Teleskop Słoneczny Richarda B. Dunna
 | |
| Alternatywne nazwy | Teleskop wieżowy próżniowy na szczycie Sacramento, Teleskop słoneczny Richarda B. Dunna |
|---|---|
| Nazwany po |
Richarda B. Dunna 
|
| Część |
Obserwatorium Słoneczne plam słonecznych
|
| Lokalizacja(e) | Nowy Meksyk |
| Współrzędne | Współrzędne : |
| Organizacja |
Uniwersytet Stanowy Nowego Meksyku
|
| Długość fali | 310 nm (970 THz)–1000 nm (300 THz) |
| Styl teleskopu |
struktura badawcza teleskopu optycznego teleskopu słonecznego
|
| Średnica | 76 cm (2 stopy 6 cali) |
| Rozdzielczość kątowa | 0,1 milisekundy łukowej, 0,33 milisekundy łukowej
|
| Obszar zbierania | 0,456 m 2 (4,91 stopy kwadratowej) |
| Długość ogniskowa | 54,86 m (180 stóp 0 cali) |
| Strona internetowa |
|
  Lokalizacja teleskopu słonecznego Richarda B. Dunna | |
 Powiązane media na Commons
| |
Dunn Solar Telescope to unikalny teleskop słoneczny o osi pionowej , znajdujący się w Sunspot w Nowym Meksyku, na szczycie Sacramento Peak w Nowym Meksyku . Jest to główny teleskop w Obserwatorium Słonecznym Sunspot , obsługiwanym przez Uniwersytet Stanowy Nowego Meksyku we współpracy z Narodowym Obserwatorium Słonecznym dzięki finansowaniu przez National Science Foundation, stanu Nowy Meksyk oraz środków prywatnych od innych partnerów. Teleskop Słoneczny Dunn specjalizuje się w obrazowaniu o wysokiej rozdzielczości i spektroskopii, aby pomóc astrofizykom na całym świecie w lepszym zrozumieniu wpływu Słońca na Ziemię. Ukończono je w 1969 r., a w 2004 r. zmodernizowano je za pomocą wysokiej klasy optyki adaptacyjnej i pozostaje wysoce wszechstronnym obserwatorium astrofizycznym, które służy jako ważna platforma testowa do opracowywania nowego instrumentu i technologii.
Teleskop
Teleskop Słoneczny Dunn specjalizuje się w obrazowaniu Słońca w wysokiej rozdzielczości i spektroskopii. Obserwacje te pozwalają astronomom zajmującym się energią słoneczną na całym świecie na lepsze zrozumienie Słońca. Teleskop został zainaugurowany jako najważniejszy na świecie optyczny teleskop słoneczny o wysokiej rozdzielczości przestrzennej w 1969 roku. Dzięki poziomej obrotowej platformie obserwacyjnej o szerokości 40 stóp, dzięki której instrumenty nie muszą być montowane na samym teleskopie, Teleskop Słoneczny Dunn w dalszym ciągu oferuje wszechstronna, przyjazna dla użytkownika konfiguracja. Posiada dwa wysokiej klasy stanowiska optyki adaptacyjnej, które kompensują rozmycie powodowane przez atmosferę ziemską. Naukowcy i inżynierowie wykorzystują Dunna do badania szeregu aktywności słonecznych, często we współpracy z satelitami lub wystrzeliwanymi rakietami, a także do opracowywania nowych technologii dla 4-metrowego teleskopu słonecznego Daniela K. Inouye.
Podobnie jak góra lodowa, nad ziemią widoczna jest tylko część masy teleskopu. Ścieżka optyczna rozpoczyna się na heliostacie na szczycie wieży o wysokości 136 stóp (41 m) i biegnie 193 stóp (59 m) głębiej pod ziemią, aż do zwierciadła głównego. Najniższy wykopany punkt (dno studzienki) znajduje się 228 stóp (69 m) pod ziemią. Następnie wraca do jednego z sześciu kwarcowych okien optycznych w podłodze laboratorium optycznego na parterze. Cały budynek od góry do dołu to jeden instrument. Cały układ optyczny teleskopu – od szczytu Wieży do podstawy jej podziemnej części, a także podłoga pomieszczenia obserwacyjnego o średnicy 40 stóp – jest zawieszony na szczycie Wieży za pomocą rtęciowego łożyska pływakowego. Łożysko z kolei jest zawieszone na trzech śrubach, każda o średnicy zaledwie 76 milimetrów (3,0 cala). Cała konstrukcja optyczna i mechaniczna teleskopu jest dłuższa niż boisko do piłki nożnej i waży ponad 250 ton. Optyka jest ewakuowana, aby wyeliminować zniekształcenia spowodowane przez konwekcja w teleskopie, która w przeciwnym razie byłaby spowodowana dużym ciepłem wytwarzanym przez skupianie światła słonecznego . Unikalną cechą teleskopu jest podejście do derotacji obrazu: cały teleskop o długości 100 metrów (330 stóp) i laboratorium optyki o średnicy 40 stóp (12 m), o łącznej wadze 250 ton, obraca się zawieszony na łożysku rtęciowym przy szczyt wieży.
