Chromosferyczne widmo błyskowe

Spektroskopia podczas zaćmienia Słońca

Całkowite zaćmienie Słońca daje możliwość rejestracji widma emisyjnego chromosfery.

Zrób spektakularne zdjęcie korony słonecznej i zarejestruj wyjątkowy obraz chromosfery: tak zwane widmo błyskowe!

W codziennych obserwacjach Słońca dominuje światło fotosfery oraz światło rozproszone w naszej atmosferze. Linie emisyjne chromosfery pozostają niewidoczne, ponieważ ich blask jest znacznie słabszy, gdyż emitowany jest we wszystkich kierunkach. Można je dostrzec dopiero wtedy, gdy chromosferę obserwuje się odizolowaną nad krawędzią Słońca, co ujawnia świecenie różnych pierwiastków w plazmie górnych warstw atmosfery Słońca. Takie obserwacje są jednak możliwe jedynie przy odpowiednim wyposażeniu technicznym.

Co innego, jeśli Księżyc zakrywa tarczę słoneczną. Całkowite zaćmienie Słońca stwarza więc idealną okazję do uzyskania widma emisyjnego chromosfery, i to za pomocą prostych środków. Jeśli Ci się to uda, otrzymasz kilka ułożonych obok siebie obrazów chromosfery w różnych barwach, z których każda ma swój rodowód w linii emisyjnej. Dominują linie wodoru serii Balmera, wapnia H i K, oraz pojedynczo zjonizowanego helu. Ten ostatni został odkryty tą metodą jako pierwiastek w roku 1868.

Termin "flash spectrum" (widmo błyskowe) pochodzi od C.A. Younga (1870) i opisuje się nim krótki przedział czasowy, podczas którego rozświetlają się linie emisyjne chromosfery. W porównaniu ze średnicą Słońca, chromosfera jest jedynie cienką warstwą. Ponieważ faza całkowita trwa zaledwie kilka minut, czas trwania fazy, podczas której optymalnie widoczna jest chromosfera, wynosi jedynie kilka sekund. Widziana z Ziemi chromosfera ma średnicę kątową tylko około 10". Ze względu na dużą własną prędkość Księżyca, do sfotografowania niezbędne jest dobre wyczucie czasu. Widmo błyskowe musi być zarejestrowane bezpośrednio przed początkiem lub na samym końcu fazy całkowitej.

Korona, jako gorący, cienki gaz, również posiada widmo linii emisyjnych. Jednak z powodu wyższej temperatury są to inne linie niż w przypadku chromosfery. Ponieważ jednak korona nie ma tak ostro zdefiniowanych struktur, otrzymane widmo jest rozmyte, a linie emisyjne są trudne lub niemożliwe do zidentyfikowania bez zastosowania szczeliny.

Spektroskopia bezszczelinowa służy do rozszczepienia światła na jego barwy, poprzez rozkład całego obrazu chromosfery. Niedrogą realizację projektu można przeprowadzić za pomocą siatki transmisyjnej, płaskorównoległego szkła z wieloma cienkimi równoległymi rowkami lub ciemnymi liniami, na których światło ulega dyfrakcji i dochodzi do interferencji. Takie siatki dostępne są na rynku w standardowych oprawkach filtrowych 1,25", co ułatwia wprowdzenie siatki w tor wiązki światła. W przypadku widm błyskowych, z powodu ograniczonego czasu, siatki typu echelle są bardziej przydatne niż normalne siatki z ciemnymi liniami, ponieważ są lepiej zoptymalizowane pod kątem wydajności świetlnej w widmie.

Aby uzyskać efektowny wynik ukazujący widmo chromosfery (1. rząd dyfrakcyjny) wraz z "normalnym" obrazem zaćmionego Słońca (0. rząd), należy optymalnie dobrać odległość pomiędzy chipem a siatką. Kąt dyfrakcji zależy od długości fali λ i liczby linii siatki na milimetr L. Najczęściej spotykane siatki mają 100 lub 200 linii/mm. Jak duża jest odległość x między 0. rzędem a określoną długością fali 1. rzędu w płaszczyźnie ogniska, można obliczyć w mm za pomocą następującego wzoru:

x = d * λ * L * 1000000

gdzie d to odległość między siatką a chipem w mm, a długość fali podaje się w nm, np. 400nm dla niebieskiego lub 700nm dla czerwonego końca widma. W ten sposób można obliczyć, czy całość mieści się na sensorze.

Przykład: siatka o 100 liniach/mm wkręcona jest w tuleję 1,25", która z kolei jest podłączona do lustrzanki cyfrowej za pomocą pierścienia T. W przypadku typowych dystansów fokalnych kołnierza całkowita odległość siatka-chip wynosi około d = 90mm. Linia Hα @656nm jest więc obrazowana na chipie w odległości 5,9mm od obiektu, czyli 0. rzędu. Metodę tę można bezpiecznie przetestować na takich obiektach jak jasna gwiazda czy Księżyc. Za pomocą dość prostych środków można zarejestrować widmo błyskowe chromosfery jako efektowny dodatek do "ładnego obrazka". Jednocześnie można odtworzyć metodę historycznego odkrycia helu sprzed prawie 150 lat.

Autor: Mario Weigand / Licencja: Oculum-Verlag GmbH