In most atoms there exist several electron configurations with the same energy so that transitions between these configurations and another correspond to a single spectral line. The presence of a magnetic field breaks this , since the magnetic field interacts differently with electrons with different quantum numbers, slightly modifying their energies. The result is that, where there were several configurations with the same energy, they now have different energies, giving rise to several very close spectral lines.Without a magnetic field, configurations a, b and c have the same energy, as do d, e and f. The presence of a magnetic field (B) splits the energy levels. Therefore, a line produced by a transition from a, b or c to d, e or f will now be split into several components between different combinations of a, b, c and d, e, f. However, not all transitions will be possible.Since the distance between the Zeeman sub-levels is proportional to the magnetic field, this effect can be used by astronomers to measure the magnetic field of the Sun and other stars.Not all solar absobtion lines show broadening or splitting: the iron lines are well suited for this use, and they often lie near the O2 atm lines used for comparison, to demonstrate that the observed broadening or splitting isn't due to instrumental effects.
Some lines particularly Zeeman sensitive:
Fe I 6137.0A
Fe I 6173.3A
Fe I 6232.6A
Nella seguente immagine dell'astrofilo francese Phil Rousselle si nota l'allargamento delle righe metalliche allorquando la fenditura dello spettroscopio è centrata sull'ombra di una macchia solare.Notare che l'allargamento della riga del ferro a 6575 A appare più pronunciata di quella della riga atmosferica vicina, indice che il fenomeno non è dovuto esclusivamente a cause strumentali.
In the following image of french amateur Phil Rousselle, is shown the broadening of metallic lines when the slit of spectroscope is centered on the umbra of a solar sunspot.Note that the broadening of 6575 line is more evident than that of atm line near it, so the observation isn't exclusively due to instrumental effetcs.
Nell'ulteriore immagine seguente, dell'autore, è mostrata la posizione della riga Fe1 a 6575 A rispetto alla riga Ha
In the following image is shown the position of Fe1 line at 6575A respect to the one of Ha line
Il 29 ottobre 2010, approfittando della presente di una regione attiva di una estensione accettabile su un disco solare interessato da un profondo minimo che dura da diversi anni, la 1117 (figura sotto, SOHO MDI), ho provato a testare la capacità di VHIRSS a registrare l'eventuale inspessimento delle suddette righe sensibili (ma non troppo) in prossimità della riga Ha,La scelta di tali righe, ed in particolare di una riga del Calcio, anzichè delle note righe del ferro "Zeeman sensibili" come quelle a 6173 e 6232 A è stata dettata dalla facilità di individuazione delle righe interessate usando come riferimento l'Ha (a 0,2 Angstrom di dispersione trovare ed identificare una piccola riga non è facile) nell'immagine che segue,presa a minore dispersione (0,056 A7pixel) si può avere un'idea del posizionamento della riga.
On October 29 2010, taking advantage of an active region of an acceptable extension on a solar disk affected by a deep minimum that has lasted several years,AR 1117 (the figure below, SOHO MDI), I tried to test the ability to VHIRSS record any thickening of these lines sensitive (but not too) near the Ha line, the choice of these lines, and in particular a line of calcium, instead of iron lines note as "Zeeman sensitive" such as those in 6173 and In 6232 was dictated by ease of identification of interested lines using as a reference the Ha line (at 0.2 Angstrom dispersion find and identify a thin line is not easy) in the image below, taken at lower dispersion (0.056 A7 pixel) you can get an idea of the position of the line of Ca1 at 6572.8 A I took as target.
