CMOS Sensors and Polarimetric Studies on the Sun
Imaging spectropolarimetry is the measurement of the intensity of light as a function of position, wavelength and polarisation. It allows utilising most of the information carried by light. It is, therefore, the optimal remote sensing technique for solar astronomy as it allows to derive information about the stratification of temperature, velocity and the vector magnetic field in the solar atmosphere.
The complex and highly dynamic magnetic field configuration at the smallest spatial scales plays a vital role in the understanding of the global magnetic properties of the Sun. These structures can be resolved in principle with the newest generation of solar telescopes, but the challenge here is to overcome the image blurring caused by atmospheric seeing. The combination of adaptive optics and post-factum numerical reconstruction techniques is very successful in that respect for pure imaging observations. But an application to spectropolarimetry poses additional challenges, one of which being the non-availability of science-grade electronic image sensors that simultaneously fulfil the requirement for a large number of pixels (5-50 Megapixel), frame rates of order 100 Hz, and the fidelity
required for precision polarimetry.
The presented work studies various response irregularities of fast, large-format active pixel sensors for machine vision applications and how they can be calibrated to meet demanding scientific requirements. A generic test bench for sensor characterisation was developed, calibration schemes tailored for three different sensors, used in various instrumentation projects at Max-Planck-Institute for Solar System Research (MPS), are presented. It is demonstrated that non-linearities as large as a few per cent can be suppressed to a level well below one per cent, suitable for spectropolarimetry with a precision of 10−3.
A study of the general properties of sunspots is presented as an example case of the use of solar polarimetry in studying the solar atmosphere. Although the data gathered is not from the calibrated cameras, it shows the usability of polarimetry, the need for high-speed CMOS sensors, and the designed calibration scheme.
Sunspots are a very active field of research for solar spectropolarimetry, and many aspects of the structure of sunspots are still not understood. For example, it is unclear why there is such a sharp boundary between the dark umbra and the brighter penumbra within sunspots. It has been reported that this boundary occurs at a canonical value of the strength of the vertical magnetic field, which does not depend on the size of the spot. However, it is still an open question whether this critical field strength is indeed responsible for the onset of magneto-convection in the penumbra.
Here, we use spectropolarimetric inversions of sunspots observed with Hinode to critically reassess the properties of the umbra-penumbra boundary and the outer boundary of the penumbra. We derive azimuthal averages of various observables along these boundaries for spots of different sizes and at different optical depths. In addition, it is not yet clear how sunspot structure varies between spots of different sizes. We address this by computing azimuthally averaged radial profiles of various observables for sunspots of different sizes.
We can confirm previous observations that the azimuthally averaged vertical magnetic field assumes a constant value at the umbra-penumbra boundary. However, this is only the case at the central node of the inversion (log τ= −0.9). We find that the strength of the magnetic field increases with spot size at the top node of the inversion. Similarly, the dependence of the averaged temperature on the spot size changes across the atmosphere. This is probably due to the changing appearance of the penumbral filaments at the different atmospheric layers.
The radial profiles show the expected dependence on spot size in the umbra and the inner penumbra. Larger spots are cooler and exhibit stronger magnetic fields than smaller ones. However, there is no significant dependence of the radial profiles on spot size in the outer penumbra. This resemblance between spots of different sizes is particularly strong for the Evershed flow. It supports previous results that penumbral filaments are remarkably uniform between spots of different sizes.
Bildgebende Spektropolarimetrie misst die Intensität von Licht als Funktion von Position im Bildfeld, Wellenlänge und Polarisationszustand. Dies erlaubt es fast den gesamten Informationsgehalt von Licht zugänglich zu machen und ist die Methode der Wahl für astronomische Fernerkundung, insbesondere in der Sonnenbeobachtung, da so Informationen über die Schichtung von Temperatur, Geschwindigkeit sowie Richtung und Stärke des Magnetfelds in der Sonnenatmosphäre gewonnen werden können.
Kleinskalige, hochdynamische Magnetfelder spielen eine Schlüsselrolle für das Verständnis der globalen magnetischen Aktivität der Sonne. Diese Strukturen können mit den aktuellen Sonnenteleskopen im Prinzip aufgelöst werden, allerdings muss hierzu der störende Einfluss der Erdatmosphäre, das Seeing, überwunden werden. Hier werden für rein bildgebende Anwendungen mit dem kombinierten Einsatz von adaptiver Optik und nachträglichen numerischen Bildrekonstruktionsverfahren ausgezeichnete Ergebnisse erzielt. Aber für eine direkte Anwendung auf spektropolarimetische Messungen besteht eine der zusätzlichen Schwierigkeiten darin, dass Kameras, welche gleichzeitig die Anforderungen an eine hohe Auflösung (5-50 Megapixel), hohe Bildraten im Bereich von 100 Hz, und die für Präzisionspolarimetrie notwendige Wiedergabetreue erfüllen, praktisch nicht erhältlich sind.
