Descrizione tecnica


Il design ottico Metis è dettato dalla necessità di ridurre al minimo l'apertura di ingresso dello strumento, posta a livello dello scudo termico, in modo da ridurre il flusso termico in ingresso.

Disegno ottico di Metis, che descrive il percorso della luce dall'apertura di ingresso al filtro di interferenza (IF). La luce ultravioletta (UV) viene quindi focalizzata sul rilevatore UV. La luce visibile (VL) riflessa dal filtro attraversa il polarimetro e viene focalizzata sul rivelatore VL.

La luce del disco che entra dall'apertura viene respinta verso l'esterno dallo specchio riflettente M0. Mentre la luce coronale raggiunge lo specchio primario, M1, e viene riflessa sullo specchio secondario M2. Questo specchio focalizza quindi la luce sul rilevatore ultravioletto (UV) che forma l'immagine della corona UV. La componente visibile della luce viene invece riflessa da un filtro posizionato tra M2 e il rivelatore UV. Un polarimetro a cristalli liquidi, posizionato tra il filtro e il rivelatore di luce visibile, seleziona la luce polarizzata, ovvero la luce fotosferica diffusa dagli elettroni coronali. Così il rilevatore di luce visibile riproduce solo la vera luce coronale.

La distanza dal centro del Sole dell'anello coronale osservato da Metis dipende dalla posizione di Solar Orbiter lungo la sua orbita. Al minimo perielio - il punto di avvicinamento più vicino al Sole - Metis acquisisce immagini anulari della corona solare comprese tra 1.7 e 3.1 R (raggi solari) dal centro del disco.

Modello strutturale di Metis pronto per la campagna di test vibrazionali (cortesia di Thales Alenia Space Italia)

Telescopio di volo di Metis e processing & power unit, aprile 2017 (cortesia di Thales Alenia Space Italia)

Schema ottico

Metis è un coronografo occultato esternamente. Il vantaggio di un coronografo occultato esternamente per osservare la corona solare estesa è dato dalla necessità di ridurre l'ampio intervallo dinamico del segnale coronale che decresce esponenzialmente dal lembo alla corona esterna. L'apertura fortemente vignettata del coronografo occultato esternamente a basse distanze eliocentriche, compensa in parte l'elevato range dinamico, rendendo possibile l'osservazione della corona ad altezze superiori. Lo schema di occultazione si basa su un occultatore esterno invertito (IEO).

L'occultatore esterno invertito (IEO) è costituito da un'apertura circolare (ø 40 mm) (pupilla d'ingresso dello strumento) all'estremità stretta di un tronco di cono (per l'ottimizzazione della stray light) mantenuta da un boom a 800 mm davanti al telescopio. La luce del disco attraverso lo IEO viene respinta indietro da uno specchio sferico che respinge il calore (M0 — ø 71 mm) fino a 1.1° (ossia, 1.17 R a 0.28 UA). La luce coronale, invece, è raccolta da un telescopio gregoriano in asse. La soppressione della luce diffratta dai bordi di IEO e M0 si ottiene, rispettivamente, con un occultatore interno (IO) e uno stop di Lyot (LS).

Disegno opto-meccanico di Metis (cortesia di Thales Alenia Space Italia)

La motivazione principale di adottare l'originale schema di occultazione invertita è stata la necessità di ridurre il carico termico sullo strumento durante le operazioni al perielio. Un classico coronografo occultato esternamente ha un'apertura anulare definita dall'apertura d'ingresso e dal bordo esterno di un disco che funge da occultatore esterno. L'ottica dell'obiettivo del telescopio è all'ombra del disco occultato esternamente. Per la stessa area di raccolta della luce, un classico coronografo occultato esternamente richiede uno specchio (anulare) che respinge la luce del disco che sia molto più grande di quello (circolare) utilizzato nello schema di occultazione invertita adottato per Metis. Ciò riduce considerevolmente (di due ordini di grandezza) il carico termico sullo specchio che respinge la luce del disco.

