Astronomia

Qual è la distribuzione dell'intensità della luce visibile sul disco solare?

Qual è la distribuzione dell'intensità della luce visibile sul disco solare?

Qual è la distribuzione dello spettro visibile sul disco solare?

Le immagini del Sole che utilizzano lo spettro visibile suggeriscono che la luce emessa dal bordo è quasi uguale alla luce emessa dal centro del disco solare.

È corretto e c'è una fonte scientifica che lo dimostri? Non sono riuscito a trovare qualcosa di citabile.


Quale è distribuzione di intensità di luce visibile sul disco solare?
Quale è distribuzione del visibile spettro sul disco solare solar

Spero di aver risposto a tutte le diverso domande.

Il nucleo del sole è estremamente caldo (27 milioni di gradi Fahrenheit) rispetto alla superficie (10.000 gradi Fahrenheit) e all'atmosfera (da 36.000 a 2 milioni di gradi Fahrenheit). Fonte: JPL NASA - "Gli strati e le temperature del sole". Ai nostri occhi il sole sembra generalmente avere un unico colore e luminosità a causa della gamma dinamica e della miscelazione dei colori.

Lo spettro AM0 e l'intensità si presentano così:

Ogni elemento emette una diversa moltitudine di lunghezze d'onda. La distribuzione attraverso la superficie, e fuori nell'atmosfera, varia.

Ad esempio, ecco una serie di immagini scattate a diverse lunghezze d'onda:

Questo risponde alla tua domanda in questo commento:

"Ah grazie, è esattamente quello che stavo cercando. Ma come vengono prodotte immagini come queste? Stanno regolando la luminosità in modo che sia uguale su tutta l'immagine prima di rilasciarla? - Jhonny007".

Immagini come quelle vengono prodotte posizionando filtri sul sensore di immagine.

L'oscuramento degli arti è causato dalle diverse temperature dei diversi strati. Il centro del disco appare irregolare a causa dei granuli. Usando una gamma dinamica più ampia, si presenta così:

Questa immagine è un composto di 25 immagini separate che coprono il periodo dal 16 aprile 2012 al 15 aprile 2013. Utilizza la lunghezza d'onda SDO AIA di 171 angstrom e rivela le zone del sole in cui le regioni attive sono più comuni durante questa parte del il ciclo solare.

Un primo piano di una macchia solare (una regione più fredda, quindi più scura) si presenta così:

Il sito web Schurs Solar Imaging e la pagina web: "Galleria di immagini del fenomeno solare - Caratteristiche della luce bianca" hanno una grande serie di foto e una che mostra chiaramente l'oscuramento degli arti.

La regolazione del contrasto di un'immagine dalla pagina Web dell'Università della Virginia: "ASTR 1230 (Majewski) Lecture Notes" crea un'immagine che mostra l'oscuramento degli arti.


Oscuramento degli arti

Oscuramento degli arti è un effetto ottico visto nelle stelle (incluso il Sole), dove la parte centrale del disco appare più luminosa del bordo, oppure arto. La sua comprensione ha offerto ai primi astronomi solari l'opportunità di costruire modelli con tali gradienti. Ciò ha incoraggiato lo sviluppo della teoria del trasferimento radiativo.

La profondità ottica, una misura dell'opacità di un oggetto o parte di un oggetto, si combina con gradienti di temperatura efficaci all'interno della stella per produrre l'oscuramento degli arti. La luce vista è approssimativamente l'integrale di tutta l'emissione lungo la linea di mira modulata dalla profondità ottica all'osservatore (cioè 1/e volte l'emissione a 1 profondità ottica, 1/e 2 volte l'emissione a 2 profondità ottiche, ecc. ). Vicino al centro della stella, la profondità ottica è effettivamente infinita, causando una luminosità approssimativamente costante. Tuttavia, la profondità ottica effettiva diminuisce con l'aumentare del raggio a causa della minore densità di gas e di una distanza in linea di vista più breve attraverso la stella, producendo un graduale oscuramento, fino a diventare zero sul bordo apparente della stella.

Anche la temperatura effettiva della fotosfera diminuisce con l'aumentare della distanza dal centro della stella. La radiazione emessa da un gas è approssimativamente la radiazione del corpo nero, la cui intensità è proporzionale alla quarta potenza della temperatura. Pertanto, anche nelle direzioni della linea di vista in cui la profondità ottica è effettivamente infinita, l'energia emessa proviene dalle parti più fredde della fotosfera, con conseguente minore energia totale che raggiunge l'osservatore.

La temperatura nell'atmosfera di una stella non sempre diminuisce con l'aumentare dell'altezza. Per alcune righe spettrali, la profondità ottica è maggiore nelle regioni con temperatura crescente. In questo scenario si assiste invece al fenomeno del "ravvivamento degli arti". Nel Sole, l'esistenza di una regione di temperatura minima significa che la luminosità degli arti dovrebbe iniziare a dominare alle lunghezze d'onda del lontano infrarosso o radio. Al di sopra della bassa atmosfera, e ben al di sopra della regione di temperatura minima, il Sole è circondato dalla corona solare da un milione di kelvin. Per la maggior parte delle lunghezze d'onda questa regione è otticamente sottile, cioè ha una piccola profondità ottica e, pertanto, deve essere illuminata da un arto se è sfericamente simmetrica.

Nella figura qui mostrata, fintanto che l'osservatore nel punto P si trova al di fuori dell'atmosfera stellare, l'intensità vista nella direzione θ sarà funzione solo dell'angolo di incidenza ψ. Questo è più convenientemente approssimato come un polinomio in cos ψ:

dove io(ψ) è l'intensità vista in P lungo una linea di vista che forma l'angolo rispetto al raggio stellare, e io(0) è l'intensità centrale. Affinché il rapporto sia unitario per = 0, dobbiamo avere

Ad esempio per un radiatore lambertiano (nessun oscuramento del lembo) avremo tutto unK = 0 tranne un1 = 1. Come altro esempio, per il Sole a 550 nanometri (5,5 × 10 -7 m), l'oscuramento del lembo è ben espresso da no = 2 e

(Vedi Cox, 2000). L'equazione per l'oscuramento degli arti è talvolta più convenientemente scritta come

che ora ha no coefficienti indipendenti piuttosto che no + 1 coefficienti che devono sommarsi all'unità.

Il unK le costanti possono essere correlate a UNK costanti. Per N = 2,

Per il Sole a 550 nm, abbiamo allora

Questo modello fornisce un'intensità al bordo del disco solare di solo il 30% dell'intensità al centro del disco.

Possiamo convertire queste formule in funzioni di usando la sostituzione

dove è l'angolo dall'osservatore al lembo della stella. Per i piccoli abbiamo

Vediamo che la derivata di cos è infinita al bordo.

L'approssimazione di cui sopra può essere utilizzata per derivare un'espressione analitica per il rapporto tra l'intensità media e l'intensità centrale. L'intensità media iom è l'integrale dell'intensità sul disco della stella diviso per l'angolo solido sotteso dal disco:

dove dω = sin θ dθ dφ è un elemento angolare solido e gli integrali sono sul disco: 0 ≤ φ ≤ 2π e 0 ≤ θ ≤ Ω. Potremmo riscriverlo come

Sebbene questa equazione possa essere risolta analiticamente, è piuttosto macchinosa. Tuttavia, per un osservatore a distanza infinita dalla stella, d cos ⁡ θ può essere sostituito da sin 2 ⁡ Ω cos ⁡ ψ d cos ⁡ ψ Omega cos psi ,dcos psi > , quindi abbiamo

Per il Sole a 550 nm, questo dice che l'intensità media è l'80,5% dell'intensità al centro.


Intensità ed energia

Ai fini dell'energia solare, le misure più significative sono l'intensità e l'energia erogata, una misura in un determinato momento, l'altra in un periodo di tempo.

Ad un certo punto nel tempo

Irraggiamento [W/m 2 ]: L'intensità della radiazione solare che colpisce una superficie, che è la somma dei contributi di tutte le lunghezze d'onda all'interno dello spettro, espressa in unità di Watt per m 2 di superficie.

Potenza [W]: Irradiamento totale momentaneo incidente su una particolare area.

