Spettroeliografia

Spectroheliography

 

 

Fulvio  Mete- Roma  

fulvio_mete@fastwebnet.it

fulvio.mete@gmail.com

 siti web :

http://www.lightfrominfinity.org

http://www.pno-astronomy.com

 

 

 

 

Appassionato di astronomia dall’età di otto anni,Fulvio Mete ha dedicato buona parte della sua vita a questa sua passione, integrando le conoscenze di astronomia con quelle di fisica, informatica,  meccanica.Da quasi vent’ anni si occupa di spettroscopia astronomica, ha diretto il Settore di Ricerca UAI di Spettroscopia, ha svolto e svolge numerose iniziative di ricerca, quali spettroscopia di nove e supernove, ,spettroeliografia, magnetografia solare, imaging in IR vicino.Ha, altresì, organizzato numerosi eventi di livello nazionale in tale settore, quali i Seminari di Spettroscopia di Asiago e di Arcetri, e molti altri di minore livello.Ha pubblicato articoli su riviste commerciali di divulgazione astronomica (Coelum, Nuovo Orione, Astronomia UAI), nonché articoli in inglese e francese su testi stranieri.Ha partecipato con proprie relazioni a numerosi Convegni e Congressi di astronomia.Ha costruito e costruisce da autodidatta strumenti per la osservazione e ripresa spettroscopica del sole e degli oggetti del cielo profondo, alcuni dei quali hanno carattere di unicità a livello nazionale.

 

 

 

 

 

La spettroelioscopia e spettroeliografia

 

 

 

 

 

 

La spettroelioscopia può essere definita come la capacità di osservazione (e ripresa fotografica, come spettroeliografia) del disco solare e delle sue caratteristiche nelle varie lunghezze d’onda degli elementi del suo spettro .

 The spectrohelioscopy can be defined as the ability of observation (and shooting, as spectroheliography) of the solar disc and its features in the various wavelengths of the elements of its spectrum.

Lo spettro della luce solare appare ricco di righe di assorbimento anche con un modesto spettroscopio: alcune di esse sono effettivamente causate dal sole, mentre altre appartengono all'atmosfera terrestre: (alcune righe deboli appartengono infatti sia al vapore acqueo (H2O) e cambiano di intensità a seconda del grado di umidità, che all'Ossigeno diatomico (O2) , queste ultime concentrate in gran parte nel rosso profondo ai confini dell'IR).Lo spettro solare vero e proprio costituisce tuttavia un laboratorio unico per gli appassionati di fisica e, perchè no, anche per gli appassionati di spettroscopia astronomica.Le righe della serie di Balmer dell'Idrogeno,quelle del del Calcio, del Magnesio, del Sodio, sono evidenti ed appaiono, a media risoluzione, come nell'immagine sottostante (strumento TSA):La maggior parte degli elementi relativi alle righe più importanti è presente in cromosfera (l'atmosfera solare), con la conseguenza che, per mezzo della spettroelioscopia, possiamo osservare la cromosfera (e l'alta fotosfera) attraverso l'impronta tracciata dai suddetti elementi.Quindi l'immagine spettroeliografica nelle riga Ha sarà ben diversa da quella in CaII K, e quest'ultima ancora differente da quella in Na1, e così via.

 The spectrum of sunlight appears rich in absorption lines even with a modest spectroscope: some of them are actually caused by the sun, while others belong to the Earth's atmosphere: some weak lines belong fact is water vapor (H2O) and change of intensity depending on the degree of humidity, which diatomic Oxygen (O2), the latter concentrated largely in the deep red to IR boundaries .The true solar spectrum, however, constitute an important laboratory for physics fans and why not, even by enthusiasts of astronomical spectroscopy .The lines of the Balmer series of Hydrogen,those of  Calcium, Magnesium, Sodium are obvious and appear, at medium resolution, as in the image below (TSA instrument): most elements relating to the most important lines is present in the chromosphere (the solar atmosphere), with the result that, by means of spectrohelioscopy, we can observe the chromosphere (and the high photosphere) through the imprint drawn by the above elements.Then  spectroheliographic  image of sundisk in the Ha line will be very different from that in the CaII K, and the latter still different from that in NA1, and so on.

 

 

 

 

 

 


 

 

 Per ottenere l'immagine spettroeliografica occorrerà tuttavia osservare DENTRO la riga, anche se questo potrebbe sembrare strano: in effetti, ad una risoluzione sufficiente, come nell'immagine soprastante che mostra la H alpha a 6562.8 A, le righe si comporteranno come una finestra sulla sottostante cromosfera, così come vista dagli elementi che originano le righe stesse.Tale caratteristica vale ovviamente non solo per il sole, ma per lo spettro di qualsiasi stella, soltanto che, per osservare lo spettro di una stella con tale risoluzione e luminosità occorrerebbe un telescopio di alcuni metri di apertura, ovviamente precluso all'amatore.Ecco allora che la spettroelioscopia solare diventa un prezioso banco di prova anche per la ricerca sugli spettri di altre stelle.

 

To get the spectroheliographic image we must, nevertheless, observe INSIDE the line, although this may seem strange: in fact, at a sufficient resolution, as in the image above showing the H alpha at 6562.8 A, the lines will act as a window on chromosphere below, as well as view the elements that originate them.Such characteristic  obviously applies not only to the sun, but to the spectrum of any star, only that, to observe the spectrum of a star with that resolution and brightness  we should need a telescope of a few meters of aperture, obviously precluded to the amateur.Then the solar spectrohelioscopy become a valuable test  for research on spectra of other stars.

 

 

La storia 

History

 

 

Lo spettroelioscopio fu sviluppato da George Ellery Hale nel 1924,per la ripresa fotografica  del sole in varie lunghezze d'onda.Hale nacque a Chicago, USA, nel 1868, iniziò il suo percorso educativo già diciassettenne al M.I.T, e poi  all’Osservatorio del College di Harvard. Nel 1890 divenne direttore del Kenwood Astrophisycal Observatory.Lavorò ai più importanti Osservatori dell’epoca, quali quelli di Yerkes e di Mount Wilson.Da lui prende il nome il famoso telescopio da 5 metri di Monte Palomar.

The spectrohelioscope was developped by George Ellerym Hale in 1924, for the photography of the sun in various wavelenght Hale was born in Chigago, USA in 1868 he began his educational journey to M.I.T already seventeen, and then at the Harvard College Observatory. In 1890 he became director of the Kenwood Astrophisycal Observatory.He worked at  the most important observatories of the time, such as the Yerkes and Mount Wilson.From he was named the famous 5-meter telescope at Mount Palomar Observatory.