I percorsi della luce visibile (VL) e UV sono divisi da un filtro di interferenza UV con un angolo di inclinazione di 12° rispetto all'asse ottico. I rivestimenti MgF 2/Al sullo specchio primario del telescopio (M1) e sul secondario (M2) sono ottimizzati per una maggiore riflettività a 121,6  nm. Il rivestimento ha anche un'elevata riflettività nel VL (580–640  nm). Il filtro di interferenza passa banda stretta UV agisce come divisore del fascio VL-UV selezionando la banda UV di 121,6 nm in trasmissione e riflettendo il VL al polarimetro. All'interno del polarimetro, un filtro a banda larga seleziona il passa banda VL (580–640 nm).

I vantaggi del disegno a occultazione esterna sono che il telescopio osserva fino ad altezze eliocentriche più elevate, fino a diversi raggi solari, perché l'occultatore esterno respinge la luce del disco solare in modo più efficiente; in aggiunta a ciò, l'effetto di vignettatura dell'occultatore esterno varia gradualmente l'apertura del telescopio da zero, all'estremità inferiore del campo visivo (FOV) a un valore massimo, all'estremità superiore del FOV.


Polarimetro

Il polarimetro a luce visibile di Metis è progettato per misurare la corona K solare polarizzata linearmente nella banda VL con una sensibilità alla misurazione della polarizzazione lineare frazionaria (cioè la polarizzazione lineare minima rilevabile) migliore o uguale a 0.01.

Il percorso del polarimetro VL è costituito da un gruppo polarimetrico (PG) e da un sistema di ottica relay (ROS). Il ROS collima, attraverso il PG, la luce dall'immagine formata dal telescopio sul piano focale intermedio VL. Quindi il ROS rifocalizza l'immagine sul rilevatore VL, con un rapporto di demagnificazione 1: 0.67 per far corrispondere il plate scale del telescopio con la dimensione dei pixel sul rivelatore APS. Il PG modula elettro-otticamente l'intensità della K-corona polarizzata linearmente. Il PG è composto da ottiche di polarizzazione in "configurazione Senarmont":

  1. filtro passabanda (BP) (580–640 nm);
  2. lamina di ritardo a quarto d'onda (QW);
  3. Polarization Modulation Package (PMP) con Liquid Crystal Variable Retarder (LCVR) a doppia cella;
  4. polarizzatore lineare (LP).

La polarizzazione strumentale stimata del polarimetro è inferiore a (5±1)×10-2.

Disegno ottico del percorso VL e dettagli del polarimetro.


Rivelatori

I rivelatori UV e VL sono, rispettivamente, un intensified active pixel sensor (IAPS) con fattore di scala 20 arcsec/pixel e dimensione dell'immagine di 30.7 mm (1024 × 1024) con una dimensione del pixel equivalente di 30 µm; e un APS con fattore di scala 10 arcsec/pixel e dimensioni dell'immagine di 20.5 mm (2048 × 2048) con dimensioni del pixel di 10 µm.


Caratteristiche dello strumento Metis

La tabella seguente riassume le caratteristiche dello strumento innovativo Metis volte a soddisfare il requisito di osservazioni di primo livello. Ulteriori informazioni possono essere trovate nell'articolo dedicato a Metis all'interno del Solar Orbiter mission book.

CORONAL IMAGING
Wavelength Range VL 580–640 nm
UV 121.6±10 nm
Effective Focal Length VL 200 mm
UV 300 mm
Spatial Plate Scale VL 10 arcsec
UV 20 arcsec
Field of View(1) 1.6°–2.9° = 1.7–3.1 R at 0.28 AU
= 3.0–5.5 R at 0.5 AU
Average Instrumental Stray-light(2) VL Bstray/B < 10-9
UV Bstray/B < 10-7
Temporal Resolution VL 1–450 s
UV 1–30 min
Broad‑band Linear Polarization Sensitivity  ≤ 10-2
Signal to Noise Ratio VL > 7 (7-590)
UV > 3 (3-86)
GENERAL
Telemetry Rate 10.5 kbit/s
Data Volume(3) 27.2 GB/orbit
1 Annular, off-limb corona
2 Stray-light to solar disk irradiance ratio ≡ Bstray/B
3 With a compression ratio up to 10