioni alla volta. Esistono due diverse soluzioni per ottenere dati spettroscopici: strumenti di filtro che registrano immagini bidimensionali a una lunghezza d’onda fissa e spettrografi a fessura lunga che registrano una dimensione spaziale e un certo intervallo di lunghezze d’onda. Entrambi i tipi di strumenti hanno evidenti vantaggi e anche svantaggi, e dipende dall’argomento scientifico, quale è preferito. Alcuni osservatori solari forniscono quindi entrambi gli strumenti.

Gli spettrometri filtranti registrano (quasi) immagini monocromatiche. Usano filtri a banda stretta sintonizzabili per selezionare la lunghezza d’onda. Le informazioni spaziali e di lunghezza d’onda vengono registrate prendendo una sequenza di immagini monocromatiche con lunghezza d’onda variabile. I filtri sintonizzabili possono essere filtri Lyot o interferometri Fabry-Pérot o interferometri Michelson. Con una combinazione di due o tre Fabry-Pérot sintonizzabili di alta qualità, è possibile ottenere una risoluzione spettrale di 2,5 pm. La gamma di sintonizzazione globale è di circa 300 nm. A causa della piccola gamma spettrale libera, la copertura spettrale per una misurazione individuale è limitata a 0,3 nm.Gli spettrometri filtranti sono spesso dotati di un canale aggiuntivo a banda larga che prende le immagini in una banda di lunghezza d’onda fissa e simultaneamente con le immagini a banda stretta. Le sequenze a banda larga vengono quindi utilizzate per la ricostruzione post-facto dei dati. Un tipico set di dati con un campo visivo di circa un minuto d’arco al quadrato e 15 posizioni di lunghezza d’onda su una linea spettrale può essere preso in pochi secondi. La risoluzione spaziale di tale misurazione dipende dalle dimensioni del telescopio e dalla scala dell’immagine sul rivelatore. Diverse parti della linea spettrale sono misurate in tempi diversi. Durante i periodi di osservazione variabile, la forma del profilo della linea può essere distorta. Diversi strumenti Fabry-Pérot sono disponibili presso i telescopi solari ad alta risoluzione menzionati sopra.

Gli spettrografi a griglia a fessura lunga forniscono informazioni istantanee su un determinato intervallo di lunghezze d’onda e una dimensione spaziale (lungo la fessura). La risoluzione spettrale dipende principalmente dall’area (illuminata) della griglia di diffrazione e dalla lunghezza focale dello strumento. Gli spettrografi compatti hanno una risoluzione di 2,5 pm (potere risolutivo di 250.000), simile ai migliori spettrometri a filtro. Gli spettrografi con grandi griglie e lunghe focali, come lo spettrografo Echelle del VTT tedesco, hanno un potere risolutivo teorico di 1.000.000. Gli spettrografi a fessura registrano una o più linee spettrali alla volta. Questo è importante per lo studio della forma dei profili di linea, perché non sono distorti da possibili cambiamenti nell’atmosfera terrestre. Le informazioni spaziali bidimensionali vengono raccolte spostando l’immagine solare attraverso la fessura. Il tempo necessario per coprire una determinata area dipende dalla risoluzione spaziale desiderata, cioè dalla larghezza della fessura e dalla dimensione del passo. Cadenze veloci con alta risoluzione spettrale e copertura sono possibili per piccole aree di scansione. Gli spettrografi a reticolo coprono una vasta gamma di lunghezze d’onda, in genere da 380 a 2200 nanometri.

Gli spettropolarimetri sono utilizzati per la misurazione del campo magnetico nell’atmosfera solare. Esistono come combinazione di spettrometri a filtro o spettrografi a fessura lunga con componenti di modulazione di polarizzazione adatti. Poiché la frazione di luce polarizzata dal Sole è spesso molto piccola, la precisione necessaria delle misurazioni polarimetriche è molto alta. Il segnale magnetico si ottiene misurando i parametri di Stokes che forniscono informazioni sull’intensità totale, gli stati circolari e due ortogonali di polarizzazione lineare. La modulazione di polarizzazione viene eseguita con piastre a onde ritardanti rotanti o con moderni ritardatori a cristalli liquidi sintonizzabili.Una singola misurazione del campo magnetico richiede almeno quattro immagini diverse a diverse impostazioni del modulatore di polarizzazione. Al fine di ridurre al minimo l’influenza delle condizioni di visualizzazione variabili, queste immagini devono essere prese in rapida sequenza. Inoltre, sono necessarie calibrazioni precise delle proprietà di polarizzazione del telescopio e dello spettropolarimetro stesso, per garantire un’elevata precisione polarimetrica dei dati. I migliori strumenti hanno una precisione di 1 parte su 10.000.

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