Coelum cuinque liberum EST

(Italian version follows below/versione italiana a fine pagina)

The European Association for Solar Telescopes (EAST) was established in 2006 by 15 countries: Austria, Croatia, Czech Republic, France, Germany, Great Britain, Holland, Hungary, Italy, Norway, Poland, Slovakia, Spain, Sweden, Switzerland, with the aim of providing European astronomers with access to the most important solar observatories in the five continents.

The study of the Sun is fundamental for understanding the dynamics of biological evolution on our planet and for predicting and planning the future of our natural environment. Solar meteorology and climatology play a role of primary importance for the assessment and control of climate change on Earth and for the design of space missions, in particular the manned ones. Moreover the analysis of the Sun allows to deepen knowledge in other astrophysical fields such as active stars, black holes accretion discs with magnetic phenomena, stellar plasma jets, exoplanetary systems with a central star.

In order to offer solar astronomy a new generation instrument, with characteristics and performances far superior to those of the existing systems, EAST has conceived an innovative European Solar Telescope (EST) that should be developed, built and made operational on the Canary Islands (Spain) within the next 10 years, to exploit the synergy with the DKIST apparatus (Daniel K. Inouye Solar
Telescope, Maui USA) and future missions dedicated to the study of the Sun launched by major space agencies: ESA (Solar Orbiter), NASA (Solar Probe) and JAXA (Solar C).

The EST project, coordinated by the Instituto de Astrofísica de Canarias, is the result of an extensive collaboration between 29 European partners, 14 of which are scientific institutes and 15 industries. The Italian participation in the planning phase involves six INAF (National Institute of Astrophysics)
Observatories: Arcetri, Catania, Rome, Trieste, IAPS-Rome and FGG-TNG and five universities (L’Aquila, Calabria, Catania , Florence and Rome Tor Vergata), with the industrial consultancy of SRS (Research and Development Services) Engineering Design S.r.l.

EST aims to examine the solar atmosphere from the photosphere to the chromosphere and the low corona, obtaining a simultaneous 3D overview for different atmospheric layers. The dimensional scale of spatial resolution will be of the order of about ten kilometers, corresponding to that of the average free path of photons in the solar plasma; the direct observation of the interactions between photons and star plasma will provide information on the modalities of storage, transport and release of the magnetic energy by the plasma, helping to clarify the phenomena of solar dynamo, from the generation of the magnetic field to its variability, instability and cyclic inversion, and the associated processes that give rise to localized convective structures such as sunspots, faculae, prominences, arc connections and sudden manifestations such as flares and coronal mass emissions. The prediction of solar storms, which are fatal for space missions and for satellite devices, will therefore be more accessible.

In addition, the telescope will remain operational for several decades, allowing to study the solar emission in various bands of the electromagnetic spectrum, on larger scale times than the characteristic eleven-year cycle, in order to improve the radiative transport models and the description of the thermal properties of the chromosphere and corona, which have higher temperatures than those of the underlying layers. The analysis of the correlations between the variations in the magnetic activity of the solar atmosphere and the total radiative emission that reaches our planet is of crucial importance for climatological studies to safeguard the ecosystem.

EST will be a revolutionary instrument in many ways. Characterized by a Gregorian configuration in axis, that is with a parabolic primary mirror and a concave ellipsoidal secondary, located on the optical axis beyond the first focus, the telescope will be equipped with a primary mirror with an aperture of 4.2 metersnever reached before, which will maximize the amount of radiation collected, while minimizing the measurement error related to photonic noise.

Various focal plane instruments will be able to operate simultaneously, in the wide spectral range between the near ultraviolet (UVA) and the near infrared (NIR), making it possible to observe interaction processes between plasma and solar magnetic field until to the scales of the average free path of photons in the photosphere plasma. In order to reduce the telescope’s exposure to direct sunlight and to atmospheric turbulence due to soil heating, the apparatus will be built in the open air to exploit the natural inflow of air currents; the structure must be extremely rigid to support winds with an average speed of about 54 kilometers per hour.

