Filtri H-α e coronografo
Questo tipo di filtro, consente di selezionare solamente una ben specifica lunghezza d’onda centrata sui 656.3 nanometri (verso la parte rossa dello spettro). Il filtro consente l’osservazione di alcuni dei più spettacolari fenomeni solari quali: filamenti, protuberanze, brillamenti, nonché una ricchezza di strutture e dettagli fini attorno alle regioni attive, caratteristiche non visibili all’osservatore convenzionale in luce bianca.
Questi filtri sono tarati per lavorare bene ad una temperatura stabilita (dato che viene fornito dalla ditta costruttrice). Se la temperatura diminuisce, la finestra passante subisce uno spostamento verso lunghezze d’onda minori (violetto) mentre all’aumentare di questa si sposta verso il rosso.
La riga H-α ha un’ampiezza di circa 1.2 nanometri, se la banda passante è stretta (fino a 0.5 nanometri) maggiore sarà la regolazione da compiere. Per questo motivo, questi filtri sono provvisti di un termoregolatore.
I filtri Hα definiti passabanda, sono così chiamati perché al variare della banda è possibile rilevare diversi fenomeni solari.
| Banda passante | Strutture solari |
|---|---|
| > 10 nm (ampia) | unicamente protuberanze |
| 3 - 10 nm (stretta) | protuberanze |
| 1.2 nm (strettissima) | protuberanze e dettagli cromosfera |
| < 1.2 nm (ultra stretta) | cromosfera contrastata |
Logicamente le protuberanze risulteranno visibili solamente tramite l’utilizzo di un coronografo dotato di filtro interferenziale e con telescopi di moderna costruzione adattati per l'osservazione con filtri tipo Daystar e Cromixsun. Con i filtri H-α è possibile fare osservazioni anche dalle nostre città inquinate, perché la foschia e lo smog non bloccano la radiazione infrarossa. Il filtro viene montato al fuoco diretto dello strumento. L’apertura focale deve essere ridotta portandola a f/30; un rapporto focale maggiore (f/20) causerà un allargamento della lunghezza d’onda passa-banda, riducendo il contrasto dell’immagine, a sua volta, un rapporto inferiore ridurrà la luminosità dell’immagine.
Per le foto in H-α, generalmente valgono le stesse regole che si applicano nell’astrofotografia. Sapendo che la quantità di luce della zona rossa dello spettro è sensibilmente inferiore alla sua totalità, l’operazione della messa a fuoco risulterà di più difficile esecuzione. Per questo motivo diamo un piccolo consiglio: osservare con la coda dell’occhio, mentre si esegue la messa a fuoco, in modo da far cadere l’immagine strumentale sui bordi della retina, la parte dell’occhio più sensibile al rosso.
Attualmente questi filtri, per la difficoltà dell’acquisto e l’elevata qualità dei materiali impiegati per la loro costruzione, sono molto costosi.
Il Daystar Filter
Da diversi anni la ditta americana Daystar Filter Corporation di Pomona in California, ha messo a disposizione per gli astrofili un filtro di notevole interesse: il Daystar Filter
É un filtro che lavora sulla riga H-α dello spettro solare adatto all’osservazione della cromosfera, delle protuberanze, dei filamenti e brillamenti solari. Dello spettro elettromagnetico solare, che spazia dalle radioonde alle microonde, l’uomo può percepirne solo una minima parte (visibile) che va dai 400 ai 700 nanometri. Il filtro in H-α elimina quasi totalmente lo spettro permettendo la visione sulla cromosfera dei fenomeni solari che non è possibile osservarli senza l’uso del filtro. Ora, riuscire ad isolare una piccolissima zona di tutto lo spettro solare con una tecnologia più semplice ed economica rispetto ai vecchi filtri H-α in uso nei coronografi, per noi astrofili è stata un’occasione importante per poter fare ricerca anche in questa piccolissima zona dello spettro solare.
Gli stadi che compongono questo filtro sono due:
- Il filtro a rigetto chiamato anche attenuatore, è posto davanti all’obbiettivo dello strumento. Il filtro deve lavorare con un rapporto focale di almeno F/30.
