Lo spettro flash della cromosfera

La spettroscopia durante un'eclissi

Un'eclissi di Sole totale offre la possibilità di ottenere uno spettro di emissione della cromosfera.

Scattare foto spettacolari della corona solare e un’immagine straordinaria della cromosfera: il cosiddetto spettro flash!

Nell’osservazione solare di tutti i giorni la luce della fotosfera e la luce parassita generata dalla nostra atmosfera la fanno da padrone. Le linee di emissione della cromosfera restano invisibili, perché il loro bagliore è troppo debole, dato che viene emesso in tutte le direzioni. Si notano solo osservando la cromosfera isolata dai margini del Sole, rendendo così visibili i bagliori dei diversi elementi nel plasma degli strati superiori. Tuttavia queste osservazioni sono possibili solo con un notevole sforzo tecnico.

Le cose stanno diversamente quando è la Luna a coprire il Sole. Una eclissi solare totale offre l’occasione perfetta di osservare lo spettro di emissione della cromosfera con mezzi semplici. Si possono ottenere così diverse immagini della cromosfera, l'una accanto all'altra in colori diversi, ognuna delle quali ha origine da una specifica linea di emissione. Dominano le linee dell'idrogeno della serie di Balmer, del calcio H e K e dell'elio ionizzato una volta. Quest'ultimo è stato scoperto come elemento proprio con questo metodo, nel 1868.

La definizione “spettro flash” deriva da C.A. Young (1870) e si riferisce al breve periodo durante il quale le linee di emissione della cromosfera mandano bagliori. Rispetto al diametro del Sole, la cromosfera è uno strato sottilissimo, visibile in modo ottimale solo per pochi secondi, poiché la fase totale di un'eclissi dura solo pochi minuti. Dal nostro punto di osservazione, la cromosfera ha un diametro angolare di soli 10" circa. Per via dell'elevato moto proprio della Luna, per la fotografia è necessario quindi un buon tempismo: lo spettro flash deve essere catturato all'inizio o alla fine della fase totale.

Anche la corona, in quanto sottile strato di gas incandescente, ha uno spettro di emissione. Tuttavia, a causa della temperatura più elevata, presenta linee diverse rispetto alla cromosfera. E poiché la corona non ha strutture così nitide, lo spettro risultante è diffuso e le linee di emissione sono difficili o impossibili da identificare senza utilizzare una fenditura.

Per scomporre la luce nei suoi colori si usa la spettroscopia senza fenditura, che scompone l’intera immagine della cromosfera. Una realizzazione poco costosa si ottiene con un reticolo di trasmissione, ovvero una lastra di vetro piano-parallelo con tante scanalature sottili parallele o linee scure, che rifrangono la luce e la portano all'interferenza. Tali reticoli sono disponibili in commercio in supporti per filtri standard da 1,25", il che rende facile l’inserimento nel percorso del fascio di luce. Per gli spettri flash, la limitazione di tempo rende i reticoli blaze molto più vantaggiosi rispetto ai normali reticoli con linee, perché permettono una resa luminosa nello spettro particolarmente elevata.

Per ottenere un buon risultato che mostri lo spettro della cromosfera (1° ordine di diffrazione) insieme a quello del Sole eclissato "normale" (ordine 0), la distanza tra sensore e reticolo deve essere scelta in modo ottimale. L'angolo di diffrazione dipende dalla lunghezza d'onda λ e dal numero di linee del reticolo per millimetro L. I reticoli più comuni hanno 100 o 200 linee per mm. La misura della distanza x tra l’ordine 0 e una determinata lunghezza d'onda del 1° ordine sul piano focale può essere calcolata in mm con la seguente formula:

x = d * λ * L * 1000000

Qui, d è la distanza tra il reticolo e il sensore in mm e la lunghezza d'onda viene inserita in nm, per esempio 400 nm per l’estremità blu o 700 nm per l'estremità rossa dello spettro. In questo modo è possibile calcolare se sul sensore tutto va bene.

Esempio: un reticolo con 100 linee/mm viene avvitato a un supporto da 1,25", che a sua volta è collegato a una DSLR tramite un anello T. Con le dimensioni tipiche del supporto, la distanza totale reticolo-sensore è di circa d = 90 mm. La linea Hα a 656 nm viene quindi visualizzata sul sensore a 5,9 mm di distanza dall'oggetto o dall'ordine 0. Il metodo può essere testato in modo piuttosto sicuro su oggetti come una stella luminosa o la Luna. Con mezzi abbastanza semplici, è possibile produrre uno spettro flash della cromosfera come piacevole aggiunta a una bella foto. E allo stesso tempo si può riprodurre il metodo della storica scoperta dell'elio avvenuta quasi 150 anni fa.

Autore: Mario Weigand / Su gentile concessione di: Oculum-Verlag GmbH