The atmospheric distortions, induced by turbulent fluctuations of the air refractive index, on the planarity of the incident wave fronts, will be corrected by a multi-conjugated adaptive optics system (MCAO) integrated in the optical path of the telescope between the primary mirror and focal plane instrumentation. It will use multiple reference sources and multiple compensating elements (at least two sensors and five deformable mirrors) in order to map and correct the disturbance on large areas of sky, in this case two arcminutes of field of view, and to send correct images to the Coudè focus simultaneously for the different instruments, with a high frequency of reconstruction of the wave front. This device will make it possible to exploit almost completely the high resolving power determined by the diameter, about 25 milliarcseconds in the visible, corresponding to almost 20 kilometers on the surface of the Sun. The performance of the apparatus on the ground will thus be comparable with those of a space telescope.

A sophisticated cooling system will mitigate the absorption of a quantity of solar radiation oscillating between 5% and 15% of the total by the primary mirror; in fact, heating would generate local and global surface deformations of the reflecting material, producing also convective motions of hot air or bubbles, causing seeing. Using 2D and 3D CFD (Computational Fluid Dynamics) simulations, it was possible to design an air knives device able to touch the surface of the mirror and direct the heated air towards a suction point, preventing the bubble formation.

The first fire, at which an image of the sun of about 6 centimeters of diameter will be formed, will have to bear an input thermal load of about 4.5 megawatt per square meter, a surface power density almost ten times higher than that released on average by a nuclear fuel bar. Not being possible to use heat absorbers, which would require large dimensions of the order of one cubic meter, a heat trap will be placed at the point of thermal concentration. It will discard the radiation from the solar regions excluded from the analysis, and will be reflective and equipped with a futuristic air-water heat exchanger, at high speed, for cooling, specially modulated to avoid condensation; there will also be devices for the extraction of hot air in the optical cone.
The EST focal plane instruments will allow the simultaneous study of different levels of the solar atmosphere, offering a three-dimensional vision.

The post focus instrumentation will consist of a Broad Band Imager (BBI), a Narrow Band Tunable Filter (NBTF) and a lattice spectropolarimeter.

The BBI will provide images in three spectral channels, with wavelengths in a range between 390 and 900 nanometers, with a fast temporal resolution (50 images per second) and a spatial resolution of 0.04 arcseconds (corresponding to approximately 30 kilometers on the photosphere), in a 2 arcminutes side field of view. Thanks to the efficient performance of the adaptive optics of the EST telescope and the ability to frame large portions of the solar surface, two alternative operating modes for the BBI, with high resolving power, and a wide field of view will be possible. The light will be oriented on three separate detectors via beam separators, and the wavelengths will be selected with the use of appropriate interferential or etalon filters.

The NBTF will be equipped with two-dimensional spectrographs that will provide almost monochromatic images at various wavelengths characteristic of the different altitudes of the solar atmosphere, with a spatial resolution of 0.04 arcseconds that will reach the diffraction limit of the telescope. The extended field of view with a side of about 60 arcseconds and the fast temporal resolution will allow to accelerate the time of acquisition of the images and application of the corrections of atmospheric seeing. These performances will be guaranteed by the latest generation Fabry-Perot interferometers, which will combine a large diameter, 200 – 300 millimeters, with a high optical quality, in line with that of the telescope, obtained by limiting variations in the distance between the foils within 30 – 40 nanometers. INAF has elaborated for EST the project of a two-dimensional spectrometer in the NIR that uses two Fabry-Perots of 200 millimeters in series. The NBTF will also perform accurate polarimetric detections.

The complex lattice spectropolarimeter, which may observe a spectral range between the visible and the NIR, will present four different possible configurations, variable according to the observational needs. The articulated instrumentation of EST will require a sophisticated control software (Telescope Control System, TCS), which will include subsystems such as: a kernel for pointing, tracking, and for the correction of misalignments and structural deformations, a communication interface between the main telescope and an auxiliary telescope (Auxiliary Full Disk Telescope) designed for pointing different areas on the entire solar disk and a control system of the optics for image transfer and derotation.