- Il secondo è praticamente un contenitore di filtri allo stato liquido che va inserito prima dell’oculare.
Le funzioni del primo filtro (attenuatore) sono essenzialmente tre:
- Respingere tutta la radiazione che è dannosa per il filtro del secondo stadio. La radiazione più importante da respingere è quella infrarossa altrimenti si accumulerebbe una notevole quantità di calore difficilmente eliminabile in strumenti chiusi, tipo Schmidt-Cassegrain.
- Respingere una gran parte della componente del visibile non vicina alla riga Hα in pratica lascia passare una banda larga qualche centinaio di nanometri operando così una prima selezione. In questo modo è stata eliminata più dell’80% della radiazione inutile, e ha permesso al 90% della componente Hα, di entrare nello strumento.
- Ha la funzione di ridurre l’apertura dello strumento entro limiti ragionevoli, infatti questi filtri, di solito sono montati sulla diaframmatura esistente nei coperchi del telescopio.
Un filtro da 6 cm di diametro, collocato su di uno strumento con obbiettivo da 20 cm e con rapporto focale F/10, farà aumentare di tre volte questo rapporto.
Il secondo stadio, dove viene montato l’oculare, è formato da un contenitore con inseriti i tre filtri principali che sono di natura liquida. In questo contenitore vi è pure alloggiato un termostato, che provvede a far raggiungere la giusta temperatura ai filtri che devono lavorare con una tolleranza non superiore al mezzo grado centigrado in qualsiasi condizione di temperatura esterna, pena lo spostamento verso lunghezze d’onda maggiori della riga Hα se i filtri sono troppo caldi, o verso lunghezze d’onda inferiori se i filtri sono freddi. La composizione di questi filtri non si conosce perché è protetta da segreto industriale.
Ora non ci rimane che osservare, e quando il filtro avrà raggiunto la giusta temperatura ecco che appariranno le delicate strutture delle protuberanze, dei filamenti, i probabili brillamenti e zone luminose attorno ai gruppi e macchie.
Il coronografo
Ora è utile prendere in esame uno strumento particolarmente utile nello studio avanzato dei fenomeni nella fotosfera solare nei suoi molteplici aspetti, che viene di solito usato dagli astrofili più esperti: il coronografo.
Benché con questo strumento sia possibile riprodurre artificialmente una eclissi solare, difficilmente, se non impossibile, si potrà vedere la corona dal momento che, pur eclissando il sole, il cielo circostante non sarà buio come in una vera eclissi, ma si possono osservare i deboli e intensi brillamenti che avvengono nei periodi di media e forte attività del ciclo undecennale del sole e le protuberanze visibili al bordo est-ovest.
Ora passiamo ad una spiegazione tecnica sulle caratteristiche dello strumento. Tutte le figure e disegni che seguiranno sono stati eseguiti dallo scrivente e rappresentano le varie parti del coronografo in suo possesso.
Come appena riportato nell’introduzione, all'interno del tubo del coronografo si deve poter ricreare artificialmente una eclissi di sole mediante l'interposizione di vari componenti, sia ottici che meccanici, lungo tutto il percorso dei raggi luminosi provenienti dall'obiettivo. Lo strumento primordiale che Bernard Lyot sperimentò a Pic du Midi, era molto simile a quello che si vede in figura 1.
Successivamente, il celebre astrofisico lo modificò e lo perfezionò. Nasce così il filtro interferenziale, che in seguito venne sempre più perfezionato sino a raggiungere i sofisticatissimi strumenti di oggi, che vediamo nello spaccato della figura 2, in cui si possono vedere le varie parti strumentali che lo compongono.
Ora, con l'ausilio della figura 2 passiamo alla descrizione delle varie parti che lo compongono.
Obbiettivo primario
É il comune obiettivo di un normale rifrattore dove non è assolutamente necessario che la lente sia acromatica in quanto le osservazioni avvengono in luce monocromatica e gli eventuali difetti di acromatismo di una lente semplice non vengono evidenziati. Oggi però, è più facile reperire un buon obiettivo acromatico invece che una semplice lente, l'importante è che sia priva di graffi o eventuali macchie.