Per un periodo di tempo

Energia per unità di superficie [kWh/m 2 ]: L'energia per unità di superficie è una misura dell'irradiamento incidente su una superficie in un periodo di tempo. È spesso espresso


Contenuti

Esistono diversi tipi di irraggiamento solare misurati.

  • Irraggiamento solare totale (TSI) è una misura della potenza solare su tutte le lunghezze d'onda per unità di area incidente sull'atmosfera superiore della Terra. Viene misurato perpendicolarmente alla luce solare in arrivo. [2] La costante solare è una misura convenzionale della STI media a una distanza di un'unità astronomica (AU).
  • Irraggiamento diretto normale (DNI), o radiazione del fascio, viene misurato sulla superficie della Terra in una data posizione con un elemento di superficie perpendicolare al Sole. [5] Esclude la radiazione solare diffusa (radiazione diffusa o riflessa dalle componenti atmosferiche). L'irradiamento diretto è uguale all'irradiamento extraterrestre sopra l'atmosfera meno le perdite atmosferiche dovute all'assorbimento e alla diffusione. Le perdite dipendono dall'ora del giorno (lunghezza del percorso della luce attraverso l'atmosfera a seconda dell'angolo di elevazione solare), copertura nuvolosa, contenuto di umidità e altri contenuti. L'irraggiamento sopra l'atmosfera varia anche con il periodo dell'anno (perché varia la distanza dal sole), sebbene questo effetto sia generalmente meno significativo rispetto all'effetto delle perdite sul DNI.
  • Irraggiamento orizzontale diffuso (DHI), o Radiazione diffusa del cielo è la radiazione sulla superficie terrestre dalla luce diffusa dall'atmosfera. Si misura su una superficie orizzontale con radiazione proveniente da tutti i punti del cielo escluso radiazione circumsolare (radiazioni provenienti dal disco solare). [5][6] Non ci sarebbe quasi nessun DHI in assenza di atmosfera. [5]
  • Irraggiamento orizzontale globale (GHI) è l'irradiamento totale del sole su una superficie orizzontale sulla Terra. È la somma dell'irradiamento diretto (dopo aver tenuto conto dell'angolo di zenit solare del sole z) e irraggiamento orizzontale diffuso: [7] GHI = DHI + DNI × cos ⁡ ( z ) >=< esto>+< esto> imes cos(z)>
  • Irraggiamento globale inclinato (GTI) o è la radiazione globale ricevuta su una superficie con inclinazione e azimut definiti, fissa o ad inseguimento solare. Il GTI può essere misurato [6] o modellato da GHI, DNI, DHI. [8][9][10] È spesso un riferimento per gli impianti fotovoltaici, mentre i moduli fotovolotaici sono montati sulle costruzioni fisse o ad inseguimento.
  • Irraggiamento Normale Globale (RNL) è l'irradiamento totale dal sole sulla superficie della Terra in una data posizione con un elemento di superficie perpendicolare al Sole.

L'unità SI di irraggiamento è watt per metro quadrato (W/m 2 = Wm -2 ).

Un'unità di misura alternativa è il Langley (1 caloria termochimica per centimetro quadrato o 41.840 J/m 2 ) per unità di tempo.

L'industria dell'energia solare utilizza wattora per metro quadrato (Wh/m2) per unità di tempo [ citazione necessaria ] . La relazione con l'unità SI è quindi:

1 kW/m 2 × (24 h/giorno) = (24 kWh/m 2 )/giorno (24 kWh/m 2 )/giorno × (365 giorni/anno) = (8760 kWh/m 2 )/anno.

La distribuzione della radiazione solare nella parte superiore dell'atmosfera è determinata dalla sfericità della Terra e dai parametri orbitali. Questo vale per qualsiasi raggio unidirezionale incidente su una sfera rotante. L'insolazione è essenziale per la previsione numerica del tempo e per la comprensione delle stagioni e del cambiamento climatico. L'applicazione alle ere glaciali è nota come cicli di Milankovitch.

La distribuzione si basa su un'identità fondamentale della trigonometria sferica, la legge sferica dei coseni:

cos ⁡ ( c ) = cos ⁡ ( a ) cos ⁡ ( b ) + sin ⁡ ( a ) sin ⁡ ( b ) cos ⁡ ( C )

dove un, b e c sono le lunghezze d'arco, in radianti, dei lati di un triangolo sferico. C è l'angolo nel vertice opposto al lato che ha lunghezza d'arco c. Applicato al calcolo dell'angolo di zenit solare Θ, vale quanto segue per la legge sferica dei coseni:

Questa equazione può anche essere derivata da una formula più generale: [11]

dove β è un angolo dall'orizzontale e γ è un angolo di azimut.

La separazione della Terra dal sole può essere indicata con RE e la distanza media può essere indicata con R0, circa 1 unità astronomica (AU). La costante solare è indicata con S0. La densità del flusso solare (insolazione) su un piano tangente alla sfera della Terra, ma al di sopra della massa dell'atmosfera (altitudine 100 km o maggiore) è:

La media di Q in un giorno è la media di Q su una rotazione, o l'angolo orario progredendo da h = π in h = −π:

Permettere h0 essere l'angolo orario quando Q diventa positivo. Ciò potrebbe verificarsi all'alba quando Θ = 1 2 π <2>>pi > , o per h0 come soluzione di

Se tan(φ)tan(δ) > 1, il sole non tramonta e il sole è già sorto a h = π, quindi ho = . Se tan(φ)tan(δ) < −1, il sole non sorge e Q ¯ day = 0 >^< esto>=0> .

∫ π − π Q dh = ∫ ho − ho Q dh = S o R o 2 RE 2 ∫ ho − ho cos ⁡ ( Θ ) dh = S o R o 2 RE 2 [ h sin ⁡ ( ϕ ) sin ⁡ ( δ ) + cos ⁡ ( ϕ ) cos ⁡ ( δ ) sin ⁡ ( h ) ] h = hoh = − ho = − 2 S o R o 2 RE 2 [ ho sin ⁡ ( ϕ ) sin ⁡ ( δ ) + cos ⁡ ( ϕ ) cos ⁡ ( δ ) sin ⁡ ( ho ) ] int _^<-pi >Q,dh&=int _<>>^<-h_>Q,dh&=S_^<2>><>^<2>>>int _<>>^<-h_>cos(Theta ),dh&=S_^<2>><>^<2>>>left[hsin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )sin(h) ight]_<>>^<>>&=-2S_^<2>><>^<2>>>sinistra[h_sin(phi )sin(delta )+cos(phi )cos(delta )sin(h_)destra]fine>>

Sia θ l'angolo polare convenzionale che descrive un'orbita planetaria. Permettere θ = 0 all'equinozio di primavera. La declinazione δ in funzione della posizione orbitale è [12] [13]

dove è l'obliquità. La longitudine convenzionale del perielio ϖ è definita rispetto all'equinozio di primavera, quindi per l'orbita ellittica:

Con conoscenza di ϖ, ε e e da calcoli astrodinamici [14] e So da un consenso di osservazioni o teoria, Q ¯ giorno >^< esto>> può essere calcolato per qualsiasi latitudine φ e θ. A causa dell'orbita ellittica, e in conseguenza della seconda legge di Keplero, θ non progredisce uniformemente nel tempo. Tuttavia, θ = 0° è esattamente l'ora dell'equinozio di primavera, θ = 90° è esattamente l'ora del solstizio d'estate, θ = 180° è esattamente l'ora dell'equinozio d'autunno e θ = 270° è esattamente l'ora del solstizio d'inverno.

Un'equazione semplificata per l'irradiamento in un dato giorno è: [15]

dove n è un numero di un giorno dell'anno.