Access to and use of the wide and varied amount of images produced by EST will entail problems related to archiving, automatic correction and the transfer and dissemination of an enormous amount of information.
The IT logistic coordination for the management of the macroscopic data flows of EST will constitute a stimulating technological challenge that will lay the foundations for the realization of versatile solutions, adaptable to the continuous progress in the scientific field.

Coelum cuinque liberum EST

L’associazione europea per telescopi solari (EAST, European Association for Solar Telescopes) è stata costituita nel 2006 da 15 paesi: Austria, Croazia, Repubblica Ceca, Francia, Germania, Gran Bretagna, Italia, Norvegia, Olanda, Polonia, Slovacchia, Spagna, Svezia, Svizzera e Ungheria, con il proposito di fornire agli astronomi europei l’accesso ai più importanti apparati osservativi solari nei cinque continenti.

Lo studio del Sole è fondamentale per comprendere le dinamiche dell’evoluzione biologica sul nostro pianeta e per prevedere e pianificare il futuro del nostro ambiente naturale. Meteorologia e climatologia solare rivestono un ruolo di primaria rilevanza per la valutazione e il controllo dei mutamenti climatici sulla Terra e per la progettazione di missioni spaziali, in particolare con equipaggio umano. Inoltre l’analisi del Sole consente di approfondire le conoscenze in altri ambiti astrofisici come stelle attive, dischi di accrescimento dei buchi neri con fenomeni magnetici, getti di plasma stellare, sistemi esoplanetari con una stella centrale.

Al fine di offrire all’astronomia solare uno strumento di nuova generazione, con caratteristiche e prestazioni nettamente superiori a quelle degli impianti finora esistenti, EAST ha concepito un innovativo Telescopio Solare Europeo (EST, European Solar Telescope) da sviluppare, costruire e rendere operativo sulle Isole Canarie (Spagna), entro i prossimi 10 anni, per sfruttare la sinergia con gli apparati del DKIST (Daniel K. Inouye Solar Telescope, Maui USA) e delle future missioni dedicate allo studio del Sole lanciate dalle maggiori agenzie spaziali: ESA (Solar Orbiter), NASA (Solar Probe) e JAXA (Solar C).

Il progetto EST, coordinato dall’Instituto de Astrofísica de Canarias, è frutto di una collaborazione estesa tra 29 partner europei, dei quali 14 sono istituti scientifici e 15 industrie. La partecipazione italiana alla fase progettuale interessa sei Osservatori INAF (Istituto Nazionale di Astrofisica): Arcetri, Catania, Roma, Trieste, IAPS-Roma e FGG-TNG e cinque Università (L’Aquila, Calabria, Catania, Firenze e Roma Tor Vergata), con la consulenza industriale di S.R.S. (Servizi di Ricerche e Sviluppo) Engineering Design S.r.l.

EST si propone di esaminare l’atmosfera solare, dalla fotosfera fino alla cromosfera e alla bassa corona, ottenendo una panoramica 3D simultanea per diversi strati atmosferici. La scala dimensionale per la risoluzione spaziale sarà dell’ordine di una decina di chilometri, corrispondente a quella del cammino libero medio dei fotoni nel plasma solare; l’osservazione diretta delle interazioni tra fotoni e plasma della stella fornirà informazioni sulle modalità di immagazzinamento, trasporto e rilascio dell’energia magnetica da parte del plasma, contribuendo a chiarire i fenomeni di dinamo solare, dalla generazione del campo magnetico alla sua variabilità, instabilità e inversione ciclica, e i processi associati che danno luogo a strutture convettive localizzate quali macchie, facole, protuberanze, connessioni ad arco e a manifestazioni repentine come brillamenti ed emissioni di massa coronale. Risulterà dunque più accessibile la previsione delle tempeste solari, esiziali per le missioni spaziali e per gli apparati satellitari.