Ottimi obiettivi sono quelli che vanno da 60 ad 80 mm di diametro e con focali intorno a 700/900 mm (anche aumentando fino a 1200 mm), che creano ottime immagini e sono facilmente reperibili sul mercato. Comunque non conviene mai scendere al di sotto dei 700 mm di focale perchè già questa misura comporta una palese difficoltà nella costruzione e difficile operabilità nella sostituzione del disco occultore alla variazione delle dimensioni del sole durante l'anno.
La luce che proviene dall'obiettivo tende ad illuminare le pareti interne del tubo, per cui è annerito con vernice opaca antipolvere e la rimanente luminosità diffusa viene eliminata con un opportuno diaframma interno, apportando così maggior contrasto tra le protuberanze e lo sfondo del cielo.
Cono e disco occultore
Proseguendo nell'analisi, nel punto molto vicino all'avvitamento rifrattore-coronografo, troviamo il cono e il disco occultore, sorretti da una barretta filettata (fig. 3). All'altezza del cono occultore, sul tubo del rifrattore vi è un foro del diametro di 30 mm, che ha la funzione di disperdere all'esterno dello strumento tutto l'intenso calore prodotto dalla radiazione solare che si forma sul cono occultore.
Come si può facilmente dedurre, l'obiettivo fornisce l'immagine del disco solare per essere completamente raccolta sullo schermo occultore, che dovrà avere lo stesso diametro del sole relativo al periodo dell'anno in cui si osserva. Sapendo che il diametro del disco solare varia di dimensione durante l'arco dell'anno, più grande nel periodo invernale e più piccolo nel periodo estivo, è utile conoscere i tempi della variazione del diametro solare per sostituire e inserire il disco occultare sul cono (tabella 1).
| Periodo dell'anno | Diametro del sole (primi d'arco) |
|---|---|
| 1 gennaio | 32,6 |
| 15 febbraio | 32,4 |
| 1 aprile | 32,1 |
| 15 maggio | 31,7 |
| 1 luglio | 31,5 |
| 15 agosto | 31,6 |
| 1 ottobre | 32,0 |
| 15 novembre | 32,4 |
Il disco occultore dovrà avere un diametro di alcuni centesimi di millimetro in più del diametro effettivo del disco solare. Il diametro del sole, espresso in millimetri, si ottiene moltiplicando la focale dell'obiettivo per il diametro del disco solare in minuti d'arco per una costante di valore pari a 0,0002909. Nella tabella 2 diamo i diametri dei dischi occultori relativi ai vari periodi dell'anno in cui si osserva, usati per il coronografo di figura 1 (diametro 60 mm, focale 900 mm).
| Diametro (mm) | Periodi dell'anno |
|---|---|
| 8,10 | 5 luglio |
| 8,20 | 19 luglio/21 giugno |
| 8,25 | 2 agosto/8 giugno |
| 8,30 | 16 agosto/24 maggio |
| 8,35 | 30 agosto/10 maggio |
| 8,40 | 13 settembre/26 aprile |
| 8,45 | 27 settembre/12 aprile |
| 8,50 | 11 ottobre/29 marzo |
| 8,55 | 25 ottobre/15 marzo |
| 8,60 | 8 novembre/1 marzo |
| 8,70 | 6 dicembre/1 febbraio |
| 8,75 | 21 dicembre/18 gennaio |
| 8,80 | 4 gennaio/4 gennaio |
Il disco occultore va ad inserirsi nella battuta presente sul cono occultore (fig. 4) che grazie alla forma conica la luce solare viene riflessa verso l'obiettivo lungo i bordi del rifrattore, che dipinto di nero opaco, evita che la luce diffusa entri nella lente di campo che causa la velatura delle immagini (fig 5).
Nel proseguo delle parti costituenti il coronografo, troveremo una prima lente chiamata Lente di campo (fig. 5, 2/3), che ha la duplice funzione:
- Raccoglie l'immagine del disco occultore e la proietta all'infinito insieme alla seconda lente (fig. 2/3a) detta: collimatrice.