 

                                                                                                                       George H. Hale fonte: Wikipedia-portait of G.E.Hale-wikimedia commons

Lo spettroeliografo fu, ad onor del vero, inventato indipendentemente da Hale e dal francese Henri Alexandre Deslandres, ma ad Hale va il merito di aver perfezionato l’invenzione sino a creare un potentissimo mezzo d’indagine della fisica solare.

Il lavoro di Hale sugli spettroelioscopi datava sin dal 1889, epoca nella quale elaborò le sue prime idee sull’argomento, poi completate nell’articolo “The spectrohelioscope and its work”  pubblicato sull’Astrophysical Journal del Dicembre 1929.Non molti lo sanno, ma Hale fu anche in Italia, a Firenze, dove discusse di astrofisica solare con Abetti e Tacchini, ed a Catania, dove andò sull’Etna allo scopo di riprendere, col suo spettroelioscopio la corona solare senza eclisse:lo strumento fu applicato al telescopio dell’osservatorio di Bellini sulla sommità dell’Etna e la lunghezza d’onda prescelta fu quella del CaII K nell’UV vicino, per ridurre il glare dell’atmosfera, tuttavia l’esperimento non ebbe successo.Egli fu uno degli ideatori della torre solare  di 60 piedi dell’osservatorio di Mount Wilson nel 1908, che fu poi un modello per quelle analoghe in tutto il mondo. Si interessò dell’attività magnetica del sole ed in particolare di quella delle macchie solari e dell’effetto Zeeman.Scoprì l’inversione della polarità dei campi magnetici delle macchie al cambio del ciclo.Hale morì nel 1938 dopo una vita di intensa attività scientifica.

 

The spectroheliograph was, to be honest, invented indipendently by Hale and the French Henri Alexandre Deslandres, but  Hale is credited with having perfected the invention up to create a very powerful means of investigation of solar physics.
The work of Hale on spettrohelioscopes dated since 1889, a period in which elaborated its initial ideas on the subject, then completed in the article "The spectrohelioscope and its work" published in the Astrophysical Journal in December 1929.Not many people know this, but Hale was also in Italy, in Florence, where he discussed with solar astrophysics Abetti and Tacchini, and in Catania, where he went on Etna in order to resume, with his spectrohelioscope the solar corona without eclipses: the instrument was applied to the telescope of ' Bellini observatory on the summit of Etna and the  chosen wavelenght was that of the CaII K near UV, to reduce the glare of the atmosphere, but the experiment was unsuccessful.He was one of the creators of the
60 foot solar tower  of Mount Wilson observatory in 1908, which was later a model for similar ones around the world. He became interested in the magnetic activity of the sun and in particular of the Zeeman effect in sunspots  .He discovered the reversing  of the polarity of the magnetic fields of sunspots at the exchange of the cycle.Hale died in 1938 after a life of intense scientific activity.

 

 

 

 

 

Layout dello spettroelioscopio di Hale  (fonte: G.E .Hale "The spectrohelioscope and its work"- Astrophysical Journal- December 1929)

Layout of Hale's spectrohelioscope

 

 

Ma com’è uno spettroelioscopio classico amatoriale?

But, what is a classic spectroheliograph?

 

Si tratta in pratica di uno spettroscopio, alimentato da un telescopio che invia un'immagine del disco solare di adeguate dimensioni sulla fenditura di ingresso del medesimo, e poi, tramite un sistema di specchi piani, all'obiettivo dello spettroscopio, dietro di cui si trova il reticolo: la luce solare diffratta selezionata nella riga di interesse viene poi reinviata ad una seconda fenditura , detta di uscita.Immediatamente prima e dopo le due fenditure, sono posti due sintetizzatori d'immagine, (in genere prismi rotanti detti di Anderson) comandati da un sistema motorizzato, il primo  alimenta la fenditura di ingresso, ed il secondo  forma l'immagine in uscita.La rotazione dei prismi ad una data velocità (ca 15 rotazioni/sec) consente, per effetto moviola, di formare un'immagine del disco solare nella lunghezza d'onda corrispondente alla riga esaminata ,che viene osservata all'oculare o ripresa con una fotocamera o camera CCD.Qui di seguito è riportato uno schema di spettroelioscopio amatoriale del noto autocostruttore americano Frederick Veio (da: spectrohelioscope.org).

Si tratta tuttavia di strumenti che, seppur eccellenti, sono molto complessi da autocostruire specie per la loro parte elettronica e meccanica , in primo luogo i sintetizzatori, dei quali esistono vari tipi, e per le loro dimensioni, dato che è necessario utilizzare focali elevate per ottenere un'immagine spettrale sulla fenditura di ingresso di adeguate dimensioni e quindi un'immagine solare finale di adeguata risoluzione.Si contano infatti sulla punta delle dita, in tutto il pianeta, gli amatori che sono stati capaci di realizzare un progetto del genere.

 

It is in practice a spectroscope, powered by a telescope which sends an image of the solar disk of appropriate size on the entrance slit of the same, and then, via a system of plane mirrors,to the objective of the spectroscope, behind which is the grating: the solar light diffracted in the selected line of interest is then sent back to a second slit, said of exit.Immediately before and after the two slits, are placed two image synthesizers, (typically rotating prisms said  of Anderson) controlled by a motor-driven system, the first feeds the inlet slit, and the second form the image in exit.The rotation at a given speed of  the prisms (ca 15 rotations / sec) enables, for slow motion effect, to form an image the solar disk in the wavelength corresponding to the scanned line, which is observed at the eyepiece or imaged with a camera or CCD.In the image below is a diagram  of amateur spectrohelioscope built by the well-known american amateur astronomer Frederick Veio (by: spectrohelioscope.org).
It is, however, of instruments which, although excellent, are very complex to be self made species for their electronic and mechanical part, in the first place synthesizers, of which there are various types, and for their size, since it is necessary to use high focal for obtaining spectral image on the entrance slit of adequate size and therefore an image of appropriate final solar resolution.You can count  on your fingers, all over the planet, amateurs who have been able to realize such a project.
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 Prismi di Anderson

 

 

 

Spettroelioscopio classico autocostruito da F. Veio in California (USA).Notare le cospicue dimensioni dello strumento, che è alimentato da un celostata.(Fonte: F: Veio- Spectrohelioscope .org)

 Classic spectrohelioscope self made by F.Veio-California-USA.Note the noticeable dimensions of the instrument

                                                                                 

 

                

 

 

 

La Rivoluzione della Spettroeliografia Digitale

The revolution of digital spectroheliography

 

 

Lo sviluppo dell’informatica degli ultimi anni ha permesso di sostituire, negli spettroelioscopi amatoriali,apposite procedure informatiche al compito svolto dai sintetizzatori: è nata così la spettroeliografia digitale e tale campo di applicazione è alla portata degli amatori.

