Teleskop słoneczny Goode'a
 | |
| Alternatywne nazwy | Nowy Teleskop Słoneczny |
|---|---|
| Nazwany po |
Philip R. Goode 
|
| Część |
Obserwatorium Słoneczne Big Bear
|
| Lokalizacja(e) | Kalifornia |
| Współrzędne | Współrzędne : |
| Organizacja |
Instytut Technologii w New Jersey
|
| Wysokość | 2060 m (6760 stóp) |
| Wybudowany | 2003–2009 |
| Styl teleskopowy |
Teleskop gregoriański pozaosiowy układ optyczny teleskop optyczny teleskop słoneczny
|
| Średnica | 1,6 m (5 stóp 3 cale) |
| Obszar zbierania | 2 m 2 (22 stopy kwadratowe) |
| Montowanie |
wierzchołek równikowy
|
| Załącznik | sferyczna kopuła
|
  Lokalizacja Goode Solar Telescope | |
 Powiązane media na Commons
| |
Goode Solar Telescope (GST) to naukowa placówka badająca Słońce, nazwana na cześć Philipa R. Goode'a . Był to teleskop słoneczny z największą na świecie aperturą działający przez ponad dekadę. Położony w Big Bear Lake ; California , Goode Solar Telescope jest głównym teleskopem Big Bear Solar Observatory , obsługiwanym przez New Jersey Institute of Technology (NJIT) . Początkowo nazwany New Solar Telescope (NST) , pierwsze światło inżynieryjne uzyskano w grudniu 2008 r., a naukowe obserwacje Słońca rozpoczęto w styczniu 2009 r. 17 lipca 2017 r. nazwa NST została zmieniona na cześć Goode'a, byłego i założyciela Centrum Badań Słoneczno - Naziemnych NJIT i główny badacz placówki. Goode wymyślił, zebrał fundusze i zebrał zespół, który zbudował i uruchomił teleskop, i był to teleskop słoneczny o najwyższej rozdzielczości na świecie (do końca 2019 r.) i pierwszy teleskop słoneczny klasy obiektowej zbudowany w USA od pokolenia .
GST jest w stanie obserwować Słońce w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni i posiada 1,7-metrowe zwierciadło główne w pozaosiowej konfiguracji gregoriańskiej , które zapewnia 1,6-metrową czystą, niezakłóconą aperturę . Optyka adaptacyjna koryguje schlieren atmosferyczny na zdjęciu słonecznym znanym jako widzenie astronomiczne .
Główna konstrukcja teleskopu
Zwierciadło główne f/2,4 to 1,7-metrowy pozaosiowy odcinek o średnicy 5,3 metra i wklęsłej paraboli f/0,73 . Został odlany z Zerodur przez Schotta i wypolerowany w Richard F. Caris Mirror Laboratory Archived 2019-04-19 at the Wayback Machine of the University of Arizona . Błąd figury względem paraboli wynosi 16 nm RMS . Zwierciadło wtórne , wklęsła elipsoida , jest zamontowane na sześcionogu aby zrekompensować rozszerzalność cieplną i zginanie konstrukcji teleskopu, utrzymując zwierciadło w optymalnym położeniu.
Odblaskowy, chłodzony cieczą okrągły ogranicznik pola w ognisku głównym przed zwierciadłem wtórnym ogranicza pole widzenia do 120 sekund kątowych , aby zmniejszyć obciążenie cieplne kolejnych elementów optycznych. GST zamontowano na montażu paralaktycznym firmy DFM Engineering wewnątrz wentylowanej kopuły przypominającej 5/8 kuli.
Optyka adaptacyjna
Goode Solar Telescope wykorzystuje adaptacyjne systemy optyczne , aby złagodzić rozmycie obrazu spowodowane turbulencjami atmosferycznymi . Dzięki pojedynczemu zwierciadłu deformowalnemu (DM), system CAO jest rutynowo używany od 2010 roku do większości obserwacji i obsługuje wszystkie instrumenty post-focus z wyjątkiem CYRA. CAO to klasyczny system optyki adaptatywnej. Wykorzystuje czujnik czoła fali Shack-Hartmann który mierzy średnią aberrację czoła fali w polu widzenia 10 sekund kątowych i ma pojedynczy DM z 357 siłownikami do korekcji czoła fali. W 2016 roku wielokoniugat BBSO AO ( MCAO ) o nazwie Clear ze swoimi trzema identycznymi siłownikami 357 DM odniósł sukces w pierwszym świetle, potrajając skorygowane pole widzenia, silnie redukując anizoplanatyzm. Do 2020 roku Clear stał się instrumentem obiektowym, w dużej mierze zastępując CAO i blokadę, tak jak CAO kiedykolwiek to zrobiło. Clear jest jedynym MCAO system działający w dowolnym obserwatorium słonecznym i jest jedynym systemem MCAO z więcej niż dwoma DM, w dzień lub w nocy.
Oprzyrządowanie
Imager z filtrem szerokopasmowym (BFI)
BFI to wykres filtrowy złożony z filtra interferencyjnego i cyfrowej kamery CCD , która próbkuje obraz Słońca. Filtr interferencyjny działa jak filtr pasmowo-przepustowy przepuszczający tylko wybraną barwę światła słonecznego. Często używane pasma to 705,7 ± 0,5 nm ( linia widmowa tlenku tytanu (II) (TiO) , ciemnoczerwona) i 430,5 ± 0,25 nm ( pasmo G , niebieskawe). Kamera BFI rejestruje obrazy o rozdzielczości 2048 × 2048 pikseli z prędkością 14 klatek na sekundę, pokrywając obszar Słońca o wymiarach 50 000 km × 50 000 km (70 sekund łukowych) w linii TiO i 40 000 km × 40 000 km (55 sekund łukowych) w pasmo G. Pomimo adaptacyjnej optyki, każda klatka cierpi na aberracje atmosferyczne utrudniające szczegóły obrazu ograniczone dyfrakcją . W celu uzyskania rozdzielczości ograniczonej przez dyfrakcję, seria około 100 klatek jest analizowana cyfrowo w celu uformowania pojedynczego, wyostrzonego obrazu ( rekonstrukcja plamek ).
Spektrometr obrazu widzialnego (VIS)
VIS to spektrograf obrazujący, który podobnie jak BFI rejestruje obrazy Słońca w wąskich zakresach długości fal. Jednak zamiast filtrów interferencyjnych VIS wykorzystuje etalon Fabry-Pérot, aby stworzyć pasmo przepustowe tak wąskie jak 0,007 nm, przestrajalne w zakresie od 550 do 700 nm. VIS jest często używany do skanowania linii Fraunhofera przy 656,3 nm ( H-alfa ), 630,2 nm ( Fe ) i 588,9 nm ( Na ). Na krok skanowania przechwytywanych jest wiele klatek obrazu, które są również przetwarzane w celu zwiększenia szczegółowości obrazu.
Spektropolarymetr do obrazowania w bliskiej podczerwieni (NIRIS)
Podwójny interferometr obrazujący Fabry-Pérot dla bliskiej podczerwieni od 1,0 do 1,7 µm.
Kriogeniczny spektrograf w podczerwieni (CYRA)
Kriogeniczny spektrograf Czernego -Turnera dla reżimu 1 do 5 µm.
Szybki obrazowy spektrograf słoneczny (FISS)
Skaningowy spektrograf echelle z długą szczeliną .