- Regge l'asta filettata che sostiene il cono e il disco occultore e la barretta filettata avvitata ad un piccolo dado incollato al centro della lente (fig. 6).
É molto importante che questo dado sia perfettamente al centro della lente. Un sistema molto efficace che permette di ottenere la centratura sulla lente, consiste nel ritagliare un dischetto di carta millimetrata dello stesso diametro e inserirlo nel tubo prima della lente, trovando l'esatta posizione del suo centro (fig. 7).
La lente di campo è collocata all'estremità di un tubetto di lunghezza che permetta di soddisfare tutte quelle esigenze di posizionamento per il fuocheggiamento, mentre l'altra estremità del tubo, è ancorata alla parte mobile di una messa a fuoco costituita da un obiettivo fotografico capovolto privato delle sue parti ottiche. Questo consente, tramite la sua ghiera esterna, l'escursione della parte cilindrica inserita nell'obiettivo.
Il tubo (come si può vedere in figura 2) è costituito da due parti, l'una scorrevole dentro l'altra, che consentono di regolare la sua lunghezza, in modo di avere esattamente l'immagine dell'obiettivo sul piano del diaframma.
Il diametro della lente di campo non supera di 2/3 quello del disco occultore, altrimenti luce diffusa può creare problemi a causa della riflessione sul cono occultore. La focale di questa lente è molto corta e il suo valore varia tra 1/7 ed 1/10 della focale dell'obiettivo. Inoltre l'uso della lente di campo, presenta il vantaggio di dare una maggiore compattezza a tutto lo strumento ed è usata in abbinamento con la lente collimatrice.
Il diaframma regolabile
É un comune diaframma fotografico a lamelle, che rende la sua apertura molto vicina alla forma circolare. Questo diaframma ha un'importanza fondamentale in quanto elimina gran parte della luce diffusa originata dall'obiettivo principale (fig. 2).
La massima apertura utile è pari al diametro che l'obiettivo primario ha sul piano dell'immagine. L'apertura del diaframma è regolabile dall'esterno del tubo mediante una ghiera, la cui rotazione ne permette la sua regolazione. L'apertura del diaframma andrà variata a seconda del contrasto che si vuole ottenere tra lo sfondo del cielo e l'immagine della protuberanza, sia per ciò che concerne la visione diretta, che per l'uso fotografico.
Con il sistema del tubo, dove alloggia la lente di campo inserito nell'obiettivo fotografico, si ottiene la possibilità di messa a fuoco del piano-immagine del disco solare proveniente dall'obiettivo primario con il piano formato dalla base del disco occultore.
La lente collimatrice
Proseguendo l'analisi tecnica delle parti che compongono il coronografo appena dopo il diaframma regolabile, ma prima del filtro interferenziale, troviamo la prima lente (fig. 2/2). Questa, posta dopo il diaframma, fa si che la luce meno diffusa sia convogliata verso il filtro interferenziale e nel contempo rendere lo strumento più compatto.
La lente collimatrice unitamente alla lente di campo, invia l'immagine del disco occultore all'infinito che va a colpire il filtro interferenziale. La focale della lente collimatrice, insieme alla lente di campo e all'obiettivo secondario, fornirà un'immagine del disco solare per essere interamente osservata nel campo dell'oculare. E' utile che la lente sia acromatica in modo d'avere un'immagine ben contrastata e ben definita.
Il filtro inferenziale
Il filtro rappresenta il cuore dello strumento, ed è la parte più costosa del coronografo. Non ci dilungheremo in dettagli tecnici sulla composizione del filtro, perchè le case costruttrici ne rendono ancora ignota la sua composizione.
La funzione di questo filtro è quella di bloccare tutte le lunghezze d'onda non desiderate, ma lascia passare la porzione di spettro centrata sulla riga Hα (H-alfa).
Con questo filtro le protuberanze che sono visibili nella zona rossa dello spettro a circa 6563 nanometri, si staglieranno nette sul fondo scuro del cielo. Le si possono osservare con filtri di ampiezza della banda passante sino a 200 nanometri.