Indubbiamente la resa finale delle immagini degli spettroeliografi digitali è qualitativamente inferiore a quella degli spettroeliografi tradizionali, ma i particolari visibili sono quasi gli stessi, mentre il guadagno in dimensioni e peso e quindi capacità di utilizzo e portabilità è semplicemente enorme.Basta del resto fare il confronto tra alcune immagini di spettroelioscopi professionali   e quelle di  VHIRSS , qui di seguito fotografato, di 8.6 Kg di peso e 110 cm di lunghezza, trasportabile ovunque con la massima facilità.La digitalizzazione delle immagini spettroelioscopiche ha sostituito l’uso dei sintetizzatori, la cui costruzione e messa a punto è particolarmente complessa, con semplici programmi informatici.

Nella parte che segue, parlerò delle mie esperienze in spettroeliografia digitale, una sperimentazione che seguo ormai da sette anni, con strumenti autocostruiti ma estremamente efficienti compatibilmente con le loro dimensioni.Lo scopo che mi sono prefisso è stato infatti quello di ottenere immagini spettroeliografiche a tutto disco, in quanto ingrandimenti elevati avrebbero significato un sostanziale cambiamento nel progetto, con obiettivi del telescopio e dello spettroscopio di focale elevata (oltre 1500 mm), che, oltre ad impedire la portatilità dello strumento, avrebbero posto seri problemi di localizzazione per chi non possiede terrazzi o giardini.

In un periodo di grande diffusione di filtri per l'osservazione solare, Ha, Ca k etc, potrebbe sembrare inutile la costruzione di uno strumento del genere, il cui output qualitativo, in termini di resa delle immagini, non può competere con quello di tali filtri.C'è tuttavia da considerare un aspetto fondamentale: i filtri in questione hanno una risoluzione spettrale che arriva al massimo a 0.3 A nel tipo H alpha, ovvero circa 1/3 delle dimensioni della riga stessa e costano migliaia di euro, uno spettroscopio Hires-spettroelioscopio come VHIRSS, usando ottiche d'occasione, non costa oltre i 6-700 € e può teoricamente fornire immagini di decine , se non centinaia di righe, a risoluzioni che arrivano ad 1/50 di A! Ciò vuol significare che permetterà di osservare particolari maggiori dei filtri, anche se meno incisi.La minore incisione è dovuta essenzialmente a due fattori: la chiusura della fenditura che provoca fenomeni di diffrazione, e la qualità della fenditura stessa che provoca strisce orizzontali nelle immagini  dovute al cd "trasversalium" dello spettro.

 Tutti gli spettroscopi Hires-spettroelioscopi da me costruiti adottano lo schema autocollimante o Littrow, con un   doppio passaggio del fascio luminoso: ciò crea luce spuria ed abbassa il contrasto, ma presenta l'enorme vantaggio di essere il più compatto e leggero per il semplice fatto che adottta una sola ottica, sia per la collimazione che per l'osservazione dello spettro, invece delle due degli schemi classici.Ci si potrebbe chiedere anche perchè non uso specchi,per loro natura totalmente acromatici: anche in tal caso la risposta è la stessa : un progetto siffatto non  avrebbe permesso il livello di compattezza e portatilità dello schema con ottiche a rifrazione.

 

 

The development of information technology in recent years has made it possible to replace, in the amateur spectrohelioscopes, computer procedures to the task performed by synthesizers , creating the digital spectroheliography that is within the reach of  most amateur astronomers.
Undoubtedly, the final image rendering of digital spectroheliographs is qualitatively inferior to the traditional ones, but the visible details are almost the same, while the gain in size and weight and therefore the ability to use and portability is simply enormous.The comparison between some of professional spectrohelioscopic images and those of VHIRSS, here  photographed below, of 8.6 kg in weight and 110 cm in length, anywhere transportable with the maximum ease, is quite impressive.The digitization of spectrohelioscopic images has replaced the use of synthesizers, whose construction and tuning is particularly complex, with simple computer programs.
In what follows, I will talk about my experiences in digital spectroheliography, an experiment that I've been following now since seven years, with homemade instruments extremely efficient, considering their dimensions. My present purpose was indeed to get spectroheliographic images of the whole sun disc, as higher magnification would mean a substantial change in the project, with the telescope lenses and the focal spectroscope of high focal lenght (over 1500 mm), which, besides preventing the portability of the instrument, would place serious problems of location for those who does not possess terraces or gardens.
In a period of widespread use of filters for solar observation, Ha, Ca k etc, might seem unnecessary the construction of such an instrument, whose quality output, in terms of image rendering, can not compete with that of such filters.There is however to consider a fundamental aspect: the involved filters have a  maximum spectral resolution of 0.3 A in the type H alpha, or about 1/3 the size of  the line and cost thousands of euros, a hires-spectrohelioscope as VHIRSS, using surplus components and second hand optics, it does not cost more than € 6-700, and can theoretically provide images of dozens, if not hundreds of lines, arriving at resolutions to 1/50 of A! This does mean that allow us to observe more details of the filters, even if less sharp.The smaller sharpness is essentially due to two factors: the closing of the slit which causes diffraction phenomena, and the quality of the slit itself which causes horizontal stripes in images due the so-called "trasversalium" spectrum.
All spectroscopes Hires-spectroelioscopes I built adopt the  autocollimating or Littrow
scheme with a double passage of the light beam: this creates spurious light and lowers the contrast, but it has the enormous advantage of being the most compact and lightweight for the simple fact that it uses only  one optics, both for the collimation and the observation of the spectrum, instead of the two classical optics.

One could also ask why  I do not use mirrors, for their totally achromatic nature: also in this case the answer is the same : such a project would not allow the level of compactness and portability of the scheme with refractive optics.

 

 

 

 

Spettroscopi Hires-spettroeliografi digitali autocostruiti

Self made Hi res spectroscopes -Digital spectrohelioscopes

 

 

Alcuni  Spettroscopi Hires-Spettroeliografi digitali autocostruiti da Fulvio Mete: si tratta di configurazioni autocollimanti o Littrow,che garantiscono la massima compattezza in rapporto alle prestazioni.Essi vengono continuamente aggiornati nelle ottiche e nei sistemi meccanici per mantenere le prestazioni stesse a livelli elevati.