Pomimo rozmiarów i wagi, dużą częścią teleskopu można sterować i monitorować z jednego pomieszczenia kontrolnego, z boku głównego stołu obserwacyjnego instrumentu.
Instrumenty
Teleskop Słoneczny Dunn posiada obrotowy stół optyczny, który można skonfigurować do wielu konfiguracji obserwacyjnych, w zależności od wymagań badanej nauki. Cztery najczęściej używane instrumenty, często używane razem w jednym złożonym zestawie obserwacyjnym, to:
- Obiektowy spektropolarymetr podczerwieni (FIRS)
Spektropolarymetr IR Facility to wieloszczelinowy spektropolarymetr przeznaczony specjalnie dla Teleskopu Słonecznego Dunn do badania magnetyzmu na powierzchni Słońca. Przyrząd pobiera próbki sąsiednich wycinków powierzchni Słońca za pomocą czterech równoległych szczelin, aby uzyskać wysoką kadencję, precyzyjną spektropolarymetrię ograniczoną dyfrakcją . Jednocześnie można obserwować do czterech linii widmowych w zakresie widzialnym i podczerwonym, obejmujących cztery różne wysokości w atmosferze słonecznej. Można go zoptymalizować w celu zapewnienia jednoczesnego pokrycia widmowego w zakresie fal widzialnych (3500–10 000 Å) i podczerwonych (9 000–24 000 Å) dzięki zastosowaniu unikalnej konstrukcji z dwoma ramionami. Został zaprojektowany do „przechwytywania linii Fe I 6302 Å i Fe I 15648 Å lub He I 10830 Å z maksymalną wydajnością”.
- Spektro-POlarymetr dla obszarów podczerwieni i optycznych (SPINOR)
Spektro-POlarymetr dla obszarów podczerwieni i optycznych wykonuje polarymetrię z achromatyczną soczewką Stokesa w kilku obszarach widma widzialnego i podczerwonego. Ukończony w 2005 roku, miał działać jako instrument „zorientowany na eksperymenty”, zbudowany z elastycznością umożliwiającą łączenie wielu dowolnych linii widmowych, „ograniczonych jedynie względami praktycznymi (np. ławka itp.)”
- Interferometryczny spektropolarymetr dwuwymiarowy (IBIS)
Interferometryczny dwuwymiarowy spektropolarymetr (IBIS) - jest podwójnym interferometrem, obrazowaniem i spektropolarymetrem. Wykorzystuje szereg precyzyjnych strojeń piezoelektrycznych, aby szybko skanować wybrane linie widmowe w zakresie od 550 do 860 nm. Tworzy to szereg czasowy obrazowania o wysokiej wierności, spektroskopii i polarymetrii Słońca. Posiada duże, okrągłe pole widzenia w połączeniu z wysoką rozdzielczością widmową (R ≥ 200 000), przestrzenną ≃ 0,2″) i czasową (kilka klatek na sekundę)
- Szybkie oscylacje w atmosferze Słońca (ROSA)
Przyrząd do szybkich oscylacji w atmosferze słonecznej (ROSA) to pojedynczo sterowany system 6 kamer CCD z szybkim odczytem obrazu. Pełny chip w każdej kamerze można odczytać z szybkością 30 klatek na sekundę, a wyzwalanie wszystkich kamer odbywa się z jednego systemu sterowania. Dzięki temu umożliwia jednoczesne obrazowanie wielu warstw fotosfery i chromosfery . Podczas instalacji w 2010 r. generował do 12 TB danych dziennie, co czyniło go jednym z największych zbiorów danych w ówczesnej naziemnej astronomii słonecznej.
Ponadto dostępne są starsze instrumenty, choć obecnie są one rzadko używane.
