กล้องโทรทรรศน์สุริยะกู๊ด

ชื่อเรียกอื่น	กล้องโทรทัศน์สุริยะรุ่นใหม่
สถานที่ตั้ง	แคลิฟอร์เนียภูมิภาคแปซิฟิก
พิกัด	34°15′30″เหนือ116°55′16″ตะวันตก / 34.2583°N 116.9211°W / 34.2583; -116.9211
ระดับความสูง	2,060 เมตร (6,760 ฟุต)
เส้นผ่านศูนย์กลาง	1.6 เมตร (5 ฟุต 3 นิ้ว)
พื้นที่เก็บรวบรวม	2ตารางเมตร(22 ตารางฟุต)
ที่ตั้งของกล้องโทรทรรศน์สุริยะกู๊ด
สื่อที่เกี่ยวข้องบน Commons
[ แก้ไขในวิกิดาต้า ]

กล้องโทรทัศน์สุริยะกู๊ด ( GST ) เป็นสิ่งอำนวยความสะดวกทางวิทยาศาสตร์สำหรับการศึกษาดวงอาทิตย์ซึ่งตั้งชื่อตามฟิลิป อาร์ . กู๊ด เป็นกล้องโทรทัศน์สุริยะ ที่มี ขนาดรูรับแสงใหญ่ที่สุดในโลกที่ใช้งานมานานกว่าทศวรรษ^{[ 1 ]}ตั้งอยู่ที่บิ๊กแบร์เลครัฐแคลิฟอร์เนียกล้องโทรทัศน์สุริยะกู๊ดเป็นกล้องโทรทัศน์หลักของหอดูดาวสุริยะบิ๊กแบร์ซึ่งดำเนินการโดยสถาบันเทคโนโลยีแห่งรัฐนิวเจอร์ซีย์ (NJIT) [ ^{2 ] เดิม}ชื่อกล้องโทรทัศน์สุริยะใหม่ (NST)ได้ รับ แสงทางวิศวกรรมครั้งแรกในเดือนธันวาคม 2008 และการสังเกตการณ์ทางวิทยาศาสตร์ของดวงอาทิตย์เริ่มต้นในเดือนมกราคม 2009 เมื่อวันที่ 17 กรกฎาคม 2017 NST ได้รับการเปลี่ยนชื่อเพื่อเป็นเกียรติแก่กู๊ดอดีตผู้อำนวยการและผู้ก่อตั้งศูนย์วิจัยสุริยะ-โลก ของ NJIT และหัวหน้าผู้ตรวจสอบของสิ่งอำนวยความสะดวกนี้ Goode คิดค้น ระดมทุน และรวบรวมทีมงานที่สร้างและใช้งานกล้องโทรทรรศน์ และกล้องโทรทรรศน์นี้เป็นกล้องโทรทรรศน์สุริยะที่มีความละเอียดสูงสุดในโลก (จนถึงสิ้นปี 2019) และเป็นกล้องโทรทรรศน์สุริยะระดับสิ่งอำนวยความสะดวกแห่งแรกที่สร้างขึ้นในสหรัฐอเมริกาในรอบหลายสิบปี^{[ 3 ]}

กล้องโทรทรรศน์อวกาศ กาแล็กซี (GST) สามารถสังเกตดวงอาทิตย์ได้ใน ช่วงคลื่นแสง ที่มองเห็นได้จนถึงใกล้อินฟราเรด และมี กระจกหลักขนาด 1.7 เมตรใน การจัดเรียงแบบเกร กอเรียนนอกแกน ซึ่งให้ ช่องรับแสง ที่ชัดเจนและไม่มีสิ่ง กีดขวางขนาด 1.6 เมตรระบบปรับแสงอัตโนมัติจะแก้ไขปรากฏการณ์ชลีเรน ในชั้นบรรยากาศ ในภาพดวงอาทิตย์ที่เรียกว่าการมองเห็นทางดาราศาสตร์ (astronomical seeing )

กระจก หลัก f/2.4 เป็นส่วน เว้าพาราโบลาขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 5.3 เมตร f/0.73 ที่ยื่นออกมาจากแกนกลาง 1.7 เมตรผลิตจากการหล่อZerodurโดยSchottและขัดเงาที่ห้องปฏิบัติการกระจก Richard F. Caris (ข้อมูลถูกเก็บถาวรเมื่อวันที่ 19 เมษายน 2019 ที่Wayback Machineของมหาวิทยาลัยแอริโซนา ) ความคลาดเคลื่อนของรูปทรงเมื่อเทียบกับพาราโบลาคือ 16 นาโนเมตรRMSกระจกรองเป็นรูปทรงรีเว้าติดตั้งอยู่บนฐานหกขาเพื่อชดเชยการขยายตัวเนื่องจากความร้อนและการโค้งงอของโครงสร้างกล้องโทรทรรศน์ ทำให้กระจกอยู่ในตำแหน่งที่เหมาะสมที่สุด