Modifica della variazione

L'irradiamento solare totale (TSI) [16] cambia lentamente su scale temporali decennali e più lunghe. La variazione durante il ciclo solare 21 è stata di circa lo 0,1% (picco-picco). [17] Contrariamente alle ricostruzioni più vecchie, [18] le ricostruzioni più recenti della TSI indicano un aumento solo dallo 0,05% allo 0,1% circa tra il minimo di Maunder e il presente. [19] [20] [21] L'irradiamento ultravioletto (EUV) varia di circa l'1,5% dai massimi solari ai minimi, per lunghezze d'onda da 200 a 300 nm. [22] Tuttavia, uno studio proxy ha stimato che l'UV è aumentato del 3,0% dal minimo di Maunder. [23]

Alcune variazioni dell'insolazione non sono dovute ai cambiamenti solari, ma piuttosto al movimento della Terra tra il suo perielio e l'afelio, o cambiamenti nella distribuzione latitudinale della radiazione. Questi cambiamenti orbitali o cicli di Milankovitch hanno causato variazioni di radianza fino al 25% (i cambiamenti medi localmente globali sono molto più piccoli) per lunghi periodi. L'evento significativo più recente è stato un'inclinazione assiale di 24° durante l'estate boreale vicino al Olocene ottimale climatico. Ottenere una serie temporale per un Q ¯ d a y >^ >> per un particolare periodo dell'anno, e per una particolare latitudine, è un'utile applicazione nella teoria dei cicli di Milankovitch. Ad esempio, al solstizio d'estate, la declinazione δ è uguale all'obliquità ε. La distanza dal sole è

Per questo calcolo del solstizio d'estate, il ruolo dell'orbita ellittica è interamente contenuto nell'importante prodotto e sin ⁡ ( ϖ ) , l'indice di precessione, la cui variazione domina le variazioni di insolazione a 65 ° N quando l'eccentricità è grande. Per i successivi 100.000 anni, con variazioni relativamente piccole nell'eccentricità, dominano le variazioni nell'obliquità.

Modifica della misurazione

Il record TSI spaziale comprende misurazioni da più di dieci radiometri che coprono tre cicli solari. Tutti i moderni strumenti satellitari TSI utilizzano la radiometria a sostituzione elettrica della cavità attiva. Questa tecnica applica il riscaldamento elettrico misurato per mantenere una cavità annerita assorbente in equilibrio termico mentre la luce solare incidente passa attraverso un'apertura di precisione dell'area calibrata. L'apertura è modulata tramite un otturatore. Per rilevare variazioni di irraggiamento solare a lungo termine sono necessarie incertezze di accuratezza di <0,01%, poiché i cambiamenti previsti sono compresi nell'intervallo 0,05-0,15 W/m 2 per secolo. [24]

Calibrazione intertemporale Modifica

In orbita, le calibrazioni radiometriche vanno alla deriva per motivi che includono il degrado solare della cavità, il degrado elettronico del riscaldatore, il degrado superficiale dell'apertura di precisione e le variazioni di emissioni superficiali e temperature che alterano i fondi termici. Queste calibrazioni richiedono una compensazione per preservare misurazioni coerenti. [24]

Per vari motivi, le fonti non sempre concordano. I valori della TSI del Solar Radiation and Climate Experiment/Total Irradiance Measurement (SORCE/TIM) sono inferiori alle misurazioni precedenti dell'Earth Radiometer Budget Experiment (ERBE) sul Earth Radiation Budget Satellite (ERBS), VIRGO sul Solar Heliospheric Observatory (SoHO) e gli strumenti ACRIM sul Solar Maximum Mission (SMM), Upper Atmosphere Research Satellite (UARS) e ACRIMSAT. Le calibrazioni a terra pre-lancio si basavano su componenti piuttosto che su misurazioni a livello di sistema poiché gli standard di irraggiamento mancavano di accuratezza assoluta. [24]

La stabilità della misurazione implica l'esposizione di diverse cavità del radiometro a diversi accumuli di radiazione solare per quantificare gli effetti di degradazione dipendenti dall'esposizione. Questi effetti vengono poi compensati nei dati finali. Le sovrapposizioni di osservazione consentono correzioni sia per gli offset assoluti che per la convalida delle derive strumentali. [24]

Le incertezze delle singole osservazioni superano la variabilità dell'irradiamento (∼0,1%). Pertanto, si fa affidamento sulla stabilità dello strumento e sulla continuità della misurazione per calcolare le variazioni reali.

Le derive radiometriche a lungo termine possono essere scambiate per variazioni di irraggiamento che possono essere interpretate erroneamente come effetti sul clima. Gli esempi includono il problema dell'aumento dell'irradiamento tra i minimi di ciclo nel 1986 e nel 1996, evidente solo nel composito ACRIM (e non nel modello) e i bassi livelli di irradianza nel composito PMOD durante il minimo del 2008.

Nonostante il fatto che ACRIM I, ACRIM II, ACRIM III, VIRGO e TIM seguano tutti il ​​degrado con cavità ridondanti, rimangono differenze notevoli e inspiegabili nell'irradiamento e nelle influenze modellate delle macchie solari e delle facole.

Incongruenze persistenti Modifica

Il disaccordo tra le osservazioni sovrapposte indica derive irrisolte che suggeriscono che il record TSI non è sufficientemente stabile per discernere i cambiamenti solari su scale temporali decennali. Solo il composito ACRIM mostra un aumento dell'irraggiamento di ∼1 W/m 2 tra il 1986 e il 1996 anche questo cambiamento è assente nel modello. [24]

Le raccomandazioni per risolvere le discrepanze dello strumento includono la convalida dell'accuratezza della misurazione ottica confrontando gli strumenti a terra con i riferimenti di laboratorio, come quelli del National Institute of Science and Technology (NIST). l'apertura di limitazione della vista. [24]

Per ACRIM, il NIST ha determinato che la diffrazione dall'apertura di limitazione della vista contribuisce a un segnale dello 0,13% non considerato nei tre strumenti ACRIM. Questa correzione abbassa i valori ACRIM riportati, avvicinando ACRIM a TIM. In ACRIM e in tutti gli altri strumenti tranne TIM, l'apertura è profonda all'interno dello strumento, con un'apertura di limitazione della vista più ampia nella parte anteriore. A seconda delle imperfezioni dei bordi, questo può diffondere direttamente la luce nella cavità. Questo progetto ammette nella parte anteriore dello strumento da due a tre volte la quantità di luce che si intende misurare se non completamente assorbita o diffusa, questa luce aggiuntiva produce segnali erroneamente alti. Al contrario, il design di TIM posiziona l'apertura di precisione nella parte anteriore in modo che entri solo la luce desiderata. [24]

Variazioni da altre fonti includono probabilmente una sistematica annuale nei dati ACRIM III che è quasi in fase con la distanza Sole-Terra e picchi di 90 giorni nei dati VIRGO coincidenti con le manovre dei veicoli spaziali SoHO che erano più evidenti durante il minimo solare del 2008.

Modifica impianto radiometro TSI

L'elevata precisione assoluta di TIM crea nuove opportunità per la misurazione delle variabili climatiche. TSI Radiometer Facility (TRF) è un radiometro criogenico che opera nel vuoto con sorgenti luminose controllate. L-1 Standards and Technology (LASP) ha progettato e costruito il sistema, completato nel 2008. È stato calibrato per la potenza ottica rispetto al NIST Primary Optical Watt Radiometer, un radiometro criogenico che mantiene la scala della potenza radiante del NIST a un'incertezza dello 0,02% ( 1σ). A partire dal 2011 la TRF è stata l'unica struttura che si è avvicinata all'incertezza desiderata <0.01% per la convalida pre-lancio dei radiometri solari che misurano l'irradiamento (piuttosto che semplicemente la potenza ottica) a livelli di energia solare e in condizioni di vuoto. [24]

TRF racchiude sia il radiometro di riferimento che lo strumento in prova in un sistema a vuoto comune che contiene un raggio illuminante stazionario e spazialmente uniforme. Un'apertura di precisione con un'area calibrata allo 0,0031% (1σ) determina la porzione misurata del raggio. L'apertura di precisione dello strumento di prova è posizionata nella stessa posizione, senza alterare otticamente il raggio, per un confronto diretto con il riferimento. La potenza del raggio variabile fornisce la diagnostica della linearità e la dispersione delle diagnosi del diametro del raggio variabile da diversi componenti dello strumento. [24]

Le scale assolute dello strumento di volo Glory/TIM e PICARD/PREMOS sono ora riconducibili al TRF sia in potenza ottica che in irraggiamento. L'elevata precisione risultante riduce le conseguenze di eventuali lacune future nel record di irraggiamento solare. [24]

