Inne spojrzenie na Słońce

Masz już zdjęcia Słońca w świetle białym? Czas na protuberancje? Potrzebujesz zatem specjalistycznych filtrów.

Oprócz obserwacji i fotografii Słońca w świetle białym, dla wielu miłośników astronomii ekscytującym wyzwaniem jest fotografia Słońca w linii Hα i w linii wapnia. Ta metoda pozwala uwiecznić struktury obszarów z plamami, a taże protuberancje i filamenty.

W świetle Hα zaglądamy w grubą na około 2000 km warstwę chromosfery, która znajduje się nad fotosferą, widoczną na klasycznych zdjęciach Słońca w świetle białym. Obserwacje są znacznie trudniejsze, ponieważ jej moc promieniowania wynosi jedynie jedną milionową mocy promieniowania fotosfery. W chromosferze obserwujemy takie zjawiska, jak protuberancje i filamenty, ale równiez bryzgi chromosferyczne i rozbłyski słoneczne.

Do obserwacji wymagany jest filtr Hα. Służy on do przepuszczania jedynie wybranych długości fal: światła o długości fali 656,28nm, które powstaje gdy elektron wodoru przeskakuje z trzeciej do drugiej powłoki atomu. W odniesieniu do skuteczności takiego filtra obowiązuje następująca uproszczona zasada: im węższa szerokość połówkowa, tym więcej widać szczegółów, ale mniej światła mamy do dyspozycji. Filtry o szerokości połówkowej większej niż 1,0Å (0,1nm) pokazują jedynie protuberancje na krawędzi Słońca, natomiast filtry pomiędzy 0,8Å a 0,7Å pokazują także filamenty i obszary flar na powierzchni Słońca. Filtry o szerokości połówkowej poniżej 0,6Å dają ponadto bardziej szczegółowe i kontrastowe obrazy powierzchni Słońca.

Tak jak obraz Słońca w wąskim pasmie Hα wyraźnie różni się od obrazu w świetle białym, tak wyraźnie różni się także obraz Słońca w linii wapnia (pasmo Cak na 393,4nm) od obrazu w Hα i świetle białym. Jedną z trudności w wizualnych obserwacjach Słońca w linii wapnia jest fakt, że ludzkie oko z wiekiem staje się mniej czułe w tym zakresie. Jednak czipy CCD są zwykle w tym zakresie wystarczająco czułe, więc dokumentacja fotograficzna obrazu Słońca w linii CaK jest jak najbardziej możliwa.

Praktyka rejestracji w fotografii Hα i CaK nie różni się od fotografii Słońca w świetle białym. Również w linii Hα i CaK dobrze jest zarejestrować kamerą / aparatem kilkaset (lub kilka tysięcy) klatek w postaci klipu wideo i podczas obróbki cyfrowej wypracować optymalne zdjęcie wynikowe. Nawet w przypadku wąskopasmowej fotografii Hα- i CaK mamy do dyspozycji wystarczającą ilość światła, dzięki czemu czas naświetlania poszczególnych klatek wynosi zaledwie ułamek sekundy i obszerne klipy wideo uzyskamy już po kilku minutach.

Najbardziej wyrazistymi obiektami w fotografii słonecznej Hα są protuberancje, ogromne eksplozje plazmy koronalnej, które są ściśle związane z plamami słonecznymi. Te efektowne zjawiska można obserwować już przez tańsze instrumenty na krawędzi tarczy słonecznej. Imponujący spektakl zmian ich kształtu i intensywności widoczny jest już w ciągu kilku minut, a dokumentować fotograficznie można go w ciągu kilku godzin. Oprócz protuberacji na krawędzi Słońca, za pomocą wąskopasmowych teleskopów Hα można fotografować również ciemne filamenty, czyli protuberancje widoczne nie na krawędzi, a na tarczy słonecznej. Ponadto, jasne obszary wokół plam słonecznych, czyli rozbłyski zwane też flarami Hα.

Fotografowanie Słońca w linii CaK ujawnia (nawet jeśli pokazuje obszar chromosfery, tak jak w przypadku linii Hα) struktury wyraźnie różnące się od widoku w świetle białym i linii Hα. Przede wszystkim flary i plamy słoneczne są bardzo kontrastowe na fotografiach w linii wapnia.

Autor: Ullrich Dittler / Licencja: Oculum-Verlag GmbH