Inoltre il telescopio rimarrà operativo per alcuni decenni, consentendo di studiare gli andamenti dell’emissione solare nelle varie bande dello spettro elettromagnetico, su tempi scala maggiori del caratteristico ciclo undecennale, ai fini di migliorare i modelli di trasporto radiativo e la descrizione delle proprietà termiche di cromosfera e corona, che presentano temperature superiori rispetto a quelle degli strati sottostanti. L’analisi delle correlazioni tra le variazioni nell’attività magnetica dell’atmosfera solare e l’emissione radiativa totale che raggiunge il nostro pianeta è di cruciale importanza per gli studi climatologici a salvaguardia dell’ecosistema.

EST sarà uno strumento rivoluzionario sotto molti aspetti. Caratterizzato da una configurazione gregoriana in asse, ossia con uno specchio primario parabolico e un secondario ellissoidale concavo, situato sull’asse ottico oltre il primo fuoco, il telescopio sarà dotato di uno specchio primario con un’apertura di 4.2 metri, mai raggiunta prima, che permetterà di massimizzare la quantità di radiazione raccolta, minimizzando contestualmente l’errore di misura correlato al rumore fotonico.

Vari strumenti di piano focale saranno in grado di operare in contemporanea, nell’ampio intervallo spettrale compreso fra il vicino ultravioletto (UVA) e il vicino infrarosso (NIR), rendendo attuabile l’osservazione di processi di interazione tra plasma e campo magnetico solare fino alle scale del cammino libero medio dei fotoni nel plasma di fotosfera.
Ai fini di ridurre l’esposizione del telescopio all’irraggiamento solare diretto e alla turbolenza atmosferica dovuta al riscaldamento del suolo, l’apparato sarà costruito all’aperto (open-air) per sfruttare il naturale afflusso di correnti d’aria; la struttura dovrà essere estremamente rigida per sostenere venti con una velocità media di circa 54 chilometri orari.

Le distorsioni atmosferiche, indotte da fluttuazioni turbolente dell’indice di rifrazione dell’aria sulla planarità dei fronti d’onda incidenti, saranno corrette da un sistema di ottica adattiva multi-coniugata (MCAO) integrato nel percorso ottico del telescopio fra lo specchio primario e la strumentazione di piano focale. Esso utilizzerà sorgenti di riferimento plurime e più elementi compensatori (almeno due sensori e cinque specchi deformabili) al fine di mappare e correggere il disturbo su aree di cielo estese, nella fattispecie due arcominuti di campo di vista, e di far pervenire immagini corrette al fuoco Coudè simultaneamente per i diversi strumenti, con un’elevata frequenza di ricostruzione del fronte d’onda. Tale dispositivo consentirà di sfruttare pressoché integralmente l’elevato potere risolutivo determinato dal diametro, circa 25 milliarcosecondi nel visibile, corrispondenti a quasi 20 chilometri sulla superficie del Sole. Le prestazioni dell’apparato a terra saranno in tal modo comparabili con quelle di un telescopio spaziale.

Un sofisticato sistema di raffreddamento mitigherà l’assorbimento di una quantità di radiazione solare oscillante tra il 5% e il 15% del totale da parte dello specchio primario; il riscaldamento provocherebbe infatti deformazioni superficiali locali e globali del materiale riflettente, generando inoltre moti convettivi di aria calda o bolle, causa di seeing. Utilizzando simulazioni di CFD (Computational Fluid Dynamics) in 2D e 3D è stato possibile progettare un dispositivo a lame d’aria (air knives) in grado di lambire la superficie dello specchio e convogliare l’aria riscaldata verso un punto di aspirazione, prevenendo la formazione di bolle.

