Telescopio solare Goode: cos’è, per gli studi del Sole

Il Goode Solar Telescope (GST) è una struttura scientifica per gli studi del Sole che prende il nome da Philip R. Goode . Era il telescopio solare con la più grande apertura del mondo in funzione da più di un decennio. Situato a Big Bear Lake In California , il Goode Solar Telescope è il telescopio principale del Big Bear Solar Observatory gestito dal New Jersey Institute of Technology (NJIT) Inizialmente chiamato New Solar Telescope (NST) , prima luce ingegneristicaè stato ottenuto nel dicembre 2008 e le osservazioni scientifiche del Sole sono iniziate nel gennaio 2009. Il 17 luglio 2017, l’NST è stato ribattezzato in onore di Goode , ex direttore fondatore del Centro per la ricerca solare-terrestre dell’NJIT e ricercatore principale della struttura. Goode ha concepito, raccolto i fondi e riunito il team che ha costruito e commissionato il telescopio, ed è stato il telescopio solare con la più alta risoluzione al mondo (fino alla fine del 2019) e il primo telescopio solare di classe facility costruito negli Stati Uniti in una generazione.

Il GST è in grado di osservare il Sole nelle lunghezze d’onda del visibile e del vicino infrarosso e dispone di unospecchio primario di 1,7 metri in una configurazione gregoriana fuori asse che fornisce un’apertura chiara e senza ostacoli di 1,6 metri . L’ottica adattiva corregge gli schlieren atmosferici nell’immagine solare nota come vedente astronomico .

Struttura principale del telescopio

Lo specchio primario f/2.4 è una sezione fuori asse di 1,7 metri di diametro 5,3 metri, f/0,73 parabola concava . È stato fuso da Zerodur da Schott e lucidato al Richard F. Caris Mirror Laboratory dell’Università dell’Arizona . L’errore di figura rispetto a una parabola è di 16 nm RMS . Lo specchio secondario , un ellissoide concavo , è montato su un esapode per compensare l’espansione termica e la flessione della struttura del telescopio mantenendo lo specchio nella sua posizione ottimale.

Un field-stop circolare riflettente raffreddato a liquido nel fuoco primario prima dello specchio secondario limita il campo visivo a 120 secondi d’arco per ridurre il carico di calore solare sulle ottiche successive. Il GST è montato su una montatura equatoriale realizzata da DFM Engineering all’interno di una cupola ventilata a forma di 5/8 di sfera.

Ottica adattiva

Il Goode Solar Telescope utilizza sistemi ottici adattivi per mitigare la sfocatura dell’immagine causata dalla turbolenza atmosferica . Con il suo singolo specchio deformabile (DM), il sistema CAO è stato abitualmente utilizzato dal 2010 per la stragrande maggioranza delle osservazioni e serve tutti gli strumenti post-focus tranne CYRA. CAO è un classico sistema di ottica adattiva. Utilizza un sensore del fronte d’onda Shack-Hartmann che misura l’aberrazione media del fronte d’onda su un campo visivo di 10 secondi d’arco e dispone di un singolo DM con 357 attuatori per la correzione del fronte d’onda. Nel 2016, il BBSO multi-coniugato AO ( MCAO ) chiamato Clearcon i suoi tre DM attuatori 357 identici ha goduto di una prima luce di successo triplicando il campo visivo corretto riducendo fortemente l’anisoplanatismo. Entro il 2020, Clear è diventato uno strumento di struttura, sostituendo in gran parte CAO e mantenendo il blocco così come ha mai fatto CAO . Clear è l’unico sistema MCAO funzionante in qualsiasi osservatorio solare.

Strumentazione

Imager con filtro a banda larga (BFI)

Evoluzione di una macchia solare catturata con il BFI nella linea TiO.

Il BFI è un filtergraph composto da un filtro di interferenza e una telecamera CCD digitale che campiona l’immagine del Sole. Il filtro di interferenza funziona come un filtro passa-banda che trasmette solo un colore selezionato della luce solare. Le bande utilizzate di frequente sono 705,7 ± 0,5 nm ( linea spettrale di ossido di titanio (II) (TiO) , rosso scuro) e 430,5 ± 0,25 nm ( banda G , blu-ish). La telecamera BFI acquisisce immagini da 2048 × 2048 pixel a una velocità di 14 fotogrammi al secondo, coprendo un’area del Sole di 50.000 km × 50.000 km (70 secondi d’arco) nella linea TiO e 40.000 km × 40.000 km (55 secondi d’arco) in la banda G. Nonostante l’ottica adattiva, ogni fotogramma soffre di aberrazioni atmosferiche che ostacolano la diffrazione limitatadettaglio dell’immagine. Per ottenere una risoluzione limitata della diffrazione, i burst di circa 100 fotogrammi vengono analizzati digitalmente per essere formati in un’unica immagine nitida ( ricostruzione dello speckle ).

Spettrometro a immagini visibili (VIS)

La stessa macchia solare catturata con il VIS al centro della linea H-alfa.

Il VIS è uno spettrografo di imaging che, come il BFI, cattura immagini del Sole in intervalli di lunghezza d’onda ristretti. Invece di filtri di interferenza, tuttavia, VIS utilizza un Fabry-Pérot etalon per creare un passa-banda stretto fino a 0,007 nm, sintonizzabile da 550 a 700 nm. Il VIS viene spesso utilizzato per scansionare le linee di Fraunhofer a 656,3 nm ( H-alfa ), 630,2 nm ( Fe ) e 588,9 nm ( Na ). Per ogni passaggio di scansione vengono acquisiti più fotogrammi di immagini che vengono elaborati anche per migliorare i dettagli dell’immagine.

Spettropolarimetro per immagini nel vicino infrarosso (NIRIS)

Un doppio interferometro di imaging Fabry – Pérot per il vicino infrarosso.

Spettrografo criogenico a infrarossi (CYRA)

Uno spettrografo Czerny-Turner criogenico per il regime da 1 a 5 µm.

Spettrografo solare a imaging rapido (FISS)

Uno spettrografo a scansione echelle a fenditura lunga .


https://en.wikipedia.org/wiki/Goode_Solar_Telescope

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