- Uniwersalny filtr dwójłomny (UBF)
- Zaawansowany polarymetr Stokesa (ASP)
- Spektropolarymetr o ograniczonej dyfrakcji (DLSP)
Odkrycia naukowe, technologie i naukowcy
Wnioskowanie o właściwościach polaryzacji teleskopu na podstawie linii widmowych bez polaryzacji liniowej. Derks, A., Beck, C., Martínez Pillet, V., 2018. Astronomy and Astrophysics, tom 615, A22 (2018)
Adaptacja Teleskopu Słonecznego Dunn do obrazowania widma Dopplera Jowisza. Underwood, TA, Voelz, D., Schmider, F.-X., Jackiewicz, J., Dejonghe, J., Bresson, Y., Hull, R., Goncalves, I., Gualme, Pa., Morand, F ., Preis O., SPIE Optical Engineering 10401Y (2017)
Koronalne pola magnetyczne Słońca uzyskane przy użyciu technik sejsmologicznych stosowanych do wszechobecnych fal plam słonecznych. Jess i in., 2016. Artykuł z okładki Nature Physics, tom 12, wydanie 2, luty 2016
Słoneczna wielokoniugatowa optyka adaptacyjna w Dunn Solar Telescope Rimmele, T., Hegwer, S., Richards, K., Woeger, F.., 2008, Wielokoniugatowa optyka adaptacyjna.
Interferometria plamkowa z skorygowanymi danymi słonecznymi z optyką adaptacyjną Wöger, F., von der Lühe, O., Reardon, K., 2008, Interferometria plamkowa.
Historia
Projekt słonecznego teleskopu wieżowego próżniowego rozpoczął architekt i inżynier Charles W. Jones w 1963 r. Budowa ostatecznego budynku rozpoczęła się w 1966 r. pod dowództwem Korpusu Inżynierów Armii Stanów Zjednoczonych i zakończyła się w 1967 r., kosztem około 3 milionów dolarów firma architektoniczna Roghlin and Baran, Associates. Richard B. Dunn, któremu ostatecznie zadedykowano instrument, napisał artykuł w Sky and Telescope o ukończeniu instrumentu w 1969 r. Cytuję z artykułu: „W naszym projekcie chcieliśmy przede wszystkim wyeliminować problemy z lokalnym widzeniem, które są omawiane na każdym spotkaniu poświęconym oprzyrządowaniu słonecznemu. Astronomowie słoneczni martwią się turbulencjami powodowanymi przez szczelinę w kopuła obserwatorium, nagrzewanie powierzchni kopuły, nagrzewanie teleskopu, lokalna konwekcja i turbulencje w układzie optycznym... W naszym przypadku kopuła została wyeliminowana.Umieściliśmy okno wysoko na piramidalnej wieży o wysokości 55 stóp i następnie odessano powietrze z całego teleskopu znajdującego się wewnątrz wieży. To ostatnie zmniejsza skutki lokalnej konwekcji, a podciśnienie eliminuje wewnętrzne turbulencje i problemy z widzeniem. Zapewnia także komfort ogrzewanego pomieszczenia obserwacyjnego…”
Ponad połowa całego budynku znajduje się pod ziemią – wieża wznosi się 56 stóp nad ziemią i 220 stóp pod ziemią. Pionowa rura próżniowa jest zamknięta w betonowej wieży o ścianach o grubości 3 stóp. Okno wejściowe na szczycie wieży i dwa lustra odbijają światło słoneczne w dół rury próżniowej, gdzie odbija się ono od 64-calowego zwierciadła głównego. Lustro główne skupia światło i wysyła je z powrotem na poziom gruntu, gdzie wychodzi z rury próżniowej na ławach optycznych wewnątrz budynku. Wewnętrzna rura próżniowa ważąca ponad 250 ton jest zawieszona na łożysku zawierającym 10 ton rtęci. Łożysko to umożliwia obrót całej 250-tonowej lampy próżniowej, kompensując pozorny obrót obrazu, gdy Słońce wznosi się w niebo.
Teleskop wieżowy został pierwotnie poświęcony 15 października 1969 r., a w 1998 r. przemianowano go na imię Richarda B. Dunna . Tablica na obiekcie głosi: „Nazwany na cześć jednego z najbardziej kreatywnych konstruktorów instrumentów astronomii słonecznej, ten teleskop z wieżą próżniową jest arcydziełem długiej kariery naukowej Richarda B. Dunna w Sacramento Peak Observatory” (1998). Budowa wieży próżniowej użytej do czasu letniego wywarła znaczący wpływ na przyszłe instrumenty słoneczne: obrazy uzyskane z tego typu teleskopu słonecznego były tak ostre, że prawie każdy duży teleskop słoneczny zbudowany od tego czasu był oparty na wieży próżniowej pojęcie".