Realizzare uno spettroelioscopio digitale è sicuramente molto meno complesso di uno spettroelioscopio tradizionale, ma richiede comunque una buona dose di manualità di capacità meccaniche e, principalmente, di esperienza nel campo.Chi  vuole provare le sue capacità è bene sappia che non contano solo la preparazione teorica e l’attidudine manuale, ma anche e principalmente una certa esperienza nella spettroscopia e le sue applicazioni pratiche.

Il layout e gli schemi sono, in linea di principio piuttosto semplici, ma i problemi di allineamento delle ottiche e degli spettri aumentano in modo più che proporzionale rispetto alla focale delle lenti o degli specchi usati nel progetto.

 

 Some Spectrosopes- Digital Hires spectroheliographs self made by Fulvio Mete: all them in an autocollimating or Littrow configuration, which assures maximum compactness in relation to the perfomances.They are continuously updated in optical and mechanical systems to maintain the same performance at high levels.
Making a digital spectroheliograph is certainly much less complex than a traditional spectrohelioscope, but still requires a good deal of manual ability and mechanical skills,and primarily experience in the field.Who wants to try his skills is good to know that not only count the theoretical preparation and manual attidude, but also and mainly some experience in spectroscopy and its practical applications.
The layout and scheme are in principle relatively simple, but the problems of alignment of the optics and of the spectra increase in more than proportionally with respect to the focal length of the lenses or mirrors used in the project.

 

 

 

 

 

Disegno in schema di VHIRSS

 Design of VHIRSS

 

 

Il  nuovo layout di POSS2

New layout of POSS2

 

 

 

 

  

Solarscan , uno spettroelioscopio digitale completamente automatizzato e pilotato da un software apposito, frutto della collaborazione con la ditta Avalon Instruments che segna l'evoluzione del progetto VHIRSS.

Solarscan, a Hires spectroscope-digital spectroheliograph fully automated and capable of remote control, born from the collaboration with the well known firm Avalon Instruments, that signs the evolution of VHIRSS project.

 

                  

Sintesi delle operazioni da effettuare in spettroelioscopia digitale

Syntesis of operations in digital spectroeliography

 

 

Passo ora alle operazioni necessarie per una buona acquisizione di un'immagine solare con uno spettroeliografo digitale, cui si è già accennato in precedenza, uno strumento relativamente semplice del tipo di quelli illustrati in precedenza, nel presupposto che sia collocato su di una montatura equatoriale motorizzata.

L’ora ed il periodo dell’anno

Innanzitutto, è appena il caso di dirlo, ha importanza la scelta delle ore in cui gli effetti negativi del seeing, che si ripercuotono sulle immagini, sono meno avvertiti.Le ore mattutine, se non vi sono esigenze di monitoraggio di un dato fenomeno in altre ore, sono a mio avviso preferibili.

Ha ovviamente grande importanza la stagione e l’altezza del sole sull’orizzonte; i migliori risultati si hanno, sulla base della mia esperienza, in tarda primavera ed all’inizio dell’autunno.

La localizzazione

La localizzazione dello strumento è anch’essa importante: per chi può sceglierla, molto meglio un giardino di un balcone od un terrazzino che diffondono il calore del sole nello spazio soprastante.

La messa a fuoco

La messa a fuoco è un'operazione poi abbastanza critica, anche se , una volta effettuata, per una data riga dello spettro, richiede piccoli aggiustamenti.Fondamentale è mettere a fuoco il cannocchiale (o lo specchio) che invia l'immagine solare sulla fenditura dello spettroscopio, operazione da fare per prima, sino a che il bordo dello spettro (che poi sarà il bordo del disco solare nell'immagine) sia quanto più inciso possibile, si  eseguono quindi piccoli aggiustamenti della messa a fuoco dello spettroscopio principale sino ad ottenere un'immagine della riga, Ha, Hb o altre simile a quella dell'immagine precedente, con piccoli frastagliamenti orizzontali, mentre il bordo dello spettro dovrà restare netto .Se la risoluzione data dalla chiusura della fenditura è adeguata,a quel punto si potranno notare  particolari dell'atmosfera solare all'interno della riga stessa.E' bene precisare che l'apertura della fenditura dovrà essere regolata in modo da non pregiudicare la risoluzione dello strumento, permettendo nel contempo l'acquisizione di un'immagine quanto più possibile priva da fenomeni di diffrazione , come le strie orizzontali cui si è accennato (trasversalium), classiche delle fenditure non professionali molto chiuse.L'immagine della riga sullo schermo del PC dovrà essere inoltre il meno scura possibile, ed il contorno sovraesposto, come nell’immagine della riga Ha che segue.I frastagliamenti orizzontali della riga sono in realtà le celle di supergranulazione cromosferiche e le relative colonne di plasma in moto ascendente e discendente.

 

I turn now to the operations necessary for a good acquisition of a solar image with a digital spectroheliograph, which has already been mentioned earlier, a relatively simple instrument of the type of those illustrated above, in the assumption that it is placed on a motorized equatorial mount .

The hour and the time of year

First, it is necessary to say, does it matter the choice of hours in which the negative effects of seeing, which affect the images, are less intense .Le morning hours, when there are no requirements for monitoring of a given phenomenon in other hours, are preferable in my opinion.
Obviously it has great importance the season and the height of the sun on the horizon; the best results you have, based on my experience, in late spring and early autumn.

localization

The instrument location is also important for those who may choose it, much better a garden then a balcony or a terrace, emitting the sun heat in the air.

The focusing

The focusing is an operation quite critical, although, once done for a given spectral line, requires only small improvements.Fundamental is to set the focus of the telescope (or mirror)  that sends the solar image on the slit of the spectroscope, operation to do first, until the edge of the spectrum (which will be the edge of the solar disk in the image) is as sharp as possible, then you perform small adjustments of the focus of the main spectroscope until obtaining an image of the spectral line, Ha, Hb or other similar to the previous image, will be a little horizontal jagged , while the edge of the spectrum will remain sharp .If the resolution given by the shutting  of the slit is adequate, at which point you will notice some features of solar atmosphere inside the line itself.It worth pointing out that the opening of the slit must be adjusted so as not to affect the resolution of the instrument, while allowing the acquisition of an image as much as possible free from the diffraction phenomena, such as horizontal stripes as alluded (trasversalium), classic of  not professional slits very closed.The image of the line on the screen of the PC must be also the less dark as possible, and with a overexposed contour, as showed in the following image of the  Ha line .The horizontal row of  are actually the supergranulation chromospheric cells and the relative plasma columns in ascending and descending motion.





