グッド太陽望遠鏡

グッド太陽望遠鏡

別名	新しい太陽望遠鏡
名前の由来	フィリップ・R・グッド
の一部	ビッグベア太陽観測所
場所	カリフォルニア州、太平洋諸州地域
座標	北緯34°15′30″ 西経116°55′16″ / 北緯34.2583° 西経116.9211° / 34.2583; -116.9211
組織	ニュージャージー工科大学
高度	2,060メートル（6,760フィート）
構築済み	2003–2009 ( 2003–2009 )
望遠鏡スタイル	グレゴリアン望遠鏡 オフアクシス光学系 光学望遠鏡 太陽望遠鏡
直径	1.6 m (5 フィート 3 インチ)
収集エリア	2 m 2 (22 平方フィート)
取り付け	赤道儀
囲い	球形ドーム
グッド太陽望遠鏡の位置
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グッド太陽望遠鏡（GST）は、太陽の研究のための科学施設で、フィリップ・R・グッドにちなんで名付けられました。これは、10年以上稼働していた 世界最大の口径を持つ太陽望遠鏡でした。 ^[1]カリフォルニア州ビッグベアーレイクにあるグッド太陽望遠鏡は、ニュージャージー工科大学（NJIT）が運営するビッグベアー太陽観測所の主望遠鏡です。^[2]当初はニュー太陽望遠鏡（NST）と名付けられ、 2008年12月に最初の工学的光が得られ、太陽の科学的観測は2009年1月に開始されました。2017年7月17日、NSTは、NJITの太陽地球系研究センターの元および創設所長であり、施設の主任研究員であるグッドに敬意を表して改名されました。グッド氏は望遠鏡を構想し、資金を集め、チームを編成して建設・運用を開始した。この望遠鏡は（2019年末まで）世界最高解像度の太陽望遠鏡となり、米国で一世代で建設された初の施設クラスの太陽望遠鏡となった。^[3]

GST は、可視光線から近赤外線までの波長で太陽を観測することができ、軸外グレゴリアン配置の1.7 メートルの主鏡を備え、1.6 メートルの遮るもののない明瞭な開口部を提供します。適応光学により、天文シーイングと呼ばれる太陽画像の大気シュリーレンが補正されます。

f /2.4の主鏡は、直径5.3メートル、f/0.73の凹面放物面の1.7メートルの軸外し部分です。これはSchott社によってゼロデュアから鋳造され、アリゾナ大学のRichard F. Carisミラー研究所で研磨されました。2019-04-19にWayback Machineにアーカイブされています。放物面に対する形状誤差は16 nm RMSです。凹面楕円体の副鏡は、熱膨張と望遠鏡構造の曲がりを補正して鏡を最適な位置に保つために、ヘキサポッドに取り付けられています。

二次ミラーの前の主焦点にある反射型液体冷却円形視野絞りは、後続の光学系にかかる太陽熱負荷を軽減するために、視野を120秒角に制限します。GST は、球形の 5/8 に似た通気ドーム内の DFM Engineering 社製の赤道儀に取り付けられています。

グッド太陽望遠鏡は、大気の乱気流によって引き起こされる画像のぼやけを軽減するために適応光学システムを導入しています。単一の変形可能ミラー(DM)を備えたCAOシステムは、2010 年以降、ほとんどの観測で日常的に使用されており、CYRA を除くすべてのポストフォーカス機器に使用されています。CAO は古典的な適応光学システムです。10秒角の視野にわたって平均波面収差を測定するシャック・ハルトマン波面センサーを使用し、波面補正用に 357 個のアクチュエータを備えた単一の DM を備えています。2016 年には、3 つの同一の 357 個のアクチュエータ DM を備えたClearと呼ばれる BBSO 多共役 AO ( MCAO ) が、異方性プラナティズムを大幅に削減することで補正視野を 3 倍にするファーストライトに成功しました。2020 年までに、Clear は施設機器となり、主にCAOに取って代わり、 CAO がこれまで行っていたのと同様にロックを保持しています。 Clear は、太陽観測所で稼働している 唯一のMCAOシステムであり、昼夜を問わず 2 つ以上の DM を備えた唯一の MCAO システムです。

BFI は、太陽の画像をサンプリングする干渉フィルタとデジタルCCDカメラで構成されたフィルタグラフです。干渉フィルタは、太陽光の選択された色のみを透過するバンドパス フィルタとして機能します。頻繁に使用されるバンドは、705.7 ± 0.5 nm (酸化チタン (II) (TiO) スペクトル線、暗赤色) と 430.5 ± 0.25 nm ( G バンド、青みがかった色) です。BFI カメラは、1 秒あたり 14 フレームの速度で 2048 × 2048 ピクセルの画像をキャプチャし、TiO ラインで 50,000 km × 50,000 km (70 秒角)、G バンドで 40,000 km × 40,000 km (55 秒角) の太陽領域をカバーします。補償光学にもかかわらず、各フレームは大気の収差の影響を受け、回折限界の画像の詳細が妨げられます。回折限界解像度を得るために、約 100 フレームのバーストがデジタル的に分析され、単一の鮮明な画像 (スペックル再構成) が形成されます。

VIS は BFI と同様に、狭い波長範囲で太陽の画像を撮影する画像分光器です。ただし、VIS は干渉フィルターの代わりにファブリ ペロー エタロンを使用して、550 ～ 700 nm の範囲で調整可能な 0.007 nm という狭いバンドパスを作成します。VIS は、656.3 nm ( H-alpha )、630.2 nm ( Fe )、および 588.9 nm ( Na ) のフラウンホーファー線をスキャンするためによく使用されます。スキャン ステップごとに複数の画像フレームが撮影され、画像の詳細を強化するために処理されます。

1.0～1.7 μm の近赤外線用 デュアルファブリ ペロー イメージング干渉計。

1 ～ 5 μm 領域用の 極低温 ツェルニー・ターナー 分光器。

走査型エシェル 長スリット分光器。

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