Spectrul flash al cromosferei

Spectroscopie în timpul unei eclipse de soare

O eclipsă de soare totală este o ocazie bună pentru a vedea spectrul de emisii al cromosferei.

Realizați fotografii spectaculoase ale coroanei solare și o imagine extraordinară a cromosferei: un așa-numit spectru flash!

La observarea zilnică a Soarelui predomină lumina din fotosferă și lumina disperată, cauzată de atmosfera noastră. Liniile de emisie ale cromosferei sunt invizibile pentru că strălucirea lor este mult mai slabă, fiind emisă în toate direcțiile. Ele sunt perceptibile doar atunci când privim cromosfera în mod izolat, de deasupra marginii Soarelui, astfel devenind vizibilă strălucirea diferitelor elemente din plasma straturilor superioare. Cu toate acestea, astfel de observații sunt posibile numai cu un efort tehnic important.

Altfel stau lucrurile atunci când Luna acoperă discul solar. Prin urmare, o eclipsă totală de soare oferă ocazia ideală de a obține un spectru de emisie al cromosferei prin mijloace simple. În cazul în care reușim să facem acest lucru, putem obține mai multe fotografii ale cromosferei în culori diferite, pe care să le aliniem unele lângă celelalte, fiecare dintre acestea având originea într-o altă linie de emisie. Dominante sunt liniile de hidrogen din seria Balmer, calciu H și K și heliu ionizat simplu. Acesta din urmă a fost descoperit ca element prin această metodă în anul 1868.

Termenul de „spectru flash“ a fost consacrat de C.A. Young (1870) şi reprezintă scurta perioadă în care strălucesc liniile de emisie ale cromosferei. În raport cu diametrul Soarelui, cromosfera este doar un strat subțire. Deoarece faza totală durează doar câteva minute, faza în care cromosfera este vizibilă optim durează doar câteva secunde. Văzută de la latitudinea noastră, cromosfera are un diametru unghiular de doar aproximativ 10". Având în vedere viteza mare de mișcare a Lunii, este necesară o bună sincronizare pentru a realiza fotografii. Spectrul flash trebuie înregistrat direct la începutul sau la sfârșitul fazei totale.

Fiind un gaz fierbinte și subțire, și coroana are un spectru de linii de emisie. Cu toate acestea, din cauza temperaturii mai ridicate, are linii diferite față de cromosferă. Întrucât coroana nu are structuri atât de clare, spectrul rezultat este difuz în cazul acesteia, iar liniile de emisie sunt dificil sau chiar imposibil de identificat fără utilizarea unei fante.

Pentru a descompune lumina în culori se folosește spectroscopia fără fante, în cadrul căreia este fracționată întreaga imagine a cromosferei. O variantă cu costuri reduse poate fi realizată cu ajutorul unui grilaj de transmisie, o sticlă plan-paralelă cu multe caneluri paralele fine sau linii întunecate, pe care lumina este difractată și provocată să interfereze. Astfel de grilaje sunt disponibile în comerț sub forma unor suporturi standard pentru filtre de 1,25", ceea ce permite ca grilajul să fie integrat cu ușurință în calea fasciculului. Pentru spectrele flash, grilajele blaze au un mare avantaj față de grilajele normale cu linii întunecate datorită timpului limitat, deoarece, în cazul acestora, eficacitatea luminoasă în spectru este deosebit de ridicată.

Pentru un rezultat frumos care arată spectrul cromosferei (ordinul 1 de difracție) împreună cu Soarele „normal“, eclipsat (ordinul 0 ), trebuie aleasă o distanță optimă între cip și grilă. Unghiul de difracție depinde de lungimea de undă λ și de numărul de linii de grilă pe milimetru l. Cele mai răspândite grile au 100 sau 200 de linii/mm. Distanța x dintre ordinul 0 și o anumită lungime de undă de ordinul 1 în planul focal poate fi calculată în mm cu ajutorul următoarei formule:

x = d * λ * L * 1000000

Unde d este distanța dintre grilă și cip în mm, iar lungimea de undă este exprimată în nm, de exemplu 400 nm pentru capătul albastru sau 700 nm pentru capătul roșu al spectrului. Astfel se poate calcula dacă totul se potrivește pe senzor.

Exemplu: O grilă cu 100 de linii/mm este înșurubată pe un adaptor de 1,25", care, la rândul său, este conectat la un DSLR prin intermediul unui inel T. Având în vedere dimensiunile tipice ale suportului, distanța totală dintre grilă și cip este de aproximativ d = 90 mm. Prin urmare, linia Hα la 656 nm este indicată pe cip la o distanță de 5,9 mm față de obiect sau la ordinul 0 . Metoda poate fi testată în siguranță pe obiecte precum o stea strălucitoare sau Luna. Cu mijloace destul de simple se poate obține un spectru flash al cromosferei, ca o completare frumoasă la „pretty pictures“. În același timp, poate fi urmărită și metoda descoperirii istorice a heliului de acum aproape 150 de ani.

Autor: Mario Weigand / Licență: Oculum-Verlag GmbH