Differenza rispetto alla FR [24]
Strumento Irraggiamento, limitazione della vista
apertura troppo piena
Irraggiamento, precisione
apertura troppo piena
Differenza attribuibile
disperdere l'errore
Ottica misurata
errore di alimentazione
Irraggiamento residuo
accordo
Incertezza
SORCE/TIM terra N / A −0.037% N / A −0.037% 0.000% 0.032%
Gloria/Volo TIM N / A −0.012% N / A −0.029% 0.017% 0.020%
PREMOS-1 terra −0.005% −0.104% 0.098% −0.049% −0.104% ∼0.038%
Volo PREMOS-3 0.642% 0.605% 0.037% 0.631% −0.026% ∼0.027%
VIRGO-2 terra 0.897% 0.743% 0.154% 0.730% 0.013% ∼0.025%

Rivalutazione 2011 Modifica

Il valore più probabile della TSI rappresentativo del minimo solare è 1 360,9 ± 0,5 W/m 2 , inferiore al valore precedentemente accettato di 1 365,4 ± 1,3 W/m 2 , stabilito negli anni '90. Il nuovo valore è venuto da SORCE/TIM e dai test di laboratorio radiometrici. La luce diffusa è una delle cause principali dei valori di irraggiamento più elevati misurati dai satelliti precedenti in cui l'apertura di precisione si trova dietro un'apertura più ampia che limita la vista. Il TIM utilizza un'apertura di limitazione della vista che è più piccola dell'apertura di precisione che preclude questo segnale spurio. La nuova stima deriva da una misurazione migliore piuttosto che da un cambiamento nella produzione solare. [24]

Una suddivisione basata su un modello di regressione della proporzione relativa di macchie solari e influenze faculari dai dati SORCE/TIM rappresenta il 92% della varianza osservata e tiene traccia delle tendenze osservate all'interno della banda di stabilità di TIM. Questo accordo fornisce un'ulteriore prova che le variazioni della TSI sono principalmente dovute all'attività magnetica della superficie solare. [24]

Le imprecisioni degli strumenti aggiungono una significativa incertezza nel determinare il bilancio energetico della Terra. Lo squilibrio energetico è stato variamente misurato (durante un minimo solare profondo del 2005-2010) in +0,58 ± 0,15 W/m 2 , [25] +0,60 ± 0,17 W/m 2 [26] e +0,85 W/m 2 . Stime da misurazioni spaziali gamma +3–7 W/m 2 . Il valore TSI più basso di SORCE/TIM riduce questa discrepanza di 1 W/m 2 . Questa differenza tra il nuovo valore TIM inferiore e le precedenti misurazioni della STI corrisponde a una forzatura climatica di -0,8 W/m 2 , che è paragonabile allo squilibrio energetico. [24]

Rivalutazione 2014 Modifica

Nel 2014 è stato sviluppato un nuovo composito ACRIM utilizzando il record ACRIM3 aggiornato. Ha aggiunto correzioni per la dispersione e la diffrazione rivelate durante i recenti test presso TRF e due aggiornamenti dell'algoritmo. Gli aggiornamenti dell'algoritmo tengono conto in modo più accurato del comportamento termico dello strumento e dell'analisi dei dati del ciclo dell'otturatore. Questi hanno corretto una componente del segnale spurio quasi annuale e hanno aumentato rispettivamente il rapporto segnale-rumore. L'effetto netto di queste correzioni ha ridotto il valore medio della STI ACRIM3 senza influenzare l'andamento della STI ACRIM Composite. [27]

Le differenze tra i compositi ACRIM e PMOD TSI sono evidenti, ma il più significativo è l'andamento solare minimo-minimo durante i cicli solari 21-23. ACRIM ha riscontrato un aumento del +0,037%/decennio dal 1980 al 2000 e successivamente un decremento. Il PMOD presenta invece una diminuzione costante dal 1978. Differenze significative si osservano anche durante il picco dei cicli solari 21 e 22. Queste derivano dal fatto che ACRIM utilizza i risultati originali della TSI pubblicati dai team di sperimentazione satellitare mentre PMOD modifica significativamente alcuni risultati per conformarle a modelli proxy specifici della STI. Le implicazioni dell'aumento della TSI durante il riscaldamento globale degli ultimi due decenni del XX secolo sono che la forzatura solare potrebbe essere un fattore marginalmente maggiore nel cambiamento climatico rispetto a quanto rappresentato nei modelli climatici di circolazione generale del CMIP5. [27]


Informazioni sull'osservazione di Giove

Giove raggiunge l'opposizione il 10 giugno. Questo è l'evento annuale in cui Giove, Terra e Sole sono disposti in linea retta, con la Terra al centro. È il periodo migliore dell'anno per vedere Giove, poiché il pianeta è visibile nel cielo tutta la notte, ed è più o meno il periodo in cui Giove è più vicino alla Terra. Sebbene l'opposizione abbia luogo in una data specifica, l'intero mese circa intorno all'opposizione è un momento altrettanto buono per osservare il pianeta e le sue quattro lune più grandi.


Sicurezza del filtro solare

Di: Ralph Chou 1 agosto 2006 0

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Vari tipi di filtri solari stanno contribuendo ad aumentare la popolarità dell'osservazione solare. Qui, Cielo e telescopio i membri dello staff dimostrano diversi modi per studiare il Sole in sicurezza.

Ho pubblicato per la prima volta i dati del filtro solare in Cielo e telescopioNel numero di agosto 1981 (pag. 119) negli anni successivi sono arrivati ​​sul mercato nuovi filtri destinati sia ad usi visivi che fotografici. Nel giugno 1996 ho partecipato a una riunione sponsorizzata dalla NATO sull'astronomia dell'eclissi solare. Questo mi ha spinto a fare misurazioni spettrofotometriche di una varietà di materiali e valutare se forniscono una protezione adeguata per gli occhi. Questi includevano oggetti strani come il disco magnetico interno di un floppy da 3½ pollici, più strati di coperta spaziale (un tipo molto sottile di pellicola in poliestere alluminato), CD e imballaggi per alimenti in poliestere rivestito di metallo.

Come l'occhio è danneggiato

La radiazione solare che raggiunge la superficie della Terra varia dalla luce ultravioletta a lunghezze d'onda inferiori a 290 nanometri (2.900 angstrom) alle onde radio nella gamma dei metri. L'esposizione per tutta la vita alla radiazione solare ultravioletta contribuisce in modo accertato all'invecchiamento accelerato degli strati esterni dell'occhio e della pelle e allo sviluppo della cataratta.* Tuttavia, l'osservazione diretta del Sole con una protezione oculare inadeguata ha luogo a danni più immediati. L'occhio trasmetterà la maggior parte della radiazione compresa tra 380 nanometri (viola) e 1.400 nanometri (vicino all'infrarosso) alla retina sensibile alla luce, provocando ustioni retiniche.

L'esposizione della retina alla luce visibile ad alta intensità innesca una serie di complesse reazioni chimiche all'interno dei bastoncelli e dei coni sensibili alla luce. I prodotti di queste reazioni compromettono la capacità delle cellule di rispondere alla luce e in casi estremi possono distruggerle. A seconda della gravità del danno, un osservatore affetto sperimenta una perdita temporanea o permanente della funzione visiva. Questo fotochimico la lesione si verifica principalmente quando la retina è esposta alla luce blu e verde.

La gamma di materiali filtranti sicuri per l'osservazione solare è ampia, così come la forma che tali filtri possono assumere. I materiali più versatili sono il polimero nero e il film di poliestere alluminato (rispettivamente vetri neri e verdi), che sono comunemente usati sia per l'osservazione visiva che con ausili ottici.

Sky & Telescope foto di Chuck Baker

Sicurezza relativa dei materiali filtranti

Il poliestere sottile e rivestito in metallo appositamente realizzato è il materiale filtrante più popolare per la visualizzazione del Sole con un binocolo o un telescopio. I filtri metallo su vetro, come quelli mostrati qui, una volta si presumeva che avessero il vantaggio di qualità rispetto al poliestere sciolto, rugoso ed economico, ma non di più. I test mettono i migliori filtri in poliestere anche con o leggermente più avanti del vetro per la qualità ottica.

Sky & Telescope foto di Chuck Baker.

I vetri da 12 a 14 di Welder # 039 sono filtri solari popolari e sicuri, facilmente reperibili presso i punti vendita di saldatura. La maggior parte degli osservatori preferisce le tonalità 13 o 14, l'immagine solare attraverso un filtro numero 12 è fastidiosamente luminosa.

Sky & Telescope foto di Chuck Baker.