 

                                                    La procedura

 The procedure

Se il programma di gestione della camera lo permette, si può fare un ROI (Region of interest) sulla riga prescelta per facilitare il compito di scaricamento dei frames del video sul PC.Ciò è particolarmente utile nel caso di videocamere con risoluzione elevata e PC non modernissimi , magari con poca RAM.

If the software of the camera allows it, you can perform a ROI (Region Of Interest) on the choosed line to make easier the download of the video on the PC.This is particularly useful with older PC with few RAM.

 

 

                                                  

 

 

 

 

 

A quel punto poi, usando i moti veloci della montatura, si porta il disco solare tangente al bordo superiore della fenditura:l'immagine dello spettro scomparirà dallo schermo del PC. Si lancia allora l’acquisizione di un filmato, ed immediatamente dopo si ferma il moto orario della montatura equatoriale, lasciando scorrere il disco solare sulla fenditura, da est verso ovest.Il filmato ottenuto, di durata di 160 sec circa , conterrà una scansione del disco solare in quella riga.

 

At that point, then, using the fast motions of the mount, We'll put the solar disc tangent to the top edge of the slit: the spectrum image will disappear from the PC screen, then we'll launch the acquisition of a movie, , and immediately after you stop the motion of the equatorial mount, by letting the solar disk , in motion from east to ovest for the rotation of earth,to slide along the slit.The video,of  160 sec of duration in average, will contain a scan of the solar disk on that line.

 

 

 

 

 

 

Scegliendo la colonna centrale,si ritiene che l'immagine ottenuta appartenga al centro riga, tuttavia talvolta ciò non si verifica ed il centro riga risulta spostato verso il blu a causa di piccoli disallineamenti nelle superfici ottiche, inevitabili quando si parla di strumenti assemblati in casa.Nel presupposto, comunque che sia nel centro riga, se ottengono altre, dei pixel a destra e a sinistra, in modo di comprendere tutto il core della riga, e di queste si fa lo poi stacking per avere un'immagine più completa e satura del disco solare nell'elemento corrispondente alla riga stessa.

La procedura permette quindi la emulazione totale di uno spettroeliografo di tipo convenzionale, consentendo di associare a ciascun pixel dell’immagine dello spettro lungo l’asse X e quindi ad una data lunghezza d’onda di dimensioni molto piccole (con VHIRSS ed una camera DMK con pixel da 4.65 micron,la dispersione è mediamente pari a circa 0,029 A nel violetto e 0.020 nel rosso profondo) la corrispondente immagine solare.Mentre il formato dell’asse Y dell’immagine è quello nativo della camera usata,quello lungo l’asse X è dato dalla velocità di acquisizione scelta in rapporto alla durata della scansione: se , ad es, il formato immagine nativo è  960 x 1280 , le immagini che si otterranno saranno 960 X (To x Fps) dove To è il tempo necessario per effettuare la scansione del disco solare in secondi e Fps è il numero dei frames per secondo di acquisizione.Ammettendo quindi che To= 160 sec e Fps= 7,5, il formato immagine dell’asse X sarà 160 X 7,5= 1200.Avremo quindi, nell'esempio fatto, delle immagini solari 960 X 1200 pixel.Quest'ultima considerazione ci porta a riflettere sull'importanza  della videocamera usata , il campo da essa coperto  la sua risoluzione ed il suo framerate.Tali caratteristiche sono fondamentali per la qualità delle immagini solari ottenute col sistema dianzi descritto e per il loro confronto.Le ultime versioni di Iris sono ora in grado di leggere i files della Lumenera e di altre camere di migliori prestazioni, tra le quali le DMK firewire e USB, che ho poi usato in sostituzione delle camerine precedenti.Ora, la migliore qualità ed efficienza di registrazione della  DMK 41 AS da 1280 x 1024,  recentemente affiancata da una DMK 51 1600 x 1200,  mi ha permesso un miglioramento notevole della qualità e, e con VHIRSS,  la scansione dell'intero disco solare.

E' bene precisare, infine, che la qualità complessiva delle immagini ottenute dipende in misura notevole, oltre che dalla risoluzione della camera, anche dalla qualità dell'ottica che ha il compito di inviare l'immagine del disco solare sulla fenditura, oltre che , ovviamente, dall'ottica dello spettroscopio.Le immagini ottenute con VHIRSS sono derivate dall'uso di un rifrattorino Skywatcher 70/500 del costo di 50-60 €, ciò più per contenere il peso dello strumento che il costo dello stesso, sostituito poi da un cannocchiale da 62 mm di surplus dalle eccellenti prestazioni.Risultati senz'altro migliori, dal punto di vista dell'estetica delle immagini, si avrebbero con l'uso di un rifrattore APO (per Solarscan è stato usato un Takahashi FS 60), che tuttavia farebbe crescere di molto sia il costo che il peso dello strumento.

Un discorso a parte, ma di primaria importanza è la chiusura della fenditura, che , come si sa, influenza in modo decisivo la risoluzione dello spettro e quindi la qualità dell’immagine solare ottenuta.Se si chiude al minimo possibile la fenditura si ottengono immagini molto incise e particolari minuti, ma appaiono anche righe trasversali di notevole entità, molto difficili da eliminare via software.L’immagine H alpha che segue è la più evidente dimostrazione di tale situazione.Si tratta quindi di chiudere la fenditura al minimo compatibile con la qualità dello spettro, ovvero con la minimizzazione delle righe orizzontali, dovute alle imperfezioni della fenditura ed alla diffrazione.E’ una soluzione di compromesso, che tuttavia è indispensabile con fenditure commerciali a basso costo.Una soluzione più sofisticata, ma di difficile realizzazione, è quella della costruzione di fenditure capaci di chiudersi a 15-10 micron limitando al minimo il transversalium; ciò tuttavia implica che i bordi delle fenditure stesse siano lavorati almeno ad ½ della lunghezza d’onda della luce, cosa piuttosto difficile a fare in casa, egualmente difficile anche in un’officina non  adeguatamente attrezzata.Del resto le fenditure fisse da 3 mm di lunghezza lavorate al laser non sono adatte in quanto di dimensioni inferiori al disco solare che si vuole riprendere e non regolabili.