Il primo fuoco, in corrispondenza del quale si formerà un’immagine del sole di circa 6 centimetri di diametro, dovrà sopportare un carico termico in ingresso di circa 4.5 megawatt per metro quadro, una densità di potenza superficiale quasi dieci volte superiore a quella rilasciata in media da una barra di combustibile nucleare. Non essendo possibile impiegare assorbitori di calore, che richiederebbero grandi dimensioni dell’ordine del metro cubo, nel punto di concentrazione termica verrà collocata una trappola di calore. Essa scarterà la radiazione proveniente dalle regioni solari escluse dall’analisi, e sarà riflettente e dotata di un avveniristico complesso di scambio di calore tra aria e acqua ad alta velocità, per il raffreddamento, appositamente modulato per evitare la formazione di condensa; saranno inoltre presenti dispositivi per l’aspirazione dell’aria calda nel cono ottico. Gli strumenti di piano focale di EST consentiranno lo studio contestuale di diverse quote dell’atmosfera solare, offrendone una visione tridimensionale.

La strumentazione post-focus sarà costituita da una camera a banda larga (BBI, Broad Band Imager), un filtro sintonizzabile a banda stretta (NBTF, Narrow Band Tunable Filter) e uno spettropolarimetro a reticolo.

Il BBI fornirà immagini in tre canali spettrali, con lunghezze d’onda comprese in un intervallo tra i 390 e i 900 nanometri, con una rapida risoluzione temporale (50 immagini al secondo) e una risoluzione spaziale di 0.04 arcosecondi (che corrispondono approssimativamente a 30 chilometri sulla fotosfera), in un campo di vista di 2 arcominuti di lato. Grazie alle efficienti prestazioni delle ottiche adattive del telescopio EST e alla capacità di inquadrare vaste porzioni della superficie solare, saranno possibili due modalità operative alternative per il BBI, ad alto potere risolutivo, e ad ampio campo di vista. La luce sarà orientata su tre rivelatori distinti tramite separatori di fascio, e le lunghezze d’onda verranno selezionate con l’impiego di opportuni filtri interferenziali o ad etalon.

Il NBTF sarà dotato di spettrografi bidimensionali che forniranno immagini pressoché monocromatiche a varie lunghezze d’onda caratteristiche delle diverse quote dell’atmosfera solare, con una risoluzione spaziale di 0.04 arcosecondi che raggiungerà il limite di diffrazione del telescopio. Il campo di vista esteso di circa 60 arcosecondi di lato e la veloce risoluzione temporale permetteranno di accelerare i tempi di acquisizione delle immagini e di applicazione delle correzioni del seeing atmosferico. Tali prestazioni saranno garantite da interferometri di Fabry–Perot di ultima generazione, che coniugheranno un grande diametro, 200 – 300 millimetri, con un’elevata qualità ottica, in linea con quella del telescopio, ottenuta mediante il contenimento delle variazioni della distanza fra le lamine entro 30 – 40 nanometri. L’INAF ha elaborato per EST il progetto di uno spettrografo bidimensionale nel NIR che utilizza due Fabry-Perot in serie di 200 millimetri. Il NBTF effettuerà inoltre accurati rilevamenti polarimetrici.

Il complesso spettropolarimetro a reticolo, che osserverà un intervallo spettrale compreso tra il visibile e il NIR, presenterà quattro possibili differenti configurazioni, variabili in base alle esigenze osservative. L’articolata strumentazione di EST richiederà un sofisticato software di controllo dedicato (Telescope Control System, TCS), che comprenderà sottosistemi come un kernel di puntamento, tracciamento e correzione del disallineamento e delle deformazioni strutturali, un’interfaccia di comunicazione tra il telescopio principale e un telescopio ausiliario (Auxiliary Full Disk Telescope) concepito per il puntamento di differenti aree sull’intero disco solare e un sistema di controllo delle ottiche di trasferimento e derotazione delle immagini.

L’accesso e la fruizione dell’ampia e varia mole di immagini prodotte da EST comporteranno problematiche inerenti all’archiviazione, alla correzione automatica e al trasferimento e disseminazione di un’imponente quantità di informazioni. Il coordinamento logistico informatico per la gestione dei macroscopici flussi di dati di EST costituirà una stimolante sfida tecnologica che getterà le basi per la realizzazione di soluzioni versatili, adattabili ai continui progressi in campo scientifico.

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