Die vorgelegte Arbeit beschäftigt sich mit der Frage, wie Unregelmäßigkeiten im Antwortverhalten von großformatigen und schnellen Active-Pixel Sensoren, wie sie typischerweise für maschinelle Bilderfassung eingesetzt werden, charakterisiert und so kalibriert werden können, dass sie hohen wissenschaftlichen Anforderungen genügen. Im Rahmen der Arbeit wurde ein Teststand für Sensorkalibration entworfen und aufgebaut. Es werden Kalibrationsprozeduren vorgestellt, die auf drei Bildsensoren zugeschnitten sind, welche am Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung für verschiedene Instrumente eingesetzt werden. Es wird gezeigt, dass durch diese Kalibration die Nicht-Linearität der Sensoren von einigen Prozent auf weit unter ein Prozent reduziert werden kann, was polarimetrische Messungen mit einer Präzision im Bereich von 10−3 ermöglicht.
Als Beispiel für die Anwendung von Spektropolarimetrie wird hier eine Studie über Sonnenflecken vorgestellt. Es wurden zwar nicht die im Rahmen dieser Arbeit kalibrierten Kameras verwendet, trotzdem zeigt die Studie den Nutzen von Polarimetrie auf sowie den Bedarf für extrem schnelle CMOS-Kameras und für das entwickelte Kalibrationsschema. Die Erforschung von Sonnenflecken ist ein sehr aktives Forschungsgebiet für Spektropolarimetrie. Viele Aspekte der Struktur von Sonnenflecken sind noch nicht verstanden. Zum Beispiel ist es noch unklar, warum es einen so scharfen Übergang zwischen der Umbra und der Penumbra gibt. Beobachtungen deuten darauf hin, dass dieser Übergang bei einem bestimmten Grenzwert des vertikalen Magnetfeldes auftritt, welcher nicht von der Größe des Sonnenflecks abhängt. Es ist aber noch eine offene Frage, inwiefern dieser Grenzwert des Magnetfeldes für das Einsetzen von Magnetokonvektion in der Penumbra verantwortlich ist.
Hier verwenden wir spektropolarimetrische Inversionen von Sonnenflecken, die auf Hinode-Daten basieren, um die physikalischen Eigenschaften der Umbra-Penumbra Grenze und der äußeren Grenze der Penumbra besser quantifizieren zu können. Wir bestimmen die Mittelwerte verschiedener physikalischer Größen entlang dieser Grenzen für Sonnenflecken unterschiedlicher Größe und bei verschiedenen optischen Tiefen. Daneben untersuchen wir, ob die großskalige Struktur von Sonnenflecken von ihrer Größe abhängt. Hierzu berechnen wir radiale Profile für verschiedene Sonnenflecken, also wie physikalische Größen von der Entfernung zum Zentrum des Sonnenflecks abhängen.
Wir können vorherige Studien bestätigen, nach denen das vertikale Magnetfeld nicht von der Größe des Sonnenflecks abhängt, wenn es entlang der Umbra-Penumbra Grenze gemittelt wird. Allerdings ist dies nur bei der mittleren Node (log τ = −0.9) der Inversion der Fall. In der obersten Node der Inversion ist das so gemittelten Magnetfeld für große Sonnenflecken größer als für kleine. Auch bei der Temperatur tritt ein solches Verhalten auf, wenn sie auf diese Weise gemittelt wird. Die Ursache hierfür ist vermutlich, dass penumbrale Filamente in den verschiedenen Schichten der Sonnenatmosphäre unterschiedlich aussehen.
Die radialen Profile zeigen wie erwartet, dass große Sonnenflecken kälter sind und ein stärkeres Magnetfeld aufweisen als kleinere Flecken. Allerdings ist dies nur in der Umbra und in der inneren Penumbra der Fall. In der äußeren Penumbra gibt es keine signifikanten Unterschiede zwischen Sonnenflecken verschiedener Größe. Besonders stark ist diese Ähnlichkeit beim Evershed-Fluss. Dies ist im Einklang mit vorherigen Studien, laut denen penumbrale Filamente sehr einheitlich sind und nicht stark von der Größe des Sonnenflecks abhängen.
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