 

Choosing the column in the middle, it is believed that the image obtained belongs to the center line, but sometimes this does not happen and the center line is shifted towards the blue due to small misalignments in the optical surfaces, which are inevitable whith home made instruments : in assumption, however, that it is in the center line, we can also get some other images from the pixels on the left and on the right, in order to consider the whole of the line core, that can be stacked in order to have a more complete picture of the solar disc in the element corresponding to the line itself.
The procedure then allows the total emulation of a spectroheliograph of conventional type, allowing to associate to each  pixel of the spectrum image along the X axis, and then to a given wavelength of very small dimensions (with VHIRSS and a DMK camera with pixels of 4.65 microns, the average dispersion is about 0.029 A/pixel in violet, and 0.020 in deep red) the corresponding solar image.While the number of pixels along the axis Y of the image format is the native of the room used, the one along the axis x is given by the choosen acquisition speed  in relation to the scan duration. If, for example, the native image size is 960 x 1280, the images you get will be 960 x (to x fps) where to is the time in seconds required to perform scan of the solar disk and fps is the number of frames per second of the video,so , if to = 160 sec and fps = 7.5, the format will be X-axis image 160 X 7.5 = 1200 pixels: then, we'll get solar images of 960 X 1200 pixel.This latter consideration leads us to reflect on the importance of the used camera, the field covered by it , its resolution and its framerate.Such features are critical to the quality of the obtained solar images with the system described just now . The latest versions of Iris are now able to read the files of Lumenera and other cameras of improved performance, including the DMK FireWire, which I then used to replace the webcam previously used.Now, the best quality and recording efficiency of DMK 41 AS 1280 x 1024, recently joined by a DMK 51 1600 x 1200, allowed me a great improvement in quality and, with VHIRSS,to get scan the entire solar disk.
It 'should be pointed out, finally, that the overall quality of the images obtained is highly dependent on, in addition to the resolution of the camera, also from the optical quality of the telescope which has the task of sending the image of the solar disk on the slit, as well as, of course, the optics of the spectroscope.The images obtained by VHIRSS are derived from the use of a  Skywatcher 70/500 refractor  of the cost of 50-60 €, what more to contain the weight of the instrument that the cost of the same, was replaced by a surplus 62mm refractor  with excellent  perfomances.Best results, from the point of view of aesthetics of the images, it would have with the use of an APO  refractor (for Solarscan I use a Takahashi FS 60) , that however would increase both the cost and the weight of the instrument.
A separate, but of primary importance point is the closing of the slit, which, as you know, influence decisively the spectral resolution and therefore the quality of the solar image from the point of vue of the visible features. Closing to the minimum possible the slit  there are obtained very sharp images and minute details, but also appear transverse lines of considerable extent, very difficult to clear away by software.The following H alpha image  is the clearest demonstration of this situation.We must therefore close the slit to the minimum compatible with the quality of the spectrum, and with the minimization of horizontal lines, due to the imperfections of the slit and the diffraction.It is a compromise solution, which however is indispensable with low cost commercial slits .A more sophisticated solution, but difficult to realize, it is that of the construction of slits capable of closing to 15-10 microns limiting to the minimum the transversalium; However, this implies that the edges of the slits themselves are worked to at least ½ of the wavelength of light, which is rather difficult to do at home, equally difficult even in  a good workshop.

 

 

 

 

 

 

Immagine del disco solare in H alpha con la fenditura molto chiusa (ca 1/15 di mm): le righe orizzontali sono evidenti e difficili da eliminare.

An image of the solar disk in H alpha with the slit much closed: the horizontal lines are evident and difficult to eliminate.

 

 

Questa considerazione riporta il discorso sull’importanza della qualità della fenditura ed il ruolo che essa riveste nell’output di uno spettroscopio, specie nei casi, come quello in esame, in cui l’output stesso viene tradotto in immagini.Una fenditura, tuttavia, capace di chiudersi perfettamente ad 1/50 di mm e con le lame perfettamente lavorate è molto difficile da realizzare, e quindi costa cifre sicuramente superiori allo strumento stesso, che può essere anche di migliaia di euro.Le soluzioni possibili per l’autocostruttore sono quindi due:

-Acquistare un certo numero di fenditure commerciali a basso costo (ca 20 € l’una da Surplushed) e scegliere la migliore

-Smontare una di queste e lavorarne le lame nel miglior modo possibile, verificando ad un microscopio con almeno 600X il miglioramento qualitativo.Come strumenti potrebbero usarsi la carta abrasiva finissima bagnata con acqua; la pasta abrasiva per carrozzieri; l’ossido di cerio.

Oltre a ciò l'uso come telescopio di strumenti più costosi e perfomanti ed un' attenta elaborazione può cambiare radicalmente la qualità delle immagini ottenute, al punto di renderle qualitativamente somiglianti a quelle ottenibili con filtri a banda stretta, di gran lunga più costosi specie se relativi lunghezze d'onda più esotiche dell'H alfa.L'immagine sotto riportata è quella ottenuta da VHIRSS dopo la modifica di sostituzione del rifrattore Skywatcher 70/500 con un eccellente doppietto semi apo di provenienza militare da 62 mm di D e 480 mm di F.E' facile immaginare la qualità ottenibile con un buon Apo da 100-120 mm.La camera usata è stata la DMK 41 AS.

Ovviamente anche la videocamera gioca un ruolo di primo piano nell’ottenimento di immagini solari di qualità dell’intero disco; meglio quindi usare sensori a basso rumore, come i Sony, di formato dal ½ pollice in su e della massima risoluzione possibile.Il frame rate alto non è a mio avviso assolutamente indispensabile, data la grande quantità di luce; un’immagine solare già quasi correttamente proporzionata in X e Y si ottiene con soli 7,5 frames/sec con una DMK 41 AS.Un alto frame rate consentirebbe un miglioramento della risoluzione sul solo asse X,ma con l’esigenza di dover riscalare l’immagine, tuttavia+ dalle prove fatte il miglioramento in risoluzione non si traduce in un miglioramento consistente dell’immagine che compensi il peso dei files.

L’ideale, ma sarebbe una scelta piuttosto costosa, sarebbe di poter disporre di una video camera raffreddata per ridurre ulteriormente il rumore termico, che diviene elevato, specie in estate.

