L’emissione dell’Idrogeno Alfa

Come accennato nell’articolo sul sole, per vedere pi cose, la chiave di lettura l’emissine H-Alfa.
Per la fisica e la chimica che regolano i processi solari, il profilo di emissione della linea H-Alfa ha la forma di una distribuzione Gaussiana, assomiglia per intenderci ad una campana, piuttosto che una sottile linea di spessore nullo.
La linea centrale di questa campana ha una ampiezza di circa 1 ed posizionata sui 6562.8 Angstrom(). Questa frequenza quindi la taratura centrale dei filtri e strumenti solari.

I filtri H-Alfa

Esistono fondamentalmente due modi per utilizzare il filtro solare:
Porlo tra il sole e il telescopio, oppure tra il telescopio e l’oculare.
Come in ogni cosa, non esiste un modo assolutamente migliore dell’altro, e spesso dipende dalle possibilit e dalle preferenze personali.
Il filtro frontale piu semplice da usare e non richiede alimentazione elettrica, ma generalmente offre una banda passanet piu ampia. (Alcuni adorano utilizzare il sistema del “Double stacking” che, usando 2 filtri tarabili sovrapposti, permette grazie alla sfasatura dei due, di portare la banda passante addirittura a .3.
Il filtro all’oculare, d’altro canto, offre visioni estremamente dettagliate, arrivando a .1 e alti ingrandimenti, ma molto piu complesso da utilizzare, costoso e richiede spesso alimentazione elettrica.
Per concludere comunque la quantita di dettagli e il contrasto sono determinati dalla banda passante e dal diametro dello strumento, non necessariamente da dove posizionato il filtro.

Ogni casa produttrice, investe e sviluppa i propri sistemi che spesso sono proprietari e registrati. Scordiamoci pertanto compatibilit e uniformit nei sistemi.
In campo amatoriale, queste due strade sono le piu difuse, ma se andiamo un po pi nel dettaglio, entrambe i sistemi hanno in comune una struttura sommaria.
La prima cosa che la luce incontra nel nostro sistema, sicuramente una sorta di Pre Filtro il Energy Rejection Filter o ERF. Lo scopo del ERF bloccare infrarossi e ultravioletti, questo per difendere l’apparato dall’eccessivo riscaldamento e deterioramento. Generalmente questo filtro si occupa pure di dare la prima sgrossata alle frequenze entranti, rigettando anche le frequenze visibili dall’arancio al blu.

Come si vede anche dall’illustrazione, l’interferometro cosi fatto in realt, introduce un problema; questo infatti devia i raggi in uscita, dall’asse ottico, pertanto necessario almeno un’altro sistema correttivo per ovviare al problema.
Innanzitutto una lente negativa posta prima, corregge il corso dei raggi rendendoli paralleli in modo da farli incidere perpendicolarmente all’etalon, permettendogli di lavorare nelle condizioni migliori. I raggi sarebbero altrimenti convergenti.
Naturalmente questa soluzione richiede che un’altra lente posta dopo l’etalon risistemi le cose in modo da far riconvergere i raggi al fuoco.
A seguito c’ un’altro filtro, a banda piu larga molto importante, il BF (Blocking Filter o Barrier Filter) questo ha lo scopo di eliminare tutte le frequenze armoniche generate inevitabilmente dal sistema di filtri Fabry-Perot. Non altro che un’altro Passa Banda, ma con ampiezza maggiore di un singolo picco fuoriuscente dall’Etalon, e minore di due, in questo modo abbatte tutte le armoniche spurie.
Di seguito uno schema di funzionamento sommario dei sistemi Coronado adottati ad esempio per il PST.

E’ sempre presente il filtro ERF seguito dal etalon ma in questo caso ,generalmente, ha un’ostruzione centrale per mantenere una precisa separazione dei piani che in questo caso sono piu grandi. Infine la luce passa il telescopio e raggiunge il diagonale oppure il prisma che spesso funge anche da Filtro di bloccaggio.

I filtri Coronado implementano un “pomello” detto tilting. Usando questo pomello possibile sintonizzare la banda passante del filtro principale, dando la possibilit di tarare nelle condizioni di lavoro migliori il sistema oppure di allo scopo di osservare gli eventi spostati dalleffetto Doppler (Doppler shifted). Questi sono i casi di rapidissimi eventi che si spostano lungo la linea di vista dell’osservatore come violenti CME.
Questi fenomeni sono leggermente spostati dalla linea dei 6562.8 Angstrom: avvicindandosi avremo uno spostamento verso il blu mentre allontanandosi avremo uno spostamento verso il rosso dello spettro. Per questo motivo quindi variando leggermente la frequenza di lavoro del filtro possiamo analizzare meglio tutta la superfice solare.

Bibliografia: Riferimenti in: Il sole

Produttori di Filtri H-Alfa:

• Coronado –
• Daystar –
• Solar Spectrum –
• Solar View –
• Marcello Lugli –

  Per chi vuole approfondire la teoria

  Febbraio 2005

L’idea per questa prova nasce dal fatto che il PST ha un prezzo veramente contenuto, e questo mi ha fatto pensare che un particolare cosi’ delicato come il prisma potesse influire sulla qualità generale nella resa fotografica.

In pratica, costruendo un raccordo che permettesse un fuoco fine, è stato possibile fare riprese senza il prisma e tutta la scatola del fuoco.

Il raccordo si collega a sinistra al filtro Etalon e a destra al tubo portaoculare (il BF).

Il focheggiatore è elicoidale ed è la meccanica di un obiettivo fotografico, propriamente modificato, molto fluido e preciso, anche se piu rapido di quello originale.

Confrontando le riprese cosi effettuate con quelle in configurazione originale, si possono trarre alcune conclusioni.

Innanzi tutto la luminosità cambia molto.

A parità di ADU ( 100 nel caso delle mie prove) la configurazione orginale richiede tempi di circa 1/50, 1/150 di secondo mentre senza prisma si puo lavorare da 1/1000 a 1/5000, questo significa che entra una quantità di luce decisamente maggiore,e che quindi il prisma ha una trasparenza piuttosto bassa.

A occhio non si notano particolari differenze, anche se la luminosità diffusa è inferiore nella versione originale, ma questo piu probabilmente causato dai diaframmi non corretti sul mio raccordo.

Passiamo alle riprese: