Beobachtung mit Sol’Ex (SolEx)

Teil 1: Die Wahl des Aufnahmeinstruments

Aufgrund des Prinzips und der Aufnahmemethode (Modus "Spektroheliograph") sollte die Brennweite vorzugsweise zwischen 200 und 1200 mm liegen. Unterhalb einer Brennweite von 200 mm verhindert die Kleinheit des Bildes der Scheibe im Brennpunkt, dass man eine gut nutzbare Ansicht erhält. Bei einer Brennweite von mehr als 1200 mm ist das Bild sehr detailliert, aber die Belichtungszeit muss verlängert werden, was zu einem erhöhten Rauschen führt. Die Menge der erfassten Daten steigt ebenfalls sehr schnell an, da ein einzelner Scan 2 GB oder mehr (SER-Dateigröße) erreichen kann, was im Laufe der Zeit leicht unüberschaubar wird .

Die Brennweite des Aufnahmeinstruments sollte 420 bis 450 mm nicht überschreiten, um das Gesamtbild der Sonnenscheibe in einem einzigen Abtastdurchgang (einem "Scan", siehe Abschnitt "Theorie") zu erfassen. Darüber können Sie zwar durchaus Bilder machen, aber Sie bekommen nur einen Bruchteil der Scheibe zu sehen, was an sich kein Nachteil ist, aber Sie müssen die Ergebnisse mehrerer "Scans" zu einem einzigen Bild zusammenfügen, wenn Sie eine Gesamtansicht wünschen, was etwas mehr Arbeit erfordert. 

Spiegeloptiken, wie z. B. Teleskope, können in der Regel nicht mit Sol'Ex verwendet werden, sondern nur astronomische Fernrohre und Fotoobjektive (Teleobjektive). Das ideale Öffnungsverhältnis (Verhältnis von Brennweite zu Durchmesser) für Sol'Ex liegt zwischen 6 und 10.

Die folgenden Ansichten zeigen eine Reihe von Kombinationen, die sich perfekt für Sol'Ex eignen:

Mit einem fotografischen Teleobjektiv mit nur 200 mm Brennweite.

Mit einem kleinen EVOGUIDE SkyWatcher-Refraktor D=50 mm, F=232 mm, der eher als Sucherfernrohr genutzt wird.

Mit einem TS-Refraktor mit einem Durchmesser von 65 mm und einer Brennweite von 420 mm.

Mit einem Takahashi FSQ85ED Astrographen mit 450 mm Brennweite

Die beiden folgenden, mit Sol'Ex aufgenommenen Bilder zeigen das Aussehen der Sonnenscheibe in der H-Alpha-Linie für die beiden extremen Konfigurationen in dieser Aufzählung:  

Die Aufnahme wurde mit einem Canon Teleobjektiv mit 200 mm Brennweite und einer Blende von f/5,6 gemacht. Trotz der Bescheidenheit des Instruments enthüllt dieses Dokument zahlreiche Details in der Sonnenatmosphäre (auf der Sonnenoberfläche gab es zur gleichen Zeit keine sichtbaren Aktivitäten im Weißlicht). Diese leichte und preisgünstige Konfiguration ist ideal für den Einstieg und den dauerhaften Spaß am Fotografieren.

Das Bild wurde mit einem FS128-Refraktor mit 1040 mm Brennweite aufgenommen. Der Aufbau ist wesentlich schwerer, enthüllt aber feine Details, wenn der Grad der atmophärischen Turbulenzen es zulässt. 

Gleichzeitige Beobachtung der Sonne mit zwei Sol'Ex, eines im Vordergrund von Valérie Desnoux an einem 120-mm-Refraktor von AstroPhysics, das andere im Hintergrund vom Autor an einem 128-mm-TakahashiRefraktor.

Es gibt jedoch eine Ausnahme für die Verwendung von Teleskopen, wenn es sich um kleine Teleskope handelt. Das folgende Beispiel zeigt die Verwendung von Sol'Ex in Verbindung mit einem Maksutov-"Bildungs"-Teleskop der Marke Acuter mit einem Durchmesser von 60 mm und einer Brennweite von 750 mm. Für eine sichere Verwendung (schmelzen Sie die Plastikteile dieses kleinen Teleskops nicht) ist es erforderlich, einen Dämpfungsfilter an der Vorderseite des Tubus anzubringen - siehe die Diskussion über Neutraldichtefilter weiter unten. Diese Konfiguration erweist sich in mehrfacher Hinsicht als bemerkenswert: (1) der Kaufpreis für diese Art von optischem Tubus ist sehr niedrig (100 Euro), (2) die Qualität ist wirklich gut, da das Öffnungsverhältnis ziemlich groß ist (f/12,5) und die Ausführung sehr korrekt ist, (3) das gesamte Set (Teleskop und Sol'Ex mit Kamera) wiegt nicht mehr als 1 kg, (4) Es handelt sich keineswegs um eine Spielerei oder ein Spielzeug, sondern um eine "Vollplastik"-Lösung, die mit Sol'Ex sehr kohärent ist und durch die erzielte Leistung besticht, während es für die Beobachtung der Sonne bei Ihnen zu Hause, in einer Schule usw. kaum etwas Billigeres gibt.

Unten das Bild der Sonne, das am 26. November 2021 in der H-alpha-Linie mit einem optischen Tubus für 100 Euro (MaksyGO Acuter) aufgenommen wurde. Ein Neutraldichtefilter (ND4) an der Vorderseite des Tubus ist obligatorisch und vervollständigt das Set (siehe Teil 5). 

Aufgrund der relativ langen Brennweite (750 mm) ist es nicht möglich, die gesamte Scheibe mit Sol Ex in einem einzigen Scan abzubilden. Die obigen Bilder, die diesem einzelnen Scan entsprechen, wurden mit dem ACUTER-Teleskop am 3. Dezember 2021 aufgenommen, oben in der roten Wasserstofflinie, unten in der K-Linie von Ca II. Es ist natürlich immer möglich, ein Mosaik der nördlichen und südlichen Halbkugel zu erstellen, um eine komplette Scheibe zu konstruieren.

Die Qualität des Fokussierungssystems ist entscheidend, um scharfe Bilder der Sonne zu erhalten. Es muss spielfrei, übersetzt und reproduzierbar sein (z. B. ein gutes Crayford). Manchmal ist es notwendig, den Eintrittsschlitz des Sol-Ex auf +/-0,010 mm genau zu positionieren, wenn nicht sogar besser. Das Hinzufügen eines Messgeräts erweist sich als nützlich, z. B. ein mikrometrischer Taster eines Mechanikers. Dieses Element wird am Fernrohrkörper befestigt und die Messung erfolgt über einen Taster in Bezug auf den beweglichen Teil, der Sol'Ex trägt. Es gibt viele preiswerte Modelle, mechanische oder digitale (Christian mag die mechanischen mit Zeiger, da sie in jeder Position besser ablesbar sind).

Das Fokussieren mit einer Fotooptik erfordert Fingerspitzengefühl. Zwar ist die Mechanik in der Regel sehr gut (spielfreies Spiralsystem bei guter Ausrüstung), aber man braucht eine gute Hand, um erfolgreich zu sein, und idealerweise einen direkten Blick auf den Aufnahmebildschirm, um das Ergebnis in Echtzeit beurteilen zu können (siehe ein Video weiter unten zu diesem Thema).