Filtri accettabili e inaccettabili

I filtri non sicuri includono qualsiasi emulsione fotografica contenente un'immagine, pellicola in bianco e nero cromogenica (non contenente argento), pellicola a colori elaborata in nero, filtri fotografici a densità neutra e filtri polarizzatori. Sebbene questi materiali abbiano livelli di trasmissione della luce visibile molto bassi, superano un livello inaccettabilmente alto di radiazione nel vicino infrarosso. La pellicola di colore nero è un buon esempio, con un numero di tonalità 15 per la luce visibile ma trasmette quasi il 50 percento della radiazione infrarossa!

Per generazioni il vetro affumicato (vetro con uno strato di fuliggine proveniente dalla fiamma di una candela) è stato proposto come filtro solare, ma la fuliggine facilmente macchiata lo rende pericoloso. Gli imballaggi per alimenti in poliestere alluminato, CD e floppy disk (quando l'involucro di plastica viene rimosso) sono stati considerati solo di recente come possibili filtri, ma anch'essi sono pericolosi.

Sky & Telescope foto di Chuck Baker.

* Nota dell'editore: se indossi gli occhiali all'aperto, puoi ridurre notevolmente l'esposizione ai raggi UV nel corso della vita applicando sui tuoi occhiali rivestimenti anti-UV. Questa opzione è così economica e facile che chiunque dovrebbe farla. Inoltre, le lenti in policarbonato bloccano i raggi UV senza bisogno di rivestimenti.


Domande frequenti

Tutti gli strumenti eccetto Cryo-NIRSP possono lavorare insieme e con Adaptive Optics (AO). Possono essere azionati tutti contemporaneamente, oppure è possibile utilizzarne solo un sottoinsieme (vedi domanda successiva). Si noti che Cryo-NIRSP funzionerà invece da solo, poiché richiede l'inserimento di uno specchio relè (M9a) nel percorso ottico prima degli altri strumenti. Il tempo per passare tra gli altri strumenti e Cryo-NIRSP dovrebbe essere dell'ordine di 1 ora.

Per cosa verrà utilizzato DKIST?

Alcune delle domande scientifiche generali a cui speriamo di rispondere sono:

  • Come vengono generati i campi magnetici cosmici e come vengono distrutti?
  • Che ruolo giocano i campi magnetici cosmici nell'organizzazione delle strutture del plasma e nei rilasci impulsivi di energia visti ubiquitariamente nell'universo?
  • Quali sono i meccanismi responsabili della variabilità solare (che in definitiva colpisce la Terra)?
Cosa rende speciale DKIST?

DKIST sarà il più grande telescopio solare al mondo, con capacità senza precedenti per visualizzare i dettagli del Sole. Utilizzando la tecnologia dell'ottica adattiva, DKIST sarà in grado di fornire le viste più nitide mai scattate della superficie solare, che consentiranno agli scienziati di apprendere ancora di più sul Sole e sulle interazioni solare-terrestre.

Chi sono i partner di DKIST?
Come si divide la luce quando più strumenti lavorano insieme?

La luce viene suddivisa utilizzando una serie di beamsplitter dicroici che trasmettono lunghezze d'onda più lunghe mentre riflettono lunghezze d'onda più corte. Various combinations of such splitters can be used to direct the desired wavelength to any given instrument it is however important to remember that at any given time, a certain wavelength is directed to one and only one instrument, i.e. no 50/50 split is available. Some small gaps in spectral coverage can also result, depending on the combination of splitters used. More information can be found here. In the same page, you’ll find the so-called DKIST BeamSplitter tool, a GUI that analyzes the proposed light distribution among instruments, and provides possible beamsplitters/mirror configurations.

Finally, an important thing to remember is that the beamsplitters are positioned manually in the beam given their size and the required precision, changing the light distribution configuration might take up to one day.

Does the Cryo-NIRSP have image stabilization or support from AO?

If observing near the limb, Cryo-NIRSP can take advantage of the “limb sensor”, a system embedded in the limb occulter, that measures and compensates for limb motions. If observing further away from the disk, no stabilization is available. This is true also for the other instruments no off-limb AO is currently available. On disk, Cryo-NIRSP does not have image stabilization however, note that seeing-quality improves with wavelength as the Fried parameter scales as λ 6/5 .

How far off the limb can the DKIST point?

The telescope can point the center of its 5 arcmin FOV out to 1.5 Rsun. For larger distances, the solar image produced by the primary mirror moves off the heat stop endangering the optical support structure of the telescope.

When observing close to the solar disk, a limb occulter can be used, to minimize scattered disk light. Over/under occulting of ±5 arcsec from the limb is possible.

Can all instruments observe the corona?

Yes. All the instruments can be pointed to the corona, however, scattered light performance and the sensitivity of coronal magnetic field diagnostics both improve in the infrared. Cryo-NIRSP and DL-NIRSP specifically target coronal science. The defining feature of the Cryo-NIRSP is its cryostat that minimizes the thermal IR background for high-dynamic range observations out to 4.6 micron. Still, coverage of visible coronal spectral lines is available with the other instruments as well.

Can the DKIST observe the corona on the solar disk?

Alas, no. In the visible/IR spectral range accessible with DKIST, coronal structures are too faint to overcome the background (photospheric) continuum.

How large is the FOV of the DKIST?

The short answer is: the telescope has a hard limit of 5’ (round), but each instrument can access only a portion of this without repointing the telescope. For Cryo-NISRP, the FOV is between 2-4 arcminutes for the other instruments, the FOV is between 1 and 2 arcminutes. However, there are a lot of details that need to be considered. See next questions.

What limits the FOV of the DKIST?

The fixed 5′ (diameter) FOV of the DKIST is due to the size of the heat stop at prime focus (the heat stop is hence also a field stop). This is a compromise between the need for a large FOV and the need to limit the amount of light/heat being transmitted further down the optical path.

A second field stop is then used at the Gregorian (secondary) focus. This can be 5′ or 2.8′ in diameter, and in either case a limb-occulter is available. Limb over/under occulting of up to 5” is possible.

For coronal observations with Cryo-NIRSP the 5′ diameter field stop is used the instrument’s optics are designed for a large FOV, and the field stop at the Gregorian focus essentially works to suppress stray light (or the limb, if close enough to the disk). For all the other instruments the 2.8’ diameter field stop is used. Indeed, these instruments’ optics are designed for a maximum FOV of 2’x 2′ (the square inscribed in the 2.8’ diameter).

The default field stop for Cryo-NIRSP on disk observations is the 2.8′ field stop. In this mode, the narrow disk slit extends across 2′ consistent with the area over which the Cryo-NIRSP achieves its highest spatial resolution.

What is the FOV of the single instruments? Can you cover a larger FOV?

All the details are provided in the “Instrument Summary Documents” accessible from here. There are a few important points to consider.

  • The maximum FOV for Cryo-NIRSP in coronal mode is 4′ × 3′ (slit length × scan perpendicular to slit). For on-disk mode, this becomes 2′ × 2′ (the 2.8′ field stop is used, and only half of the detector is read).
  • The optics of all other instruments are designed for a max. FOV of 2′ × 2′. However, none of them can cover such an area at once some can “field sample”, i.e. mechanically move some elements to cover a larger field. For others, it is necessary to repoint the telescope.
  • VBI has an instantaneous FOV of 45″ × 45″ (blue), or 69″ × 69″ (red). By physically moving the cameras, it can cover the max. 2′ × 2′ FOV with 9 (blue) or 4 (red) tiles.
  • DL-NIRSP has an instantaneous FOV defined by its feed optics configuration and selection of IFU, which together support three modes. By moving a relay mirror, it can cover the 2′ × 2′ field using field sampling. In middle resolution mode, e.g., this requires a mosaic of 20 × 20 (=400) tiles.
  • ViSP has an instantaneous FOV of (50″, 60″, 75″) × slit width, with the three numbers referring to the three different camera arms. The slit can be stepped in an arbitrary number of steps to cover up to 2′ in the perpendicular direction.
  • VTF has an instantaneous FOV of 60″ × 60″ and no moving imaging hardware. To cover a larger area, the telescope must be repointed.
How long will it take to build up a particular FOV with rastering instrument?

This depends on a number of variables, including slit size, rastering step size, desired exposure times, S/N values, and so on. Many details are available in the “Instrument Summary Documents“.