Dalla mia esperienza posso quindi ricavare in definitiva, che i parametri  che rivestono un ruolo cruciale nella qualità delle immagini ottenibili in spettroeliografia digitale,sono, nell’ordine, i seguenti:

1- Qualità della fenditura dello spettroscopio

2- Qualità delle ottiche dello spettroscopio e del telescopio

3- Efficienza e sensibilità della videocamera

Non mi stancherò mai di ribadire l'importanza cruciale della lavorazione della fenditura negli spettroeliografi, specie quelli di   dimensioni contenute nei quali la focale corta ed il rapporto F/D dell'ottica del telescopio (F5-7) costringe a chiusure della fenditura molto strette per ottenere immagini correttamente esposte.La figura che segue fa capire abbastanza bene questo problema:nella prima immagine a sinistra è mostrato l'aspetto di uno spettro centrato sulla riga H alpha, ottenuto con una fenditura professionale fissa con lame in acciaio specchiato (costo tra 500 e 1000 € circa); si osserva l'omogeneità della resa su tutto il campo, ma alcune righe trasversali dovute a piccole imperfezioni dei bordi; l'immagine centrale è invece quella di una fenditura regolabile di Surplushed (rivenditore americano di oggetti di surplus)del costo di 20 € scelta, come migliore, tra una decina di fenditure simili :le righe trasversali sono molto tenui, ma in compenso si osservano delle bande di diversa intensità luminosa.L'ultima immagine a destra è invece quella di una fenditura di Surplushed le cui lame sono state smontate e rilavorate ai bordi con carta abrasiva bagnata finissima e pasta abrasiva per carrozzieri: appare sicuramente la migliore delle tre, sia quanto ad omogeneità dell'output che a bassa intensità del trasversa    lium.Ovviamente tutte le righe che si notano nell'immagine spettrale apparirebbero nell'immagine spettroeliografica del disco solare, come si ossservava in precedenza.

 

This consideration shows the importance of the quality of the slit and the role it plays in the output of a spectroscope, especially in cases such as the present one, in which the output is translated into images.A slit, however, able to close perfectly up to 1/50 mm and with perfectly machined blades is very difficult to achieve, and its cost can be definitely superior to the instrument itself.The possible solutions for self construction are therefore two:
- Buy a number of commercial  cheap slit (about 20 € each from Surplushed) and choose the best
- Disassemble and work one of these blades in the best way possible, by checking at a microscope with at least 600X quality improvements .As tools could be used the fine abrasive paper wet with water; the abrasive paste for car body style; the cerium oxide.
In addition the use of more expensive
and perfomant  instruments as telescope and and a careful processing can radically change the quality of the images obtained, to the point of making them qualitatively similar to those obtained with narrow band filters, far more expensive especially if centered in more exotic wavelengths than H alpha.The image below was obtained by VHIRSS after replacing  the  Skywatcher refractor 70/500 with an excellent semi apo doublet D 62 mm Fl 480 mm of  military surplus .The camera used was a DMK 41 AS.
Obviously the camera plays a major role in obtaining
quality solar images of the entire disc ; better to use low-noise sensors, such as Sony, and possibile with the size from ½ inch up .A full resolution high frame rate  is not in my view absolutely essential, given the large amount of incoming  light; solar image are  already almost correctly proportioned in X and Y with only 7.5 frames / sec with a DMK 41 AS.A higher frame rate would allow an improvement of the resolution on only the  X axis, but with the need of having to rescale the image to get a well proportionate one. However + from experiments made the improvement in resolution does not result in a substantial improvement of the image that compensates for the weight of the files and the consequent need of a powerful computer.
The ideal, but it would be a choice rather expensive, it would be to be able to have a  cooled
video camera to further reduce the thermal noise, which becomes high, especially in summer.
From my experience I can then derive ultimately that the parameters that play a crucial role in the quality of images obtained in digital spectroheliography, are, in order, the following:
1- Quality of the slit of the spectroscope
2- Quality of optics of telescope and spectroscope
3- Efficiency and  sensitivity of the
camera.
I never tire to reiterate the crucial importance of the slit in spectroheliographs, especially those of small size in which the short focal length and the ratio F / D of the telescope optics (F5-7) forces to very narrow slit
closures to obtain images properly exposed.The following figure makes it clear this problem: in the first image to the left is shown quite well the appearance of a spectrum centered on the H alpha line, obtained with a professional fixed slit with stainless steel mirrored blades  (cost between 500 and 1000 € approximately); It is observed on the homogeneity of the output on the whole field, but also some transverse lines due to small imperfections of the edges of the blades; the central image is that instead of an adjustable slit from Surplushed (American retailer of surplus objects) of the cost of 20 €, choosen as the best among a dozen similar slits: the transverse rows are very soft, but on the other hand are observed some bands of different brightness.The last image on the right  is instead that of a slit from Surplushed whose blades have been disassembled and reworked at the edges with fine wet abrasive paper and abrasive paste for car body : definitely appears the best of the three, both as for the output homogeneity that for low intensity of the transversalium.Obviously all the  horizontal rows that are noticed in the  spectral image  appear in the spectroheliographic image of the solar disk, as observed previously.

Il software

Come software di elaborazione, IRIS di C. Buil ha una routine  (Scan2pic) che permette di affiancare tra loro le colonne dei singoli pixel dei frames del filmato, ottenendo l'immagine finale, mentre anche il più recente BASS di John Paraskeva, presenta un algoritmo di costruzione di immagine analogo (spectroheliography and image reconstruction).In IRIS la procedura è semplice: si converte il filmato nei suoi frames (files Fits), si sceglie uno di tali files, generamente quello centrale (se si hanno 1200 frames si sceglie il 600) e, in questi, la colonna relativa alla riga di interesse (in genere quella del centro riga) quindi si lancia il comando da console Scan2pic (nome) (Xn) (numero) dove nome è il nome dato alla serie di fits (ad es.  spectrum) xn sono le coordinate della colonna centrata sulla riga (es. 532) e numero è il numero complessivo dei frame fits (es. 1200) .

Una volta assicurata la sussistenza di detti parametri,e seguendo i suggerimenti forniti, potranno senza grossi problemi ottenersi immagini simili o superiori a quelle che seguono.