Um zu beurteilen, ob das Bild der Sonne zum Zeitpunkt der Erfassung der "Scans" richtig auf den Schlitz des Sol-Ex fokussiert ist, stehen Ihnen mindestens drei Kriterien zur Verfügung:

1. die scharfen Kanten an der Spitze der auf den Spalt projizierten Blattspreite. Dies ist ein "Strandkanten"-Test (hell) in der Fachsprache der Optik.
2. eine gezackte H-alpha-Linienstruktur, die sich schnell verändert, wenn Sie die Scheibe über den Spalt laufen lassen. Diese Struktur spiegelt die Schwankungen der Gasgeschwindigkeit in der Chromosphäre wider, die Sol Ex sehr gut erkennen kann (Doppler-Fizeau-Effekt). Je ziselierter die Kanten des Streifens sind, desto besser ist die Schärfe, denn das ist ein Zeichen dafür, dass Sie feine Details sehen.
3. Wenn ein Fleck auf der Scheibe vorhanden ist und Sie ihn auf den Spalt zentriert haben, ist die schwarze Linie, die er entlang der gesamten Streuachse bildet, umso kontrastreicher, je besser das Bild fokussiert ist.

Dieses Verfahren wird in einem Video konkret erläutert, das Sie sich durch Anklicken des folgenden Bildes ansehen können:

Beachten Sie, dass die Aufnahme immer so erfolgt, dass die Kamera so ausgerichtet ist, dass die Ablenkachse des Gitters vertikal und die Spektrallinien somit horizontal verlaufen. Diese Anordnung optimiert die Auslesefrequenz der CMOS-Sensoren erheblich.

Es stellt sich die Frage, wie Sol Ex in Bezug auf das Fernrohr ausgerichtet werden soll, um entweder einen Scan in Rektaszension oder in Deklination durchzuführen. Es gibt verschiedene Schulen, aber meine ist es, zweifelsfrei in Rektaszension zu "scannen". Das ist natürlicher (und das ist es, was Sie tun, wenn Sie einen Scan durchführen, indem Sie den Antriebsmotor des Teleskops ausschalten). Häufig ist die mechanische Qualität der Montierung und des Antriebs bei Rektaszension in Bezug auf die Deklinationsachse besser. Wenn Sie nur Bruchteile der Sonnenscheibe in einem Durchgang einfangen, weil die Brennweite des Teleskops lang ist, ist es außerdem astrophysikalisch sinnvoll, entlang einer Achse nahe der Äquatorebene der Sonnenscheibe zu arbeiten, da der Äquatorialgürtel oft am detailreichsten ist. 

Ansicht der Chromosphäre von der Seite, wenn der Spalt den Sonnenrand tangiert. Wenn Sie Ihre Scans in Rektaszension durchführen - was empfohlen wird -, befindet sich der so beobachtete Sonnenpunkt ziemlich nahe am Sonnenäquator.

Teil 2: Die Kamera

Neben dem Fernrohr (oder Teleobjektiv) betrifft die wichtigste finanzielle Investition zur Nutzung von Sol'Ex den Kauf der Aufnahmekamera, falls Sie nicht bereits über eine solche verfügen.DaThema Kamera in Teil 4 des Abschnitts "Aufbau" angesprochen.

Eine CMOS-Kamera mit kleinen Pixeln ist in der Regel vorzuziehen, wie die ASI178MM (Pixelgröße 2,4 Mikron, ideal) oder die ASI290MM / Mini (Pixelgröße 2,9 Mikron). Wenn Sie eine ZWO ASI174MM (oder eine entsprechende Kamera von QHY) besitzen, machen Sie sich keine Sorgen, Sie können sie verwenden; Sie werden trotz einer Pixelgröße von 5,86 Mikrometern schöne Bilder der Sonne erhalten, ohne einen Cent auszugeben, und wenn man bedenkt, dass Modelle mit kleinen Pixeln oft mit 2x2-Binning (Software) verwendet werden.

Farbkameras hingegen sind nicht empfehlen, es sei denn zu pädagogischen Zwecken (das Spektrum in Farbe zu zeigen, macht immer einen guten Eindruck!). 

Sie brauchen eine Software, um die Kamera auszulesen. Sie finden kostenlose Programme wie SharpCap oder FireCapture, die SER-Dateien mit hoher Geschwindigkeit erzeugen können (die Datei ist eine Folge von Einzelbildern). Sie müssen der Anwendung mitteilen, dass sie die Daten mit 16 Bit (nicht 8 Bit) erfassen soll. Machen Sie sich mit der Software vertraut, wenn Sie die ersten Solardaten erfassen.

Damit die Kamera mit hohen Bildraten arbeiten kann - oft sind mehr als 100 Bilder pro Sekunde erforderlich -, benötigen Sie einen Computer mit einer USB3-Schnittstelle. Das ist nicht nur obligatorisch, sondern heute auch Standard! Außerdem sollte die Verbindung zwischen Kamera und Computer kurz und direkt sein und nicht über einen HUB laufen, der in der Regel nicht die erforderliche Wiedergabefrequenz gewährleistet. Ein weiterer wichtiger Punkt ist die Fensterung des Bildes auf den Nutzbereich, der die Linie umrahmt, die für das Sonnenbild verwendet wird (englisch: "cropping"). Es ist wichtig, dass die Kamera so ausgerichtet ist, dass die Spektrallinien in den Bildern horizontal verlaufen, damit sie mit der maximalen Geschwindigkeit des Sensors gelesen werden können, wobei die interne Architektur des Sensors zu berücksichtigen ist. In diesem Fall ist der Cropping-Bereich viel breiter als hoch. Die Breite umfasst in der Regel die gesamte Breite des Spaltbildes. Bei einer ASI178MM-Kamera beispielsweise ist das Fenster 3088 Pixel in X-Richtung und 140 Pixel in Y-Richtung groß, was einem "Cropping" von 3088x140 entspricht.

Im Normalbetrieb, während der Sonnenabtastung, sollte die Verstärkung der Kamera 200 nicht überschreiten (im ZWO-Referenzsystem, abends 20 dB). Darüber wird das Rauschen deutlich sichtbar. Ein Gain von 100 ist perfekt, ein niedrigerer Gain noch besser. Die Verstärkung wird mit der Belichtungszeit angepasst - siehe nächster Abschnitt.

Teil 3: Die Montierung

Bekanntlich besteht das Prinzip der Beobachtung darin, das Bild der Sonne vor dem Spalt vorbeiziehen zu lassen und gleichzeitig regelmäßige Aufnahmen mit hoher Frequenz zu machen, um die Sonnenscheibe zeitlich korrekt und mit guter Regelmäßigkeit abzutasten. Die so aufgenommenen Bilder werden in einer einzigen SER-Datei gespeichert.

Eine äquatoriale Montierung ist für diesen Vorgang unerlässlich, um die Orthogonalität zwischen der Abrollrichtung und der Längsachse des Schlitzes zu gewährleisten. Mit anderen Worten: Das Bild der Scheibe mittels Fernrohr oder Teleskop muss sich im rechten Winkel zur langen Richtung des Sol-Ex-Schlitzes bewegen. Es wird dringend empfohlen, diese Rechtwinkligkeit einzuhalten, ohne einen Fehler von 1 Grad zu überschreiten. Wenn der Winkelfehler 2° beträgt, werden Sie zwar Bilder von der Sonne machen und diese verarbeiten können, aber einige Fehler in den Bildern können dann für bestimmte Anwendungen störend werden. Das bedeutet, dass Sie Sol Ex in Bezug auf das Fernrohr und dessen Befestigung an der Montierung richtig ausrichten müssen (siehe die folgenden Videos). Machen Sie sich Markierungen, wenn Sie Sol Ex am Aufnahmeinstrument anbringen und wieder abbauen.

Der Scan sollte entlang der Rektaszensionsachse (also nicht der Deklination) durchzuführen, (1) aus Gründen der astrophysikalischen Auswertungen (Dopplermessungen, siehe weiter unten), (2) weil der Bildlauf bei Rektaszensionen oft gleichmäßiger ist, (3) weil es logischer und natürlicher ist.

Die Geschwindigkeit, mit der das Bild von der Scheibe über den Schlitz läuft, hat einen erheblichen Einfluss auf die Qualität der erhaltenen Bilder und den Bedienungskomfort. Ein "natürlicher" Bildlauf mit siderischer Geschwindigkeit (15°/Stunde) entspricht einem Stillstand des Antriebsmotors bei gerader Aufwärtsbewegung. Dies ist durchaus möglich, aber das Scannen der gesamten Sonnenscheibe von Ost nach West (oder umgekehrt) dauert länger als 2 Minuten. Dies beeinträchtigt die Interaktivität, und während die durchschnittliche Bewegung per Definition sehr gleichmäßig ist, ist die durch atmosphärische Turbulenzen verursachte Unruhe der Bilder über einen so langen Zeitraum deutlich spürbar. Wenn Sie eine Montierung besitzen, die Aufholgeschwindigkeiten von 8x, 16x ... der siderischen Geschwindigkeit erlaubt, ist die Abtastung viel schneller und es ist wahrscheinlicher, dass Sie in ein "Loch" fallen, in dem die Turbulenzen nachlassen. Die Abtastung wird dann als "erzwungen" bezeichnet. Hier muss die Kamera die Bilder mit hoher Bildrate (mehrere hundert Bilder pro Sekunde) aufnehmen können, um eine nahezu kreisförmige Sonnenscheibe zu erhalten, ohne dass sehr signifikante Nachbearbeitungen erforderlich sind. Weitere Informationen zu diesem Punkt finden Sie im Abschnitt "Verarbeitung" auf dieser Website. 

Um auf Anhieb eine fast runde Scheibe zu erhalten, muss man eine gute Kopplung zwischen der gewählten Zwangsgeschwindigkeit (4x, 8x, 16x...) und der Belichtungszeit für jeden Frame, aus dem die Abtastung besteht, der Pixelgröße der Kamera und der Brennweite des Fernrohrs wählen.

Dann ist die Belichtungszeit t, die man annehmen muss, um eine runde Scheibe zu erhalten, durch die Formel :

t = (8,79 . p) / (F . V . cos(delta)) 

- wenn V das angenommene Vielfache der siderischen Geschwindigkeit ist (V = 4, 8, 16 ...) ;
- wenn t die Belichtungszeit in Sekunden ist ;
- wenn p die Pixelgröße der Kamera (nach dem Binning) in Mikrometern ist ;
- wenn F die Brennweite des Fernrohrs in Millimetern ist ;
- wenn delta die Deklination der Sonne zum Zeitpunkt der Beobachtung ist, 
 

Nehmen wir ein Beispiel. Wir verwenden einen Refraktor mit einer Brennweite von 420 mm (F = 420), wobei Star'Ex mit einer ASI178MM-Kamera ausgestattet ist, die mit 2x2 Binning betrieben wird, was einer Pixelgröße von 2 x 2,4 Mikrometer = 4,8 Mikrometer (p = 4,8) entspricht. Wir beschließen, die Sonnenscheibe mit 16-facher siderischer Geschwindigkeit (V = 16) abzutasten. Zum Zeitpunkt der Beobachtung betrug die äquatoriale Deklination der Sonne 23,42° (delta = 23,42) (für eine schnelle Berechnung können Sie delta = 0° machen). Nach der Berechnung findet man :

t = (8,79 . p) / (F . V . cos(delta)) = (8, 79 . 4,8) / (420 . 16 . cos(23.42)) = 0,00684 Sekunden.

Das sind 6,84 ms. Dies ist die Belichtungszeit, die Sie in Ihrem Bildaufnahmeprogramm anzeigen müssen, um eine SER-Datei zu erzeugen, aus der das Bild der Sonne berechnet wird.  Diese Belichtungszeit entspricht einer Bildfrequenz von 1/0,00684 = 146 Bilder pro Sekunde. Sie müssen sicherstellen, dass die Aufnahme-Software (SharpCap, FireCapture...) in der Lage ist, den Videostream der Kamera mit dieser Bildrate zu lesen. Wenn Sie das Aufnahmefenster, wie im vorherigen Abschnitt beschrieben, eingestellt haben, sollte es keine Schwierigkeiten geben (das Bild sollte die interessierende Spektrallinie umschreiben und nicht mehr). Gleichzeitig sollten Sie, nachdem Sie die Belichtungszeit festgelegt haben, auch die Verstärkung der Kamera anpassen, damit das Kontinuum neben der Spektrallinie (in der Regel) nicht gesättigt wird.

Es ist nicht sicher, dass Ihre Bewegungsgeschwindigkeit V genau der angezeigten entspricht oder dass die Deklination der Sonne nicht berücksichtigt wird. Sie müssen also anhand des errechneten Werts die genaue Belichtungszeit überprüfen, um eine runde Scheibe zu erhalten.

Demonstrieren Sie die obige Formel. E ist die Größe des Detektorpixels in Bogensekunden, projiziert auf den Himmel (Raumachse des Spektrografen, siehe auch die Formel für die Größe Vy im Abschnitt "Theorie" der Website):

E = (206 p / F) x 80 / 125 (mit den zuvor verwendeten Einheiten und 80/125 dem Verhältnis der Brennweiten von Kollimator und Objektiv).

Die Winkelverschiebung der Sonne in Bogensekunden während einer Zeit t (in Sekunden) in der Himmelsrichtung, in der sie sich befindet, wird durch die klassische Formel (synodische Erdrotation, d. h. 360° in 24 Stunden) angegeben:

E' = 15 . V . t . cos(delta)

Damit die Sonnenscheibe rund ist, muss E = E' sein, woraus sich durch Annäherung der entsprechenden Gleichungen die Gleichung ergibt, die wir zur Ermittlung der Belichtungszeit verwendet haben. 

Achtung: Bei hohen Abtastgeschwindigkeiten werden manche Montierungen Opfer von Schwingungen (Resonatorphänomen), die einen dramatischen Effekt haben auf die Qualität der Sonnenbilder. Das Ergebnis hängt von der Richtung des Nachholens (nach Osten oder Westen) und der Ausbalancierung der Montierung ab. Überprüfen Sie die Gleichmäßigkeit des Sonnenrandes (außerhalb von Turbulenzen), um sicherzugehen, dass alles in Ordnung ist. Wählen Sie eventuell die beste Abtastrichtung (von Ost nach West oder umgekehrt).

Oben ist die Montierung so ausbalanciert, dass sie deutlich sichtbare Schwingungen auf dem Sonnenlimbus erzeugt, wenn die Scheibe mit 4-facher siderischer Geschwindigkeit mit einem FS128-Refraktor abgetastet wird. Unten ist die Montierung anders ausbalanciert, und die Schwingungen sind vollständig verschwunden. Das gezeigte Bild der Sonne ist das Ergebnis der Verarbeitung einer Sol-Ex-Akquisition außerhalb jeglicher Linien, was ein klassisches Bild der Photosphäre der Sonne ergibt, hier mit einem Fleck.

 

Teil 4: Der Wärmeschutz von Sol'Ex

Wenn Sie Sol'Ex wie in der Abbildung oben gezeigt verwenden, setzen Sie das schwarze Gehäuse der Sonne aus, und die Temperatur des Gehäuses steigt sehr schnell an. Dies führt zu thermoelastischen Verformungen des Kunststoffs, aus dem Sol'Ex hergestellt ist, mit dem sichtbaren Effekt, dass sich das Spektrum in der Ebene des Sensors mehr oder weniger zufällig verschiebt. Es ist unmöglich, auf diese Weise zu arbeiten, da sich die Bedingungen zwischen dem Beginn und dem Ende eines Scans geändert haben können.

Es ist daher zwingend erforderlich (wirklich"zwingend"), Sol'Ex auf einer Temperatur nahe der Umgebungstemperatur zu halten, was bedeutet, dass zwischen der Sonne und Sol'Ex eine Abschirmung angebracht werden muss. Ich verwende eine wirklich einfache Technik, die auf Kosten der Ästhetik geht, effektiv ist, Sol'Ex nicht schwerer macht und keinen zusätzlichen Windfang bietet: Wickeln Sie Sol'Ex in Küchenaluminiumfolie (verwenden Sie die doppellagige Variante, um die Probleme mit dem Reißen zu verringern). Das zeigt das Bild oben..... garantiert wirksam!

Unten: Schutz durch Aluminiumfolie gegen Temperaturanstieg, während Sol'Ex im Brennpunkt eines Takahashi FSQ85ED montiert ist

Teil 5: Die Abschwächung des Sonnenlichts

Das Aufnahmeinstrument (Fernrohr oder Fotoobjektiv) konzentriert im Brennpunkt eine hohe Energie auf eine kleine Fläche. Die Temperatur ist an dieser Stelle hoch, wenn kein Element verwendet wird, das diese Energie absorbiert oder reflektiert. Genau hier ist der Eintrittsschlitz von Sol'Ex positioniert, ein sehr dünner Glasstreifen, der mit Chrom beschichtet ist (30° zur optischen Achse geneigt), einem Material, das sowohl reflektiert als auch absorbiert, und auf den das Schlitzmuster gezeichnet wird (ein 4,5 mm langer und 10 Mikrometer breiter, transparenter Strich). Das Glas wird auf ein weiteres Teil aus Aluminium geklebt, das als Trägermaterial dient. Diese beiden Teile können die Energie, die in dem fokussierten Bild der Sonne enthalten ist, tragen, aber die unterschiedliche Ausdehnung von Glas und Metall kann zu mechanischen Spannungen und zum Bruch führen. Dies ist im nebenstehenden Bild zu sehen; ein Schlitz, der zerbrochen ist, weil er über einen langen Zeitraum hinweg intensiver fokussierter Sonnenstrahlung ausgesetzt war, ohne dass diese auch nur im Geringsten gedämpft wurde.

Daher ist es wichtig, den Sonnenstrom bis zu einem gewissen Grad zu dämpfen, um die Funktion des Instruments zu sichern. Um zu überprüfen, ob die Dämpfung ausreichend ist, halten Sie Ihre Handfläche in den Brennpunkt Ihres Fernrohrs. Wenn Sie die Hand mindestens 15 bis 20 Sekunden lang halten können, können Sie davon ausgehen, dass es bei der Verwendung von Sol'Ex keine Probleme geben wird.

Die einfachste Möglichkeit, die Intensität des Sonnenlichts zu reduzieren, besteht darin, einen neutralen Absorptionsfilter am Eingang des Fernrohrs oder des Fotoobjektivs zu positionieren. Filter gibt es von den Marken HOYA oder B+W mit verschiedenen Dichten zu recht günstigen Preisen bis zu einem Durchmesser von 82 mm. Die für uns korrekten Dichtewerte liegen zwischen 0,6 und 1,2, je nach verwendetem Instrument. Bei einem Teleobjektiv mit einer Brennweite von 400 mm und einer Blende von 5,6 mit einem Brennweitenverdoppler (Blende 11,2 - siehe Filme unten) verwenden wir zum Beispiel einen besonders hellen Filter mit einer Dichte von 0,6. Bei einem 200-mm-Objektiv mit einer Blende von 5,6 beträgt der Wert ND = 1,2.

HOYA bietet eine breitere Dichteabstufung als B+W. Die HOYA-Filter sind außerdem billiger und weisen keine Farbsäume auf, was bei den getesteten B+W-Filtern nicht der Fall ist, was bei bestimmten Arbeiten störend sein kann. Zusammenfassend lässt sich sagen, dass die richtige Quelle die HOYA PROND-Filterserie ist.

Es werden viele verschiedene Durchmesser angeboten, die den Standards von Fotoobjektiven entsprechen: D=62 mm, 67 mm, 77 mm, 82 mm... Es liegt an Ihnen, den Durchmesser auszuwählen, der am besten zum Durchmesser Ihres Fernrohrs passt, aber rechnen Sie mit einem Aufschlag von 2 bis 5 mm.

Rechts ist das Fransensystem zu sehen, das bei den B+W-Neutralfiltern beobachtet wurde. Beim HOYA PROND12-Filter, der in den meisten Situationen empfohlen wird, ist dieses Muster nicht vorhanden, während es beim ND8- oder ND4-Filter nur leicht sichtbar ist. 

Die gute Nachricht ist, dass die fotografischen Filter in einem breiten Wellenlängenbereich wirksam sind, nicht nur im sichtbaren Bereich, sondern auch im Infrarotbereich. Im Zweifelsfall können Sie einen Infrarot-Sperrfilter (IR-Cut) auf den 31,75-mm-Tbus schrauben, die das Sol Ex mit dem Fernrohr verbindet - dies ist bei den angegebenen Filtern nicht erforderlich. Zur Information: Die Sonnenenergie unterhalb von 400 nm macht 3% der Gesamtenergie aus, zwischen 400 und 700 nm sind es 42% der Gesamtenergie, zwischen 700 und 1100 nm 34% der Gesamtenergie, zwischen 1100 und 1700 nm 15% der Gesamtenergie und darüber hinaus in den Infrarotbereich 6%. Das genaue Verhältnis hängt von der atmosphärischen Transmission ab, aber man sieht, dass der Infrarotanteil, der für das bloße Auge nicht sichtbar ist, nicht zu vernachlässigen ist.

Eine andere Möglichkeit, den intensiven Sonnenfluss zu filtern, ist die Verwendung eines Hershel-Helioskops, ein bekanntes Zubehör für Sonnenbeobachter. Dieses sieht aus wie die abgewinkelte Umlenkung eines Teleskops. Das Prinzip ist einfach: Der vom Fernrohr aufgefangene Sonnenstrom trifft etwas vor dem Brennpunkt auf eine nackte (unbehandelte) Glasplatte, die meist in einem Winkel von 45° geneigt ist. Auf natürliche Weise reflektiert eine nackte Glasoberfläche etwa 5% des einfallenden Lichtstroms und lässt den Rest, d. h. 95%, durch (die interne Absorption des Glases ist praktisch gleich null). Durch die resultierende Dämpfung besteht keine Gefahr, dass das Material durch das Helioskop kaputt geht (trotzdem ist es verboten, ohne weitere Filterung mit bloßem Auge zu beobachten). Die zweite Seite des Objektträgers bildet mit der ersten einen Winkel, um Geisterbilder zu vermeiden.

Die folgende Abbildung zeigt einige Herschelkeile, die auf dem Markt für 31,75 mm Guss erhältlich sind:

Nach einer Beurteilung erweist sich die Verwendung des TS-Modells im speziellen Kontext der Sol'Ex-Anwendung als enttäuschend, da eine besonders absorbierende polarisierende Behandlung des Glasobjektträgers dem Ganzen viel Helligkeit nimmt, so dass man in manchen Fällen zu wenig Licht hat, was bei der Beobachtung der Sonne ein Unding ist (das TS-Helioskop verhält sich wie eine Dichte von ca. 1,8). Die Modelle LUNT, HERCULE oder BAADER, die einen unbehandelten Objektträger verwenden, sind dagegen perfekt geeignet. Das Modell LACERTA nutzt einen unbehandelten Objektträger unter einem bestimmten Einfallswinkel, dem sogenannten Brewster-Winkel, der die von diesem Objektträger induzierte lineare Polarisation maximiert. Diese Eigenschaft und die Tatsache, dass Sol Ex selbst das Licht polarisiert, und zwar zu mehr als 75% im roten Bereich (dafür ist das Beugungsgitter verantwortlich), bewirken, dass die Gesamttransmission maximiert wird, was sich als Vorteil erweist. Trotz seines massiven Aussehens und des hohen optischen Drucks, der dazu führt, dass es nicht zu jeder Brille passt (stellen Sie sicher, dass Sie fokussieren können), ist das LACERTA das ideale Helioskop für die Verwendung mit Sol'Ex. Wie man ein Helioskop betreibt, wird in einem Video erklärt, das weiter unten verlinkt ist.

Es kommt vor, dass ein Neutraldichtefilter in das Helioskop eingebaut ist, wenn es geliefert wird (siehe rechts). Wenn dies der Fall ist, muss dieser Filter entfernt werden, ebenso wie alle Polarisationsfilter, die der Hersteller anbietet.

Die folgenden Fotos zeigen, wie das Hershel-Helioskop in Bezug auf die Montierung ausgerichtet werden muss (der häufigste Fall von Rektaszensionsabtastung) und wie Sol Ex in Bezug auf das Helioskop ausgerichtet werden muss. Die Art und Weise, wie diese Elemente montiert werden, ist nicht intuitiv, aber es ist entscheidend sie zu beachten. Der Ursprung dieser Anordnung liegt in der gemeinsamen Polarisation von Helioskop und Sol'Ex, um den durch das System übertragenen optischen Flux zu maximieren.

Hier ist ein Tipp zu Filtern, um die Qualität der Bilder zu verbessern. Beachten Sie, dass die Anwendung des Filters völlig optional ist, da Sol Ex auch so gute Bilder liefert. Die Idee dahinter ist, den Grad des Störhintergrunds zu reduzieren, wenn man Protuberanzen am Sonnenlimbus beobachtet. Wenn Sie über ein solches Zubehör verfügen, fügen Sie zu diesem Zweck vor dem Schlitz einen 5 bis 10 Nanometer breiten H-Alpha-Bandpassfilter hinzu, der normalerweise verwendet wird, um die Beobachtung von Gasnebeln am Himmel zu erleichtern. Dabei wird durch das Hinzufügen eines Vorfilters die instrumentelle Streuwirkung reduziert. Die Idee gilt natürlich nur für die H-alpha-Linie.

Oben die Installation eines schmalbandigen H-alpha-Filters am Eingang von Sol Ex. Unten das Aussehen des Spektrums im Bereich der H-alpha-Linie, wenn ein Bandpassfilter verwendet wird: Nur das Licht aus dem nahen Umfeld der Linie gelangt in den Spektrographen, wodurch die interne Streuung reduziert wird.

 

Das Erscheinungsbild der Sonne am 16. November 2021, aufgenommen mit einem TS-Refraktor mit 65 mm Durchmesser und 420 mm Brennweite und durch Hinzufügen eines Astrodon-Bandpassfilters mit einer Bandbreite von 5 Nanometern (50 A) am Sol'Ex-Eingang. Dadurch wird der Himmelshintergrund am Limbus sehr dunkel und homogen, was die Sichtbarkeit der schwächsten Protuberanzen verbessert.

Eine letzte Bemerkung, um diesen Teil abzuschließen. Der Glasschlitz ist auf einem schwarz eloxierten Aluminiumteil montiert. Dieses Metallstück absorbiert mehr Wärme als der Glasteil. Um sicherzugehen, dass die Temperatur beim Beobachten mit einem großen Instrument nicht steigt, können Sie diesen absorbierenden Teil der Spalthalterung reflektierend machen, indem Sie Streifen von Aluminiumklebeband auf die entsprechenden Teile kleben, wie auf dem Foto rechts zu sehen ist (aber kleben Sie auf keinen Fall etwas auf das Glasteil!).
 

Teil 6: Beobachtung mit einem 200-mm-Teleobjektiv und einem Dichtefilter.

Um Sol Ex in den Griff zu bekommen, zögern Sie nicht, ein kleiners Instrument zu verwenden, das ist die beste Schule. In den folgenden Videos zeigt Christian Ihnen zum Beispiel, wie Sie ein einfaches Fotoobjektiv mit einer Brennweite von 200 mm verwenden können, mit dem Sie bereits interessante und demonstrative Bilder der Sonnenoberfläche in der roten Wasserstofflinie (H-alpha), aber auch von vielen anderen Linien erhalten können.

Die Videos in diesem Teil zeigen das Wichtigste, was man wissen muss, um Sol'Ex zu benutzen.

Im ersten Video (Bild anklicken) erklärt Christian Schritt für Schritt, wie man das betreffende Objektiv an Sol'Ex anbringt, wie man einen Dichtefilter verwendet, wie man die Scheibe scharf stellt usw:

Das nächste Video zeigt, wie man Sol Ex für die eigentliche Beobachtung vorbereitet, indem man die Themen Sonnenausrichtung, Fokussierung des Spektrums, Fokussierung des Sonnenbildes (siehe auch Teil 1 dieser Seite) und die Ausrichtung des Instruments behandelt: 

Das letzte Video in diesem Teil zeigt die Durchführung eines Scans, die Verwendung der SharpCap-Aufnahmesoftware und die Verwendung der INTI-Software für die schnelle Verarbeitung von Scans und die Darstellung der Sonnenscheibe:

Teil 7: Beobachtung mit einem 800-mm-Teleobjektiv und einem Dichtefilter.

In diesem Teil wird beschreiben, wie man ein Objektiv mit einer längeren, immer noch fotografischen Brennweite nutzen kann. Es handelt sich um ein 400-mm-Teleobjektiv, das mit einem Brennweitenverdoppler kombiniert ist. Die mit diesem System erzeugten Bilder sind wesentlich detaillierter (aber sie zeigen nicht die gesamte Scheibe in einem Durchgang):

Das folgende Video zeigt, wie man ein solches Objektiv nutzt :

Teil 8: Beobachtung mit einem Herschel-Helioskop

Im folgenden Video wird erklärt, wie man ein Hercshel-Helioskop in Verbindung mit einem Refraktor mit 65 mm Durchmesser und 420 mm Brennweite einsetzt. Dabei wird insbesondere auf die wichtige Frage der Ausrichtung von Sol Ex in Bezug auf das Helioskop eingegangen: :

Teil 9: Wie man Sonnenflecken beobachtet

Sol'Ex ist zwar sehr gut darin, Bilder der Sonne mit Licht aus schmalen Spektrallinien zu liefern, aber Sie sollten nicht vergessen, dass Sie mit Licht aus dem Spektralkontinuum auch sehr gut ein Bild der Photosphäre und damit zum Beispiel der Sonnenflecken erzeugen können. Das folgende Video (auf das Bild klicken) zeigt, wie man das macht, insbesondere unter Verwendung der INTI-Software:

Teil 10: Die Bedeutung von Binning und der Brennweite des Fernrohrs.

Beim Binning werden benachbarte Pixel zu einem einzigen Pixel zusammengefasst. Beispielsweise fasst ein 2x2-Binning das Signal der Pixel zusammen, die ein Quadrat mit zwei Pixelseiten bilden. Bei CMOS-Sensoren wird das Binning durch eine einfache arithmetische Summe erreicht, was weniger effizient ist als bei CCD-Sensoren, die eine analoge Summation durchführen. Eine Software wie SharpCap bietet diese Möglichkeit des Binning bei der Aufnahme.

Für uns hat das Binning einen dreifachen Grund. Erstens eine gewisse Reduzierung des Rauschens schon bei der Beobachtung. Zweitens eine sehr starke Reduzierung der Dateigröße. Bei konstanter Abtastgeschwindigkeit ist eine mit 1x1-Binning erfasste SER-Datei achtmal so groß wie eine mit 2x2-Binning erfasste Datei, was eine erhebliche Abweichung darstellt.

Umgekehrt wird bei einem 1x1-Binning das Spektrum und die Sonnenscheibe (entlang der Raumachse) feiner abgetastet als bei einem 2x2-Binning. Das Bild ist also potenziell aufgelöster. Die beiden folgenden Bilder von Protuberanzen wurden beispielsweise in der Kontinuität mit 2x2-Binning und 1x1-Binning aufgenommen (nachträglich skaliert):

2x2 Binning-Erfassung mit einem Takahashi FSQ85ED Refraktor.

Aufnahme mit 1x1-Binning mit einem Takahashi FSQ85ED-Refraktor.

Bei genauer Betrachtung dieser Bilder zeigt sich tatsächlich ein Auflösungsgewinn durch die Verwendung des 1x1-Binnings. Die Sol'Ex-Theorie wird also bestätigt. Aber man muss diesen Gewinn gegen die Größe der Bilder abwägen, die die Flexibilität der Nutzung und die Interaktivität verschlechtert.

Achtung: Ein 2x2-Binning verschlechtert die spektrale Auflösung im Vergleich zu einem 1x1-Binning. Wenn man präzise Messungen im Spektrum durchführen oder mit sehr feinen Linien arbeiten muss, ist das 1x1-Binning erforderlich.

Der andere Hebel, um die Feinheit der Bilder zu erhöhen, ist die Verwendung eines größeren Aufnahmegeräts, das die Brennweite verlängert. Natürlich sind die Kosten dafür viel höher als die einfache Wahl des Binning-Faktors, aber die Leistung steigt viel schneller; wie im folgenden Video gezeigt wird:

Teil 11: Beobachtung in den H- und K-Linien von ionisiertem Kalzium

Einer der Vorteile von Sol'Ex ist, dass es Bilder der Sonne in der Spektrallinie der Wahl liefert, ohne dass man dafür einen speziellen Filter kaufen muss. Es genügt, diese Linie durch Drehen des Rades, das das Gitter ausrichtet, auszuwählen. Hier sind einige Beispiele von Bildern in verschiedenen Wellenlängen, die mit einem kleinen Fernrohr aufgenommen wurden:

In diesem Teil beschäftigen wir uns mit den Linien von ionisiertem Kalzium (Ca II), die sich im ultravioletten (UV) Bereich befinden. Sie sind leicht zu erkennen, da sie sehr breit sind.

Es gibt jedoch zwei Schwierigkeiten. Zunächst einmal nimmt die Intensität des Signals im UV-Bereich schnell ab. Oftmals muss man die Verstärkung der Kamera erhöhen, um Details erkennen zu können. Zweitens wird der Chromatismus der Optik (des Fernrohrs und vor allem des Sol Ex) deutlischer. Dieser letzte Punkt zwingt zu bestimmten Manipulationen: Refokussierung des Spektrums auf dem Detektor, um wieder feine Linien im Bild des Spektrums zu finden, Refokussierung des Fernrohrs, um ein scharfes Bild der Scheibe auf dem Spalt zu erhalten. Das folgende Video behandelt diese Themen und gibt einige Tipps:

Eine Frage, die in diesem Video behandelt wird, ist die Wahl der Linie, die sogenannte K-Linie oder die sogenannte H-Linie. Astrophysikalisch gesehen sind sie gleichwertig. Traditionell wird die K-Linie bevorzugt, da sie gut isoliert ist, wie das folgende Spektrum mit einem Spalt, der den Sonnenrand tangiert, zeigt. Die H-Linie ist jedoch interessant, da sie sich in einem intensiveren Teil des aufgenommenen Spektrums befindet, aber leider von der benachbarten H-Epsilon-Linie verunreinigt wird. Wenn man mit dem 2400-Strich/mm-Gitter beobachtet, reicht die spektrale Auflösung aus, um die beiden Linien bei der Bearbeitung gut zu trennen, und daher bevorzugn wir die H-Linie, die weniger verrauschte Bilder liefert.

Inversionsphänomen der H- und K-Linien am Sonnenrand, aber auch der benachbarten Wasserstofflinien. Bild mit dem 2400-Striche/mm-Gitter der Basisversion von Sol'Ex.

Teil 12: Beobachtung in der D3-Linie des Heliums (He I).

Es kann vorkommen, dass die Spektrallinien, mit denen man ein Spektroheliogramm erstellen möchte, im Kontinuum nahezu unsichtbar sind. Dies ist eine Komplikation. Ein typischer Fall ist die gelbe Heliumlinie (He I) bei einer Wellenlänge von 5875,65 A, die sogenannte D3-Linie. Ihre Intensität beträgt nur etwa 1% der Intensität des Kontinuums. Das heißt, sie ist sehr unauffällig. Dort zeigt sie sich als "helle" Linie in der Nähe des berühmten Natrium-Dubletts, den D1- und D2-Linien mit den Wellenlängen 5889,97 A bzw. 5895,94 A:

Die Bilder, die im Heliumlicht gemacht werden, sind besonders, mit einem oft umgekehrten Kontrast im Vergleich zu dem, was man in H-alpha sieht, und zeigen auch viele andere Details (Anmerkung: Die gelbe Färbung ist künstlich):

Es ist nicht möglich, ein solches Bild direkt zu erhalten. Die Methode besteht darin, von einem Bild der Scheibe, das im Licht der D3-Linie aufgenommen wurde, ein weiteres Bild zu subtrahieren, das im Licht des Kontinuums aufgenommen wurde. Das Verfahren wird durch das folgende Video veranschaulicht (klicken Sie in das Bild, um den Film zu sehen) : 

Anmerkung: Helium wurde im Licht der Sonne am 18. August 1868 von dem Astronomen Jules Janssen entdeckt. Mit der gleichen Technik schlagen wir Ihnen hier vor, diese schöne Entdeckung noch einmal zu erleben!