  • VBI can move from one instantaneous FOV (tile) to another in about 0.5 second
  • ViSP slit can be stepped between two adjacent positions in less than 200 ms (in the default polarimetric mode)
  • DL-NIRSP can step between field positions in a map in about 50 ms

The Instrument Teams have released Instrument Performance Calculators (IPC), i.e. software applications that can provide precise answers to such questions.

What is the limit in cadence? (I.e. how fast can you go?)

It depends on a number of variables. For the spectrographic instruments, fastest observations will be obtained in spectroscopy-only mode, instead of polarimetry, and for small FOVs. Sit & stare spectroscopy observations with VISP, or single tile for DL-NIRSP, will reach sub-second cadence. Sub-second cadences can be obtained also for imaging instruments, like VBI and VTF, if observing at any single wavelength remember however that the default mode for VBI is that of reconstructed (speckled) images, with a 3.2 s cadence. For Cryo-NIRSP, sub-second observations should be possible on disk, whereas coronal cases will have a limit of about a second to achieve enough photons. The Instrument Performance Calculators can provide all these numbers for a variety of input cases.

How long can the DKIST continuously observe one target or track one position?

Observations are most often limited by degradation of the atmospheric seeing, which might push the spatial resolution to values lower than requested. From the site survey results, we know that the best seeing occurs in the early morning, with a typical duration of 1-2 hours. If lower resolution is sufficient, sequences of several hours could in principle be obtained, but one needs to remember the need for proper calibrations, and the obvious limited number of daylight hours.

Is there a fixed orientation of the solar image?

No. The instruments are positioned on a rotating platform, whose orientation can be changed to satisfy different scientific requests. For example, the vertical axis of the images can coincide
with the solar N-S, or a filament’s axis, or be perpendicular to the magnetic inversion line in an active region. The orientation can be maintained throughout the duration of the observations, or can be changed rapidly if desired (of the order of minutes). Orientations can also be selected that minimize the effect of terrestrial atmospheric refraction on spectral observations.

What are the best times to observe with which instruments?

There is no special, best observing period for any given instrument. The site survey results (Hill et al 2006, SPIE, Volume 6267, id. 62671T) showed that winter is a period with very good seeing, albeit with less observing hours/day, while spring (April-May) might be the worse time of the year with respect to seeing and bad weather days. The Cryo-NIRSP will be operated mostly when sky coronal conditions are optimal, and this can happen throughout the year.

Does the DKIST have a Target of Opportunity Program?

Yes. A target of opportunity (ToO) program is defined as a standard program allowing for the study of solar phenomena that are rare, and whose occurrence is hard or even impossible to predict (in time and location). Typical cases include flares, appearance of δ-spots, a sunspot at disk center, etc.

How much advance notice is required for pointing?

The question about advance notice is relevant only if a DKIST observing program is coordinated with other facilities, satellites in particular. The latter often require a few days of advance notice DKIST can point at the target agreed upon without further restrictions.

For other programs, it is expected that most of DKIST observing will be conducted in service mode, i.e. with scientific observing requests queued and executed only when solar conditions (target availability) and weather conditions are suitable. This implies that actual telescope pointing is decided dynamically, with target selection performed most likely on the same day of the
observations.

What is a DKIST Coordinated Program?

A coordinated program is a program where the DKIST and another facility are coobserving AND where details about temporal constraints and pointing information need to be communicated on a likely daily basis between identified stakeholders.

What is a DKIST Synoptic Program?

A synoptic program is a program that is supposed to be repeated/executed over a total period of time that is longer than one proposal cycle (i.e. over time scales of years, or, in general, solar cycle relevant time scales).

What will DKIST look like?

A current rendering of the DKIST facility can be selected from the thumbnail to the right. (This view may change as the project continues through the design and development phase.)

Learn more: Observatory Images Gallery

Where will DKIST be located?
  • Primary site: east of Mees Solar Observatory
  • Latitude & Longitude: 20° 42′ 17″ N, 156° 10′ 36″ W
  • Height above sea level: 10,023 feet (3084 m)

Learn more: Haleakalā Site Characteristics

The Telescope
  • Configuration: Altitude over azimuth, off-axis Gregorian-style mount, with independently-rotating coudé lab
  • Approximate weights and volumes:
    • Optic Support Structure (including mirror assemblies): 75 tonnes
    • Mount Base: 90 tonnes
    • Coudé Rotator: 160 tonnes
    • Pier (concrete): 1700 cubic yards + foundations

    Learn more: Telescope Assembly

    The Enclosure
    • Configuration: Thermally controlled, highly ventilated, co-rotating hybrid that has independent rotation when the telescope is positioned at zenith
    • Diameter: 25.65m (84.15 ft)
    • Height above ground to:
      • Catwalk: 19.1m (62.7 ft)
      • Telescope Level Floor: 23.3m (76.3 ft)
      • Altitude Axis: 28.0m (91.9 ft)
      • Top of the Shutter: 41.6m (136.5 ft)
      • Top of the Entrance Aperture Tube at zenith: 43.5m (142.7 ft)
      The Optics
      • />Primary Mirror:
        • Diameter: 4.24 m (13.78 ft)
        • Clear Aperture: 4 m (13 ft)
        • Thickness: 75 mm (2.925 in)
        • Radius of Curvature: 16 m (52 ft)
        • Virtual Parent Diameter:

        Optical properties

        Water is transparent to the wavelengths of electromagnetic radiation that fall within the visible spectrum and is opaque to wavelengths above and below this band. However, once in the water, visible light is subject to both refraction and attenuation.

        Light rays that enter the water at any angle other than a right angle are refracted (i.e., bent) because the light waves travel at a slower speed in water than they do in air. The amount of refraction, referred to as the refractive index, is affected by both the salinity and temperature of the water. The refractive index increases with increasing salinity and decreasing temperature. This relationship allows the refractive index of a sample of seawater at a constant temperature to be used to determine the salinity of the sample.

        Some of the Sun’s radiant energy is reflected at the ocean surface and does not enter the ocean. That which penetrates the water’s surface is attenuated by absorption and conversion to other forms of energy, such as heat that warms or evaporates water, or is used by plants to fuel photosynthesis. Sunlight that is not absorbed can be scattered by molecules and particulates suspended in the water. Scattered light is deflected into new directional paths and may wander randomly to eventually be either absorbed or directed upward and out of the water. It is this upward-scattered light and the light reflected from particles that determine the colour of the oceans as seen from above.

        Water molecules, dissolved salts, organic substances, and suspended particulates combine to cause the intensity of available solar radiation to decrease with depth. Observations of light attenuation in ocean waters indicate that not only does the intensity of solar radiation decrease with depth but also the wavelengths present in the solar spectrum are not attenuated at the same rates. Both short wavelengths (ultraviolet) and long wavelengths (infrared) are absorbed rapidly and are not available for scattering. Only blue-green wavelengths penetrate to any depth, and, because the blue-green light is most available for scattering, the oceans appear blue to the human eye. Changes in the colour of the ocean waters are caused either by the colour of the particulates in suspension and dissolved substances or by the changing quality of the solar radiation at the ocean surface as determined by the angle of the Sun and atmospheric conditions. In the clearest ocean waters only about 1 percent of the surface radiation remains at a depth of 150 metres (about 500 feet). No sunlight penetrates below 1,000 metres (about 3,300 feet).

        There are many ways of measuring light attenuation in the oceans. A common method involves the use of a Secchi disk, a weighted round white disk about 30 cm (about 12 inches) in diameter. The Secchi disk is lowered into the ocean to the depth where it disappears from view its reflectance equals the intensity of light backscattered from the water. This depth in metres divided into 1.7 yields an attenuation, or extinction, coefficient for available light as averaged over the Secchi disk depth. The light extinction coefficient, x, may then be used in a form of Beer’s law, ioz = io0e xz , to estimate ioz, the intensity of light at depth z a partire dal io0, the intensity of light at the ocean surface. This method gives no indication of the attenuation change with depth or the attenuation of specific wavelengths of light.

        A photocell may be lowered into the ocean to measure light intensity at discrete depths and to determine light reduction from the surface value or from the previous depth value. The photocell may sense all available wavelengths or may be equipped with filters that pass only certain wavelengths of light. Since ioz e io0 are known, changing light intensity values may be used in Beer’s law to determine how the attenuation coefficient changes with depth and quality of light. Measurements of this type are used to determine the level of photosynthesis as a function of radiant energy level with depth and to measure changes in the turbidity of the water caused by particulate distribution with depth.