Nel mio coronografo è installato uno di circa 30 nanometri che lavora molto bene anche a temperature esterne basse, raggiungendo comunque l'ottimale temperatura d'esercizio (sopra i 25°) usufruendo della stessa radiazione solare che colpisce il filtro stesso.
E' bene sapere che se il filtro è a banda molto stretta (3 nanometri o inferiore) sarà più complicato raggiungere temperature maggiori al minimo consentito. Per evidenziare bene le protuberanze, ci si aiuta mediante una resistenza a filo siliconata avvolta esteriormente al tubo che contiene il filtro Hα.
E' naturale che le immagini delle protuberanze ottenute con filtri a banda stretta saranno nettamente migliori rispetto a quelle a banda larga. Però, bisogna considerare l'alto costo di questi filtri che aumenta quanto più stretta è la banda passante con cui lavora il filtro, e inoltre si dovrà intervenire frequentemente sulla resistenza elettrica usando il variatore di tensione per ottenere la necessaria temperatura di lavoro.
Comunque possiamo garantire che con il filtro in dotazione al mio coronografo abbiamo avuto la visione di splendide immagini.
L'obbiettivo secondario
Terminiamo l'analisi dei componenti che costituiscono il coronografo con l'obiettivo secondario unito all'oculare (seconda lente 2a fig. 2).
É composto da una lente acromatica simile ad un comune obbiettivo fotografico messo a fuoco sull'infinito perchè‚ in uscita dalla lente collimatrice, si ottengono raggi paralleli che proiettano l'immagine del cono e del disco occultore all'infinito.
L'oculare in dotazione al mio coronografo è un ortoscopico di Abbe, che ha il pregio di una buona estrazione pupillare, ed il piano focale cade lontano dalla lente di campo. La focale di questo oculare unitamente a quella dell'obiettivo, ha il pregio di non ingrandire eccessivamente il disco occultore. Appena prima dell'obiettivo secondario vi è un dispositivo di messa a fuoco sul disco occultore che, avvicinando o allontanando tutto il gruppo contenente l'obiettivo secondario e l'oculare, posiziona tutto il coronografo al fuoco strumentale.
Qui termina l'analisi di tutte le parti costituenti il coronografo, non ci rimane che attendere una limpida giornata di sole e, posizionato lo strumento, che dovrà essere provvisto di una buona montatura equatoriale dotata di motorino per l'inseguimento, faremo i primi tentativi di controllo per portare l'immagine del sole perfettamente a fuoco.
Dopo aver completato tutte quelle operazioni che riguardano il posizionamento e l'allineamento di un equatoriale (vedere capitolo - Introduzione all’osservazione) si punterà lo strumento direttamente verso il sole, senza il timore di rotture di lenti o componenti strumentali, in quanto il coronografo è uno strumento idoneo alla visione diretta dell'astro.
Ora ci prepariamo ad agire sul diaframma regolabile posto prima del filtro interferenziale sino alla minima apertura, e porremo il nostro occhio all'oculare. Quello che apparirà sarà un'immagine di un disco solare parzialmente coperto dal disco occultatore nero come se fossimo in una eclisse parziale. Osservando l'immagine all'oculare, con il dispositivo di messa a fuoco sul piano solare posto prima del filtro H-α, si metteranno a fuoco le eventuali macchie presenti sulla fotosfera o, se inesistenti, si terminerà l'operazione mettendo perfettamente a fuoco il bordo solare. Lavoreremo su entrambi gli assi di declinazione e del moto orario, in modo da far coincidere l'immagine del disco occultore con quella del disco solare.
A questo punto, agiremo sul dispositivo di messa a fuoco, che si trova prima della seconda lente (2a), sul disco occultore posto dopo il filtro di Ha. Si opererà sul fuoco finchè i bordi del disco occultatore, prima confusi, appariranno nitidi e precisi. Infine, cercheremo la migliore risoluzione sul contrasto tra le protuberanze e lo sfondo del cielo.