Teil 13: Der Doppler-Fizeau-Effekt

Die Verzerrungen der roten H-alpha-Linie des Wasserstoffs entlang des Spalts sind die Manifestation des Doppler-Fizeau-Effekts :

Je nachdem, ob sich das lichtemittierende Material dem Beobachtungspunkt nähert oder sich von ihm entfernt, verschiebt sich die Linie ins Blaue oder ins Rote. Das Ergebnis ist spektakulär, denn man verfügt über eine Möglichkeit, ein Feld von (radialen) Geschwindigkeiten auf der Sonnenoberfläche zu messen, indem man den Kern der Linie oder diese beiden Ränder verwendet. Gleichzeitig wird die Atmosphäre der Sonne in ihrer Dicke untersucht: Das Licht, das im Flügel der H-alpha-Linie emittiert wird, stammt aus tieferen Regionen als das Licht, das vom Kern kommt. Im folgenden Beispiel, das sich auf eine aktive Zone um einen Fleck bezieht (Verwendung eines FS128-Refraktors), sieht man ein Filament, das erscheint, wenn man sich um 0,876 A vom Zentrum der Linie entfernt (es ist unsichtbar, wenn man das Licht vom Kern der Wasserstofflinie verwendet):

Das andere Beispiel unten konzentriert sich auf eine Protuberanz. Die Protuberanzen und die Chromosphärenstruktur (die Struktur der Sonnenatmosphäre) sind nicht mehr zu sehen:

Die Bilder, die spektral nach oben und unten vom Zentrum der H-Alpha-Linie (oder anderen Linien) verschoben sind, können zu einer Farbkomposition kombiniert werden, wie im Folgenden beschrieben (Beobachtung vom 26. Mai 2021, aufgenommen mit einem Takahashi FS128 Refraktor):

Nachfolgend eine weitere Farbkomposition von Bildern, die aus den roten und blauen Flügeln der H-Alpha-Linie synthetisiert wurden. Je nach Farbe, rot oder blau, entfernt sich die Materie von uns oder nähert sich uns. Ein solches Farbdokument wird synthetisiert, indem man dem roten Kanal das Bild des blauen Flügels der Linie zuordnet, dem blauen Kanal das Bild des roten Flügels und dem grünen Kanal den Durchschnitt der beiden vorhergehenden Bilder:

Mit Hilfe des Dopplereffekts ist es sogar möglich, die Drehung der Sonne um ihre eigene Achse zu messen, wobei sich der Ost- und der Westteil der Sonne dem Beobachter nähern bzw. sich von ihm entfernen:

Teil 14: Die Beobachtung der heißen Korona (Korona "E")

Die Korona außerhalb einer totalen Sonnenfinsternis beobachten zu können, ist eine echte Herausforderung und ziemlich mythisch, um die Wahrheit zu sagen. Es ist möglich, dass Sie diese Beobachtung mit Sol Ex durchführen, und das mit ein wenig Übung. 

Diese Beobachtung gilt unter Fachleuten als sehr schwierig, ja sogar als unmöglich, wenn man nicht über die Klarheit eines Hochgebirgshimmels verfügt. Unser größter Feind ist in der Tat nicht das Instrument, sondern die Streuung der Atmosphäre durch Aerosole, die es uns unmöglich macht, das sehr schwache Leuchten der Korona zu sehen. In Wirklichkeit ist das Prinzip von Sol Ex ein Vorteil, da der Spektrograph ein sehr effektiver natürlicher Filter ist, der die koronalen Emissionslinien isoliert, wie es ein sehr schmaler Filter (z. B. Lyot-Filter) tun würde, und gleichzeitig die Kontraste durch die spektrale Verdünnung des Hintergrundlichts erhöht. Aber wir befinden uns hier nicht in einer völlig offensichtlichen Beobachtung, denn wir müssen verstehen, dass wir ein Signal erfassen müssen, das von einer Emissionslinie kommt, die nur etwa fünftausend Millionstel der Helligkeit der Scheibe ausmacht!

Man interessiert sich für das Bild der Korona, das man im Licht von Spektrallinien sieht, die mit Atomen assoziiert sind, die durch die enorme Hitze, die in der Korona herrscht, stark ionisiert wurden. In dem gewählten Beispiel wird die grüne Emissionslinie von Fe XIV (also 13-fach ionisierte Eisenatome!) verwendet, die sich bei einer Wellenlänge von 5303 A befindet. Dieser Ionisationszustand wird bei einer Temperatur von etwa 2 Millionen Grad erreicht.

Für den 5. Juli 2022 zeigt das folgende Dokument links ein Bild, das vom Satelliteninstrument SDO anhand der ultravioletten Fe XII-Linie aufgenommen wurde, und rechts das Bild von Sol'Ex für das gleiche Datum anhand der grünen koronalen Fe XIV-Linie:

Die starke Korrelation zwischen diesen beiden Dokumenten zeigt, dass die Korona mit Sol'Ex erfasst wurde. Nur die sehr niedrige Korona (die so genannte E-Korona, da sie von Emissionslinien beleuchtet wird) wurde mit Sol'Ex beobachtet, aber das ist schon ein erheblicher Erfolg, obwohl die Sonnenaktivität an diesem Tag recht bescheiden war. Das verwendete Sol'Ex ist ein Basismodell, bei dem lediglich ein Breitband-Vorfilter (V-Band, 900 A breit, etwa ein BVR-System) an der Vorderseite hinzugefügt wurde:

Anbringen eines Vorfilters am 31,75-mm-Flügel von Sol'Ex, hier ein V-Band-Interferenzfilter von Astrodon, der dazu beiträgt, die optische Streuung des Instruments etwas zu reduzieren.

Sie können einen spektral engeren Vorfilter verwenden, um eine höhere Effizienz zu erzielen (ohne dass dies entscheidend ist), aber Sie benötigen dann einen Filter, der auf die Wellenlänge der interessierenden Linie abgestimmt ist. Manchmal ist es möglich, sich anzupassen, wie unten beschrieben, mit einem 10 nm breiten Baader-Filter, dem sogenannten "Solar Continuum", der an der Basis auf die Wellenlänge von 540 nm zentriert ist, hier aber um 25° geneigt wird, wodurch das Transmissionsband auf die Wellenlänge von 530 nm zentriert wird:

Neigung eines Filters, der nativ auf die Wellenlänge 540 nm zentriert ist, um ihn auf die interessierende Wellenlänge, hier 530 nm, zu zentrieren, durch eine einfache 25°-Neigung im optischen Strahl vor dem Sol Ex.

