ORM

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• published: 06 May 2016
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El día 9 de mayo el planeta Mercurio se paseará delante del Sol. Es un evento excepcional, que se da unas 13 veces cada siglo. Mercurio es demasiado pequeño para ser visto sin la ayuda de un telescopio dotado de los filtros oportunos. Aquí mostraremos las observaciones que estarán realizando astrónomos profesionales desde la Torre Solar Sueca de 1 metro (SST) en el Observatorio del Roque de los Muchachos (ORM) del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). El tránsito será de 12:12 a 19:42 (hora local Canaria). Creditos: Pit Sütterlin, Guus Sliepen, Göran Scharmer, Mats Löfdahl El Telescopio Solar Sueco de 1 metro (SST) en La Palma (ORM) es operado por el Instituto de Física Solar de la Universidad de Estocolmo. The Swedish 1-meter Solar Telescope (SST) on La Palma (ORM) is operated by the Institute for Solar Physics at Stockholm University.  Éste es el plan de trabajo de los Astrofísicos: (English/Español) During the Mercury transit, we will use a total of  six science cameras operating at 10 wavelengths from 393 nm to 854 nm.  On the “blue” beam, we will record data through 6 broadband filters operating in or near the Ca H and K lines at 393-400 nm, and through 2 broadband filters operating around 486 nm. All the filters on the blue beam have passbands of 0.37 nm or wider. At 395 nm, the SST theoretical spatial resolution is 0.1 arc second.On the “red” beam, we will observe the transit with an imaging spectropolarimeter (a narrowband filter system with polarimetric capabilities) called CRISP. We will use CRISP at 4 different wavelengths from 557 nm to 854 nm. During the transit, we will only broadcast images from one camera that will switch between two filters. The first filter is a 1.3 nm wide filter centered on a wavelength of 395 nm, which is midways between the Ca H and K lines. This filter shows a layer somewhat above the deepest layer we can observe: the photosphere.  The second filter has a width of 0.6 nm and is centered at 485 nm. This is a quasi-continuum filter that shows the  actual photosphere. The field of view shown through both filters is about 70x46 arc seconds (subject to some clipping) Most of the SST observations recorded during the transit will be used to characterise the imaging properties of SST. This is because Mercury provides an almost perfectly black disk occulting the solar surface. Inside this disk, any imperfections in the image quality due to for example blurring in the Earth’s atmosphere (“seeing") or straylight can be measured and modelled. These observations will therefore allow further improvements of the already excellent SST image quality and a better compensation for seeing effects in the future. ------ Durante el tránsito de Mercurio, se utilizarán un total de seis cámaras operando en 10 longitudes de onda, de 393 nm a 854 nm. En el rango “azul”, registraremos información a través de 6 filtros de banda ancha operando en, o cerca de, las líneas de Ca H y K a 393-400 nm, y en dos filtros de banda ancha alrededor de los 486 nm. Todos los filtros en el rango azul tiene una anchura de 0.37 nm o más ancho. La resolución espacial teórica de la SST en 395 nm es de 0.1 segundo de arco. En el rango “rojo” vamos a observar el tránsito en modo imagen de un espectropolarímetro (un filtro de banda estrecha con capacidades polarimétricas) llamado CRISP. Usaremos CRISP en 4 longitudes de onda distintas, de 557 nm a 854 nm. Durante el tránsito, retransmitiremos sólo las imágenes de una cámara que utilizará uno de dos filtros que alternarán durante la observación. El primer filtro tiene 1.3 nm de anchura centrado en 395 nm, a medio camino entre las líneas de Ca H y K. Este filtro muestra algunas de las capas más profundas que podemos observar: la fotosfera. El segundo filtro tiene una anchura de 0.6 nm y está centrado en 485 nm. Se trata de un filtro cuasi-continuo que muestra la fotosfera. El Campo de visión a través de ambos filtros es de aproximadamente 70x46 segundos de arco (sujeto a cierto recorte). La mayor parte de la observaciones obtenidas durante el tránsito serán utilizadas para caracterizar las características ópticas de la SST. Esto es debido a que Mercurio nos proporciona un disco oscuro casi perfecto que nos oculta la superficie del Sol. Dentro de este disco, cualquier imperfección en la calidad de la imagen debido, por ejemplo, a un emborronamiento por la atmósfera terrestre (“seeing”) o luz parásita puede ser medida y modelada. Estas observaciones permitirán por tanto una mejora de la ya excelente calidad de imagen de la SST y una mejor compensación de los efectos de seeing en el futuro.