        Values associated with the loss of light in one metre of seawater are presented in the table.

        Loss of light (percent) in one metre of seawater*
        violet blue-green yellow orange red
        *According to Jerlov.
        wavelength (micrometre) 0.30 0.40 0.46 0.50 0.54 0.58 0.64 0.70
        oceanic water, most transparent 16% 4% 2% 3% 5% 9% 29% 42%
        oceanic water, least transparent 57% 16% 11% 10% 13% 19% 36% 55%
        coastal water, average 63% 37% 29% 28% 30% 45% 74%

        Different areas of the oceans tend to have different optical properties. Near rivers, silt increases the suspended particle effect. Where nutrients and sunlight are abundant, phytoplankton (unicellular plants) increase the opacity of the water and lend it their colour. Organic substances from excretion and decomposition also have colour and absorb light.

        Values associated with the change in sunlight reflectance with the Sun’s elevation angle are listed in the table.

        Sunlight reflectance
        Sun's elevation angle (in degrees) 90 50 40 30 20 10 5
        reflectance (percent) 3 3 4 6 12 27 42

        Solar radiation received at the ocean surface is constantly changing in time and space. Cloud cover, atmospheric dust, atmospheric gas composition, roughness of the ocean surface, and elevation angle of the Sun combine to change both the quality and quantity of light that enters the ocean. When the Sun’s rays are perpendicular to a smooth ocean surface, reflectance is low. When the solar rays are oblique to the ocean surface, reflectance is increased. If the ocean is rough with waves, reflectance is increased when the Sun is at high elevation and decreased when it is at low elevation. Since latitude plays a role in the elevation of the Sun above the horizon, light penetration is always less at the higher latitudes. Cloud cover, density layering, fog, and dust cause refraction and atmospheric scattering of sunlight. When strongly scattered, the Sun’s rays are not unidirectional, and there are no shadows. Light enters the ocean from all angles under this condition, and the elevation angle of the Sun loses its importance in controlling surface reflectance. Water is a good absorber of solar radiation, and the solar energy available to penetrate the ocean is 100 percent minus its reflectance value.


        Frequently Asked Questions

        All instruments except Cryo-NIRSP can work together and with Adaptive Optics (AO). All can be operated at once, or only a subset of them can be used (see next question). Note that Cryo-NIRSP will instead work alone, as it requires a relay mirror (M9a) to be inserted in the optical path ahead of the other instruments. The time to switch between the other instruments and Cryo-NIRSP is expected to be of the order of 1 hr.

        What will DKIST be used for?

        Some of the broad scientific questions we hope to answer are:

        • How are cosmic magnetic fields generated and how are they destroyed?
        • What role do cosmic magnetic fields play in the organization of plasma structures and the impulsive releases of energy seen ubiquitously in the universe?
        • What are the mechanisms responsible for solar variability (that ultimately affects the Earth)?
        What makes DKIST special?

        DKIST will be the largest solar telescope in the world, with unprecedented abilities to view details of the Sun. Using adaptive optics technology, DKIST will be able to provide the sharpest views ever taken of the solar surface, which will allow scientists to learn even more about the Sun and solar-terrestrial interactions.

        Who are DKIST's partners?
        How do you split the light when multiple instruments work together?

        The light is split using a series of dichroic beamsplitters that transmit longer wavelengths while reflecting shorter wavelengths. Various combinations of such splitters can be used to direct the desired wavelength to any given instrument it is however important to remember that at any given time, a certain wavelength is directed to one and only one instrument, i.e. no 50/50 split is available. Some small gaps in spectral coverage can also result, depending on the combination of splitters used. More information can be found here. In the same page, you’ll find the so-called DKIST BeamSplitter tool, a GUI that analyzes the proposed light distribution among instruments, and provides possible beamsplitters/mirror configurations.

        Finally, an important thing to remember is that the beamsplitters are positioned manually in the beam given their size and the required precision, changing the light distribution configuration might take up to one day.

        Does the Cryo-NIRSP have image stabilization or support from AO?

        If observing near the limb, Cryo-NIRSP can take advantage of the “limb sensor”, a system embedded in the limb occulter, that measures and compensates for limb motions. If observing further away from the disk, no stabilization is available. This is true also for the other instruments no off-limb AO is currently available. On disk, Cryo-NIRSP does not have image stabilization however, note that seeing-quality improves with wavelength as the Fried parameter scales as λ 6/5 .

        How far off the limb can the DKIST point?

        The telescope can point the center of its 5 arcmin FOV out to 1.5 Rsun. For larger distances, the solar image produced by the primary mirror moves off the heat stop endangering the optical support structure of the telescope.

        When observing close to the solar disk, a limb occulter can be used, to minimize scattered disk light. Over/under occulting of ±5 arcsec from the limb is possible.

        Can all instruments observe the corona?

        Yes. All the instruments can be pointed to the corona, however, scattered light performance and the sensitivity of coronal magnetic field diagnostics both improve in the infrared. Cryo-NIRSP and DL-NIRSP specifically target coronal science. The defining feature of the Cryo-NIRSP is its cryostat that minimizes the thermal IR background for high-dynamic range observations out to 4.6 micron. Still, coverage of visible coronal spectral lines is available with the other instruments as well.

        Can the DKIST observe the corona on the solar disk?

        Alas, no. In the visible/IR spectral range accessible with DKIST, coronal structures are too faint to overcome the background (photospheric) continuum.

        How large is the FOV of the DKIST?

        The short answer is: the telescope has a hard limit of 5’ (round), but each instrument can access only a portion of this without repointing the telescope. For Cryo-NISRP, the FOV is between 2-4 arcminutes for the other instruments, the FOV is between 1 and 2 arcminutes. However, there are a lot of details that need to be considered. See next questions.

        What limits the FOV of the DKIST?

        The fixed 5′ (diameter) FOV of the DKIST is due to the size of the heat stop at prime focus (the heat stop is hence also a field stop). This is a compromise between the need for a large FOV and the need to limit the amount of light/heat being transmitted further down the optical path.

        A second field stop is then used at the Gregorian (secondary) focus. This can be 5′ or 2.8′ in diameter, and in either case a limb-occulter is available. Limb over/under occulting of up to 5” is possible.

        For coronal observations with Cryo-NIRSP the 5′ diameter field stop is used the instrument’s optics are designed for a large FOV, and the field stop at the Gregorian focus essentially works to suppress stray light (or the limb, if close enough to the disk). For all the other instruments the 2.8’ diameter field stop is used. Indeed, these instruments’ optics are designed for a maximum FOV of 2’x 2′ (the square inscribed in the 2.8’ diameter).

        The default field stop for Cryo-NIRSP on disk observations is the 2.8′ field stop. In this mode, the narrow disk slit extends across 2′ consistent with the area over which the Cryo-NIRSP achieves its highest spatial resolution.

        What is the FOV of the single instruments? Can you cover a larger FOV?

        All the details are provided in the “Instrument Summary Documents” accessible from here. There are a few important points to consider.

        • The maximum FOV for Cryo-NIRSP in coronal mode is 4′ × 3′ (slit length × scan perpendicular to slit). For on-disk mode, this becomes 2′ × 2′ (the 2.8′ field stop is used, and only half of the detector is read).
        • The optics of all other instruments are designed for a max. FOV of 2′ × 2′. However, none of them can cover such an area at once some can “field sample”, i.e. mechanically move some elements to cover a larger field. For others, it is necessary to repoint the telescope.
        • VBI has an instantaneous FOV of 45″ × 45″ (blue), or 69″ × 69″ (red). By physically moving the cameras, it can cover the max. 2′ × 2′ FOV with 9 (blue) or 4 (red) tiles.
        • DL-NIRSP has an instantaneous FOV defined by its feed optics configuration and selection of IFU, which together support three modes. By moving a relay mirror, it can cover the 2′ × 2′ field using field sampling. In middle resolution mode, e.g., this requires a mosaic of 20 × 20 (=400) tiles.
        • ViSP has an instantaneous FOV of (50″, 60″, 75″) × slit width, with the three numbers referring to the three different camera arms. The slit can be stepped in an arbitrary number of steps to cover up to 2′ in the perpendicular direction.
        • VTF has an instantaneous FOV of 60″ × 60″ and no moving imaging hardware. To cover a larger area, the telescope must be repointed.
        How long will it take to build up a particular FOV with rastering instrument?