แผ่นกั้นภาพทรงกลมแบบสะท้อนแสงและระบายความร้อนด้วยของเหลวที่ติดตั้งอยู่ตรงจุดโฟกัสหลักก่อนถึงกระจกสะท้อนรอง จะจำกัดขอบเขตการมองเห็นไว้ที่ 120 อาร์คเซคอนด์เพื่อลดภาระความร้อนจากแสงอาทิตย์ต่อเลนส์ในส่วนถัดไป กล้องโทรทัศน์อวกาศกาแล็กซี (GST) ติดตั้งอยู่บนฐานตั้งแบบเส้นศูนย์สูตรที่ผลิตโดยDFM Engineeringภายในโดมระบายอากาศที่มีลักษณะคล้ายทรงกลม 5/8 ส่วน

กล้องโทรทรรศน์สุริยะกู๊ด ( Goode Solar Telescope ) ใช้ระบบปรับภาพแบบปรับได้ ( Adaptive Optics System : Adaptive Optics ... Clear เป็นระบบ MCAO เพียงระบบ เดียวที่ใช้งานอยู่ในหอดูดาวสุริยะใดๆ และเป็นระบบ MCAO เพียงระบบเดียวที่มี DM มากกว่าสองตัว ทั้งกลางวันและกลางคืน

BFI คือฟิลเตอร์กราฟที่ประกอบด้วยฟิลเตอร์แทรกสอดและ กล้อง CCD ดิจิทัล ที่บันทึกภาพดวงอาทิตย์ ฟิลเตอร์แทรกสอดทำหน้าที่เป็นฟิลเตอร์แบบแถบ ความถี่ ที่ยอมให้เฉพาะสีของแสงอาทิตย์ที่เลือกไว้ผ่านไปได้ แถบความถี่ที่ใช้บ่อยคือ 705.7 ± 0.5 นาโนเมตร ( เส้นสเปกตรัมของไทเทเนียม(II) ออกไซด์ (TiO) สีแดงเข้ม) และ 430.5 ± 0.25 นาโนเมตร ( แถบ Gสีน้ำเงิน) กล้อง BFI บันทึกภาพขนาด 2048 × 2048 พิกเซลด้วยความเร็ว 14 เฟรมต่อวินาที ครอบคลุมพื้นที่บนดวงอาทิตย์ 50,000 กม. × 50,000 กม. (70 อาร์คเซคอนด์) ในเส้น TiO และ 40,000 กม. × 40,000 กม. (55 อาร์คเซคอนด์) ในแถบ G แม้จะมีระบบปรับแสงอัตโนมัติ แต่แต่ละเฟรมก็ยังได้รับผลกระทบจากความคลาดเคลื่อนของบรรยากาศ ทำให้รายละเอียดของภาพ ลดลงเนื่องจาก ข้อจำกัดของการเลี้ยวเบนเพื่อให้ได้ความละเอียดที่จำกัดโดยการเลี้ยวเบน จึงต้องนำชุดภาพประมาณ 100 เฟรมมาวิเคราะห์แบบดิจิทัลเพื่อรวมเข้าเป็นภาพเดียวที่คมชัดขึ้น ( การสร้างภาพใหม่จากจุดรบกวน )

VIS เป็นสเปกโทรแกรมภาพที่ใช้บันทึกภาพดวงอาทิตย์ในช่วงความยาวคลื่นแคบๆ เช่นเดียวกับ BFI อย่างไรก็ตาม แทนที่จะใช้ฟิลเตอร์แบบแทรกสอด VIS ใช้เอทาลอนแบบ Fabry–Pérotเพื่อสร้างแถบความถี่แคบๆ ที่ 0.007 นาโนเมตร ปรับได้ตั้งแต่ 550 ถึง 700 นาโนเมตร VIS มักใช้ในการสแกนเส้นFraunhoferที่ 656.3 นาโนเมตร ( H-alpha ), 630.2 นาโนเมตร ( Fe ) และ 588.9 นาโนเมตร ( Na ) ในแต่ละขั้นตอนการสแกน จะมีการบันทึกภาพหลายเฟรม ซึ่งจะถูกประมวลผลเพื่อเพิ่มรายละเอียดของภาพให้ดียิ่งขึ้น

เครื่องมือวัดการแทรกสอดแบบ Fabry–Pérotคู่สำหรับการถ่ายภาพในช่วงอินฟราเรดใกล้ ตั้งแต่ 1.0 ถึง 1.7 ไมโครเมตร

เครื่องสเปกโทรแกรมCzerny-Turner แบบไครโอเจนิก สำหรับช่วงความยาวคลื่น 1 ถึง 5 ไมโครเมตร

เครื่องสเปกโทรแกรม แบบสแกนเอเชลล์ชนิดช่องยาว

• รายชื่อกล้องโทรทัศน์สุริยะ