As processing software, IRIS by C. Buil has a routine (Scan2pic) that allows to complement each other the columns of individual pixels of the frames of the movie, obtaining the final image, while even the most recent BASS by John Paraskeva,  presents a similar image construction algorithm  (spectroheliography and image reconstruction) .In IRIS the procedure is simple: it converts the movie in its frames (Fits files), you 'll choose one of these files, possibly the central one (if you have 1200 frames you'll choose n. 600) and, in this, the column of interest in the line (typically that of the center) then launch the command from console Scan2pic  (name) (Xn) (number) where name is the name given to the series of fits (eg. spectrum) xn are the coordinates of the column centered on the line (eg. 532) and the number is the total number of fits frame (eg. 1200).
Once secured the existence of said parameters, and following the suggestions provided, can be obtained without major problems similar images or superior to those that follow.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 Sopra: immagini in luce Halpha a 6562.8 A con VHIRSS

Up: H Alpha light  6562.8 A solar images by VHIRSS

 

 

 

 

 

 

 

 

Una comparazione tra immagini  in luce H alpha a 6562.8 A e Ha beta a 4861.3 A

A comparison between H alpha at 6562.8 A and H beta at 4861.3 A

 

 

 

 

Immagine del sole in luce CaII K3 (centro riga CaII k di 0.15 A di bandpass) del 28 luglio 2012

Sun image in CaII K3 light at 3933.68 A (very center of the line  of 0.15 A bandpass)

 

        

 

 

 

 

 

 





 

Nelle immagini precedenti una ripresa in luce CaII K3 (centro riga CaII K) a 3933.68 A effettuata il 4 novembre 2013 con VHIRSS, approfittando di una giornata di ottimo seeing: all'interno della riga, con una focheggiatura accurata si notavano molto bene le plages dell'AR 1718  in emissione (1^ foto); la dispersione , veramente eccezionale per lo strumento nel  vicino UV  ,  è stata di soli 0.017 A/pixel con R = 54000 a 3925 A (2^ foto), mentre l'immagine risultante appare nella 3^ foto.Inutile dire che la visibilità dei particolari sul disco è nettamente superiore a quella dei filtri commerciali CaIIK, che in genere hanno una banda passante di 2 A,mentre quella della foto  è di 1/60 di A! si notano infatti i filamenti sul disco, normalmente non visibili in luce CA II K.    

Up an image in light CaII K3 (center CaII K line) to 3933.68 A made on  November 4 2013  with VHIRSS, taking advantage of a good seeing day: within the line, with an accurate focusing is well noticed the plages of AR 1718  (1 ^ photos); dispersion, truly exceptional for the instrument in the near UV, was only 0.017 A / pixel with R = 54000 at 3925 A (2nd photo), while the resulting spectroheliographic image appears in the 3rd photo : the visibility of details on disk is much higher than that of CaII K commercial filters, which typically have a bandwidth of 2 A, while the photo is 1/60 of A! we can in fact note the filaments on the disk, not normally visible in light CA II K.                                                                                                         

 

 Nell’immagine seguente è invece visualizzata la successione di 7 frames da 0.029 A ciascuna di bandpass dall’ala violetta della riga CaII K distanziati tra loro di 0.174 A,che vanno quindi da 3932.61 A a 3933.68 A, nei quali è compresa l’immagine del punto di stazionarietà  K1v a 3933.32 A.Considerato che il coefficiente di assorbimento di una riga rispetto al continuo è funzione dell’altezza rispetto alla base della fotosfera e varia in modo continuo con la lunghezza d’onda,la variazione del coefficiente di assorbimento della riga dall’ala verso il centro  permette di effettuare una sorta di tomografia dell’altezza della zona di cromosfera osservata sino a giungere a circa 2000 Km dalla  fotosfera nel centro riga K3.Ciascun frame corrisponderebbe quindi ad una zona della cromosfera .Drammatico il cambiamento dell’aspetto della cromosfera stessa nell’ambito di un solo Angstrom, in primis per quanto concerne  la variazione della sensibilità della riga ai campi magnetici delle regioni attive, con il passaggio da assorbimento in emissione, e poi per la visibilità dei filamenti e delle proturberanze.

 

In the following picture is displayed the succession of 7 frames  each of 0.029A bandpass from the  violet wing of the line CaII K to the center, spaced  of 0.174 A, which should thus the wavelenght from 3932.61 3933.68 A to A, in which is included the image of the stationary point K1V to 3933.32 A.Considering that the absorption coefficient of a line with respect to the continuum  is  function of the height with respect to the base of the photosphere and varies continuously with the wavelength, the variation of the absorption coefficient of the wing part of the  line towards the center makes it possible to perform a kind of  tomography of the height of chromosphere area observed until reaching to about 2000 Km from the photosphere in the center line K3.Each frame then  corresponds to a zone of chromosphere .Dramatic the  change of the aspect of chromosphere itself as viewed from   the line  within a single Angstrom, primarily with regard to the variation of the line sensitivity to magnetic fields of active regions, with the transition from absorption to emission, and then to the visibility of the filaments and prominences on the disk.

 

 

 

 

 

 

Nell’immagine che segue un raffronto tra un’immagine solare in luce CaII H a 3968 .49 A ottenuta dalla media di frames per 1.44 e 0.2 A di banda passante centrata sul centro riga: la differenza è visibile.

In the following image a comparison between two solar image in the CaII H line at 3968.49 A with different bandpass: one, larger, of 1.44 A and another, smaller,of 0.2 A: the difference is visible.

 

 

                                                                                                                                

 

                                                                

 

   

 

                                    Il diverso aspetto della cromosfera in luce Na1 e H alpha: una tomografia della cromosfera solare

                                 The different aspect of chromosphere in Na1 and Halpha light;a tomography of solar chromosphere

 

 

 

 

 

 

 

Nell’immagine seguente un’altra interessante comparazione tra le varie transizioni dell’Idrogeno, le tre righe principali della serie di Balmer in Cromosfera; la H alfa a 6563 A, H beta a 4861 A  e H gamma a 4341 A.

In the following image an interesting comparison among the three main line of Hydrogen Balmer serie in Chromosphere: H alpha at 6563 A, H Beta at 4861 A, H gamma at 4341 A:

 

 

Si può facilmente osservare come il passaggio verso transizioni relative a lunghezze d’onda minori si traducano nella visibilità delle plages e delle regioni attive in generale da emissione ad assorbimento (esse diventano più scure), mentre i filamenti diventano meno visibili.

You can easily observe as the transitions toward shorter wavelenght mean the passage of disk features as plages from emission to absorbtion (they become darker), while the filaments become less visible.

 

 

Un’ altra interessante osservazione è stata quella del 14 agosto 2016, nella quale è stato fatto il raffronto tra l’apparenza, a livello cromosferico, del disco solare in luce sodio Na 1 e 2 e in H alpha.

Another interesting observation, in which has been done a comparison between the two Na 1 and 2 lines at 5890 and 5896 A and Halpha at 6563.

 

 

 

            

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                    

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

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