Unter Berücksichtigung der Brennweite des verwendeten Refraktors (TS Apo Photoline, Durchmesser 80 mm, Brennweite 480 mm) und des Datums wurde eine Belichtungszeit von 5,45 Millisekunden gewählt (um von Anfang an ein rundes Bild der Sonnenscheibe zu erhalten). Mit einer ND16-Dichte (Marke HOYA ND pro), die vor dem Objektiv angeordnet ist, wird die Verstärkung mit einer ASI178MM-Kamera, die mit 2x2-Binning betrieben wird, auf etwa 100 (10 dB) gewählt, um das Kontinuum nicht zu sättigen. Für die eigentliche Beobachtung der Korona wird die Verstärkung jedoch auf 300 (30 dB) angehoben, wodurch das Bild der Scheibe absichtlich gesättigt wird, um den Himmelshintergrund besser erkennen zu können. Verwenden Sie auch keine zu hohe Kameraverstärkung (45 dB...), da dies in Bezug auf das Signal-Rausch-Verhältnis nichts bringt und Sie das Bild an der Stelle ünersättigen, wo die Korona am intensivsten ist (am Limbus). Das gezeigte Sol'Ex-Bild ist das Ergebnis einer Summe von neun aufeinanderfolgenden Scans der Scheibe mit einer sorgfältigen Neuzentrierung auf den Rand der Scheibe. Es ist wichtig zu beachten, dass die Kamera (ASI178MM) mit 2x2-Binning verwendet wurde, um das Bildvolumen zu reduzieren und gleichzeitig über eine ausreichende spektrale Auflösung und ein gutes Signal-Rausch-Verhältnis zu verfügen. Die Aufnahme erfolgt mit der Software SharpCap in einem Fenster mit 3088x180 nativen Pixeln (d. h. 1544x90 Pixeln nach dem Binning). Die Bildfrequenz beträgt etwa 180 fps.

Das Schwierigste ist sicherlich, den Bereich des Spektrums ausfindig zu machen, in dem sich die Koronalinie befindet, und diese dann im Scan-ROI-Fenster zu positionieren. Hier ist die Lokalisierung der für uns interessantesten Koronallinien (unsere grüne Fe XIV-Linie bei 5302,86 A und die rote Fe X-Linie bei 6374,56 A):

Andere koronale Linien, aber schwieriger: FeXIII bei 10797,95 A, FeXIII bei 10746,80 A, Fe XI bei 7891,89 A, Fe XV bei 7059,59 A, FeXI bei 3986,80 A, Fe XIII bei 3388,10 A.

Unter den Bedingungen dieser Beobachtung verhindert die atmosphärische Streuung, dass die grüne Linie bei 5303 A in den Rohbildern zu sehen ist. Es muss nach Augenmaß gearbeitet werden. Der unten gezeigte Ausschnitt aus dem Spektrum (Ausschnitt aus dem "crop" der Aufnahme, nach der Gleichrichtung der Linien) gibt die Position der koronalen Linie Fe XIV wieder, sowie die Position der Referenzbereiche (Ref #1 und #2), die mit separaten Bildern verbunden sind, die man extrahiert, und die für die Verarbeitung benötigt werden:

In diesem Bild des Spektrums, das für die Beobachtung der Fe XIV-Linie gilt, sind die X-Koordinaten in Pixeleinheiten angegeben. Die X-Koordinate = 0 entspricht der Position der Fe-I-Linie 5302.30 A. Bei 2x2-Binning beträgt der Abtastschritt 0,145 A/Pixel. 

Für jede der durchgeführten Abtastungen (scan) werden 3 Bilder extrahiert: ein Bild an der Position der Fe XIV-Linie (X = +5 Pixel), genannt C, und zwei Referenzbilder, Ref #1 (bei X = -5 Pixel) und Ref #2 (bei X = +10 Pixel). Die Berechnung des endgültigen Korona-Bildes beruht grundsätzlich auf einer differentiellen Methode (man zieht den Himmelshintergrund vom Rohbild der Korona ab), indem man :

Bild Krone = C - (Ref #2 + Ref #1) / 2.

Beachten Sie, dass man auch ein Prüfbild (Check) berechnen kann, das relativ flach sein muss, indem man :

Check = Ref #2 - Ref #1

Man kann mehrere Scans mitteln, um das Signal-Rausch-Verhältnis zu erhöhen.

In diesem Fall wurden die Bilder mithilfe des ISIS-Tools Scan2Fits extrahiert (ein automatisches Tool ist in INTI für die Zukunft geplant). 

Abschließend für das betrachtete Datum ein Vergleich zwischen dem Bild der Chromosphäre in der H-Alpha-Wasserstofflinie (natürlich mit Sol'Ex gewonnen) und dem Bild der heißen unteren Korona Fe XIV : 

Teil 15: Die Beobachtung des Magnetfelds

Es ist durchaus möglich, mit Sol'Ex das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche festzustellen. Es handelt sich um eine heikle Beobachtung, da sie an der Leistungsgrenze unseres Instruments liegt, aber mit ein wenig Methode und Sorgfalt durchführbar ist. Am Ende werden wir sehr originelle Bilder des Magnetfelds der Sonne erhalten, die wir als "Magnetogramme" bezeichnen.

Die Bewertung der Größe des Magnetfelds erfolgt indirekt, da sie über den Zeeman-Effekt erfolgt. Dieser besteht in einer Aufspaltung der Linien in Anwesenheit eines Magnetfeldes, aber im Fall der Sonne, wo der Magnetismus relativ bescheiden bleibt, ist diese Aufspaltung wirklich diskret. Die Amplitude der Aufspaltung ist proportional zur Stärke des Magnetfelds. Mit einem Polarimeter, das die zirkulare Polarisation von den Komponenten des Zeeman-Effekts isoliert, lässt sich die Messung für das Längsfeld vereinfachen und das Vorzeichen des Feldes (Ausrichtung der Kraftlinien) ablesen,

Im Folgenden wird das Beobachtungsprinzip kurz erläutert: 

Das folgende Beispiel zeigt das Ergebnis einer Sol-Ex-Messung des Magnetfelds auf der Sonnenoberfläche am 29. Juni 2021 im Vergleich zu einer Messung des HMI-Instruments, das auf dem SDO-Satelliten montiert ist. Je stärker schwarz oder weiß die Darstellung ist, desto stärker ist das Magnetfeld. Schwarz und Weiß geben an, ob die Kraftlinien des Längsmagnetfelds auf den Beobachter oder von ihm weg gerichtet sind.

Aus dieser Gegenüberstellung geht hervor, dass Sol'Ex sehr wohl in der Lage ist, das Magnetfeld der Sonne zu erkennen und Magnetogramme zu erstellen, was normalerweise mit viel größeren und teureren Instrumenten möglich ist. Dass dies mit einem so kompakten und preiswerten Instrument möglich ist, ist eine echte Leistung.

Um auf den Kern des Themas und die konkrete Beobachtung einzugehen, empfehle ich Ihnen, sich dieses Video anzusehen, das viele Details enthält (auf das Bild klicken - siehe auch meinen YouTube-Kanal Astro-Spectro):

Die in diesem Video beschriebene Beobachtung beruht auf der Verwendung einer Eisenlinie bei der Wellenlänge 6173 A, die zwar eine geringe Intensität hat, aber den Vorteil, dass sie gut für den Zeeman-Effekt empfindlich ist (Landé-Faktor 2,5) und gut isoliert ist, was die Arbeit erleichtert. Das folgende Bild wird Ihnen helfen, diese Linie im orange-roten Teil des Sonnenspektrums zu lokalisieren:

- weiter geht es im Teil 2 -