        This depends on a number of variables, including slit size, rastering step size, desired exposure times, S/N values, and so on. Many details are available in the “Instrument Summary Documents“.

        • VBI can move from one instantaneous FOV (tile) to another in about 0.5 second
        • ViSP slit can be stepped between two adjacent positions in less than 200 ms (in the default polarimetric mode)
        • DL-NIRSP can step between field positions in a map in about 50 ms

        The Instrument Teams have released Instrument Performance Calculators (IPC), i.e. software applications that can provide precise answers to such questions.

        What is the limit in cadence? (I.e. how fast can you go?)

        It depends on a number of variables. For the spectrographic instruments, fastest observations will be obtained in spectroscopy-only mode, instead of polarimetry, and for small FOVs. Sit & stare spectroscopy observations with VISP, or single tile for DL-NIRSP, will reach sub-second cadence. Sub-second cadences can be obtained also for imaging instruments, like VBI and VTF, if observing at any single wavelength remember however that the default mode for VBI is that of reconstructed (speckled) images, with a 3.2 s cadence. For Cryo-NIRSP, sub-second observations should be possible on disk, whereas coronal cases will have a limit of about a second to achieve enough photons. The Instrument Performance Calculators can provide all these numbers for a variety of input cases.

        How long can the DKIST continuously observe one target or track one position?

        Observations are most often limited by degradation of the atmospheric seeing, which might push the spatial resolution to values lower than requested. From the site survey results, we know that the best seeing occurs in the early morning, with a typical duration of 1-2 hours. If lower resolution is sufficient, sequences of several hours could in principle be obtained, but one needs to remember the need for proper calibrations, and the obvious limited number of daylight hours.

        Is there a fixed orientation of the solar image?

        No. The instruments are positioned on a rotating platform, whose orientation can be changed to satisfy different scientific requests. For example, the vertical axis of the images can coincide
        with the solar N-S, or a filament’s axis, or be perpendicular to the magnetic inversion line in an active region. The orientation can be maintained throughout the duration of the observations, or can be changed rapidly if desired (of the order of minutes). Orientations can also be selected that minimize the effect of terrestrial atmospheric refraction on spectral observations.

        What are the best times to observe with which instruments?

        There is no special, best observing period for any given instrument. The site survey results (Hill et al 2006, SPIE, Volume 6267, id. 62671T) showed that winter is a period with very good seeing, albeit with less observing hours/day, while spring (April-May) might be the worse time of the year with respect to seeing and bad weather days. The Cryo-NIRSP will be operated mostly when sky coronal conditions are optimal, and this can happen throughout the year.

        Does the DKIST have a Target of Opportunity Program?

        Yes. A target of opportunity (ToO) program is defined as a standard program allowing for the study of solar phenomena that are rare, and whose occurrence is hard or even impossible to predict (in time and location). Typical cases include flares, appearance of δ-spots, a sunspot at disk center, etc.

        How much advance notice is required for pointing?

        The question about advance notice is relevant only if a DKIST observing program is coordinated with other facilities, satellites in particular. The latter often require a few days of advance notice DKIST can point at the target agreed upon without further restrictions.

        For other programs, it is expected that most of DKIST observing will be conducted in service mode, i.e. with scientific observing requests queued and executed only when solar conditions (target availability) and weather conditions are suitable. This implies that actual telescope pointing is decided dynamically, with target selection performed most likely on the same day of the
        observations.

        What is a DKIST Coordinated Program?

        A coordinated program is a program where the DKIST and another facility are coobserving AND where details about temporal constraints and pointing information need to be communicated on a likely daily basis between identified stakeholders.

        What is a DKIST Synoptic Program?

        A synoptic program is a program that is supposed to be repeated/executed over a total period of time that is longer than one proposal cycle (i.e. over time scales of years, or, in general, solar cycle relevant time scales).

        What will DKIST look like?

        A current rendering of the DKIST facility can be selected from the thumbnail to the right. (This view may change as the project continues through the design and development phase.)

        Learn more: Observatory Images Gallery

        Where will DKIST be located?
        • Primary site: east of Mees Solar Observatory
        • Latitude & Longitude: 20° 42′ 17″ N, 156° 10′ 36″ W
        • Height above sea level: 10,023 feet (3084 m)

        Learn more: Haleakalā Site Characteristics

        The Telescope
        • Configuration: Altitude over azimuth, off-axis Gregorian-style mount, with independently-rotating coudé lab
        • Approximate weights and volumes:
          • Optic Support Structure (including mirror assemblies): 75 tonnes
          • Mount Base: 90 tonnes
          • Coudé Rotator: 160 tonnes
          • Pier (concrete): 1700 cubic yards + foundations

          Learn more: Telescope Assembly

          The Enclosure
          • Configuration: Thermally controlled, highly ventilated, co-rotating hybrid that has independent rotation when the telescope is positioned at zenith
          • Diameter: 25.65m (84.15 ft)
          • Height above ground to:
            • Catwalk: 19.1m (62.7 ft)
            • Telescope Level Floor: 23.3m (76.3 ft)
            • Altitude Axis: 28.0m (91.9 ft)
            • Top of the Shutter: 41.6m (136.5 ft)
            • Top of the Entrance Aperture Tube at zenith: 43.5m (142.7 ft)
            The Optics
            • />Primary Mirror:
              • Diameter: 4.24 m (13.78 ft)
              • Clear Aperture: 4 m (13 ft)
              • Thickness: 75 mm (2.925 in)
              • Radius of Curvature: 16 m (52 ft)
              • Virtual Parent Diameter:

              Solar Radio Data

              Scientists monitor the structure of the solar corona, the outer most regions of the Sun's atmosphere, using radio waves -- the surface of the Sun is 6,000 degrees Kelvin, while the high corona can reach several million degrees Kelvin. Solar radio emissions at different frequencies allow us to observe radiation from different heights in the atmosphere. The lower the frequency, the higher the height of origin. The frequency, like the electron density, decreases uniformly outwards: 245 MHz originates high in the corona, while 15,400 MHz originates in the low corona. The 5 MHz emission corresponds to about 10 solar radii height. For a detailed review, see McLean and Labrum (1985)SOLAR RADIOPHYSICS.

              Radio bursts are associated with solar flares. The delay at Earth of the different radio frequencies during burst events is due to the outward movement of the source. Bursts can have temperatures of 10xE12 degrees Kelvin. Large bursts last 10 to 20 minutes on average. Longer radio noise storms of persistent and variable high levels of radiation originate in sunspot groups, areas of large, intense magnetic fields. These storms are strongly circularly polarized due to the intense magnetic fields.

              The microwave wavelength 2800 MHz daily radio flux correlates highly with the daily sunspot number and the two databases are used interchangeably. The 2800 MHz, or 10.7 cm, responds to the same conditions that produce changes in the visible and X-ray wavelengths. Schmahl and Kundu (1995) find that the solar radio fluxes in the spectral range 1000-9400 MHz correlate well with the total solar irradiance. The intermediate frequencies (at 2800 and 3750 MHz) are produced mainly by free-free gyroresonance emission from sunspot structures, while 1000 and 9400 MHz flux are produced mainly by free-free processes from structures associated with plages. They can distinguish plage-associated emission from spot-associated emission in the time series of microwave flux, both contributing opposing effects on the total solar irradiance.

              For great movies of solar radio events and more information about Solar and Stellar Radio Astronomy, please visit the website of Dr. Stephen White. His PowerPoint talk The Radio Sun is also available.

              Solar Radio Flux -- Noon Flux Measurements from Ottawa/Penticton (10.7 cm/2800 MHz) and USAF stations (8 fixed frequencies between 245-15,000 MHz) 1947 to present ---- Download Data

              USAF RSTN Radio Solar Telescope Network 1 second Data -- 8 selected frequencies from four worldwide station network -- for data 1980-2000, please check the rstn tape catalog. For earlier data on strip charts, 1977-1984, please check the solar radio charts catalog. ---- Download Data


              Guarda il video: OCCHIO - - Spiegazione (Gennaio 2022).