Il test è stato effettuato ponendo al fuoco dello strumento, puntato verso il sole, una videocamera Imaging Source DMK con sensore Sony con pixel da 4,65 micron, per una dispersione di 0,02 A per pixel, che può sembrare elevatissima, ma che per tale approccio è il minimo indispensabile, tant'è che dopo tale esperienza sto pensando seriamente ad aumentare ulteriormente la risoluzione del sistema.Sono stati presi diversi filmati da 1000 frames ciascuno, e di essi è stato scelto il migliore, quindi i frames sono stati tutti mediati usando la routine di stacking del programma freeware "Registax 5". Il risultato è quello illustrato nella figura seguente:
The test was performed by putting at the focus of the instrument pointed at the sun, an Imaging Source DMK camera with a Sony sensor with 4.65-micron pixel, at a dispersion of 0.02 A per pixel, which may seem high, but for this approach is the bare minimum, so much so that after this experience I am seriously considering to further increase the resolution of system.There have been made several movies of 1000 frames each, and has been chosen the best, then the frames were all mediated by using the stacking procedure of freeware program "Registax 5. The result is shown in the following image:
Il controllo degli effetti strumentali è stato effettuato con la riga del vapore acqueo atmosferico a 6572 A, che ovviamente non deve presentare alcun inspessimento .La striscia scura longitudinale che si osserva nell'immagine è data dalla macchia solare nell'immagine spettroscopica, mentre il bordo solare è dato dalla parte inferiore dello spettro.L'inspessimento effettivo della riga, lavorando al limite strumentale, è stato calcolato sia visivamente con l'uso di programmi di fotoritocco che diano le dimensioni in pixel, sia con Visual Spec, calcolando la FWHM della riga nei profili spettrali delle due immagini, quella con la macchia solare e quella senza, i profili sono stati croppati per "distendere" il continuo intorno alla riga e rendere più precisa la misura della FWHM:il risultato è riportato nell'immagine sottoindicata:
The control of instrumental effects was carried out with the line of atmospheric water vapor at 6572.0 A, which obviously must not show any thickening. The longitudinal dark stripe observed in the image is given by the sunspot in the spectroscopic image, while the solar edge is given from the bottom of spectrum.The actual thickening of the line, working on the instrumental limit, was estimated both visually with the use of editing programs that give the pixel dimensions, and with Visual Spec, by calculating the FWHM of line in the spectral profiles of the two images, one with and one without the sunspot: the profiles have been cropped to "stretch" the continuing around the line and make more precise the measurement of the FWHM: the result is shown in the image below:
La differenza è risultata di 0,066 A, corrispondenti a poco più di 3 pixel alla risoluzione adottata, pari ad un delta Lambda di +_ 0,033.Ora, la formula per trovare il campo magnetico in Gauss corrispondente a tale valore è la seguente:
The difference was of 0.066 A, corresponding to just over 3 pixels at a resolution adopted, equal to a delta lambda _ + 0.033. Now, the formula for finding the magnetic field in Gauss corresponding to that value is as follows:
Dove: lambda è la lunghezza d'onda a riposo della riga
e è l'energia dell'elettrone dell'atomo coinvolto
m è la massa dell'elettrone
c è la velocità della luce nel vuoto
g è il fattore di Landè
B è il valore in Gauss del campo magnetico
lambda
is
the
wavelength
at
rest
of
line
e
is
the
electron
energy
of the atom
involved
m
is
the
mass of
the electron
c
is
the
speed of
light in
vacuum
g
is
the
Landè
factor
B
is
the
value
of the
magnetic
field
in
Gauss
Nel mio caso è:
In my case is:
Nel mio caso , non avendo la possibilità di calcolare il fattore di Landè per il Calcio neutro a 6572 A, mi sono avvalso della consulenza di un amico astrofilo laureando in fisica, che mi ha indicato tale valore in 1.Sulla base di tale presupposto, il campo magnetico sarebbe di 1625 Gauss, e quindi non particolarmente intenso, tenuto conto che il minimo per le macchie solari si aggira sui 1500 Gauss.
In my case, not having the possibility to calculate the Landè factor of neutral Calcium at 6572.0 A , I relied on the advice of a friend amateur majoring in physics, which indicated to me that value in 1.On this basis, the magnetic field would be 1625 Gauss, and therefore not particularly intense, given that the minimum for sunspot is about 1500 Gauss.
Inversione della riga Ha da assorbimento in emissione
Inversion of Ha line from absorbtion to emission
Osservazione del 30 settembre 2010 sulla riga Ha con POSS spectrohelioscope: ponendo la fenditura in posizione tangente al disco solare si può osservare l'inversione della riga Ha da assorbimento in emissione.La riga si comporta inoltre come una finestra sulla cromosfera, lasciando intravedere alcuni particolari della sua composizione, come nel caso illustrato nell'immagine che segue.E' necessario tuttavia uno spettroscopio di adeguata dispersione e potere risolutivo, tale da fornire un'immagine della riga di almeno 15-20 pixel.
Observation, on september, 30, 2010, of Ha line with POSS spectrohelioscope: positioning the slit tangent to the solar disk we can observe the inversion of Ha line from absorbtion to emission.The line also behaves as a window on the cromosphere, letting to watch some features on it, as shown in the following image where a small prominence is visible into the line.It's, anyway necessary a dispersion and resolving power capable to give at least a line image of 15-20 pixel.
Spettroelioscopia
La spettroelioscopia è una applicazione relativamente nuova della spettroscopia solare, dovuta all'invenzione di George Ellery Hale, astronomo dell'Osservatorio di M. Wilson, nel 1924.Il principio dello spettroelioscopio è semplice; registrare l'immagine lineare del sole inviata da un telescopio alla fenditura di uno spettroscopio ad una data lunghezza d'onda e ripetere il procedimento con la scansione dell'intero disco.Inizialmente lo strumento si avvaleva di una fenditura di ingresso mobile che faceva la scansione del disco solare, ed una di uscita, con la lastra fotografica che si muoveva in modo sincrono con la prima: l'immagine finale era ottenuta accostando le singole immagini .Era possibile anche utilizzare una versione visuale dello strumento, utilizzando in ingresso ed in uscita un particolare prisma a quattro facce, rotante, detto di Anderson, per isolare l'immagine lineare e ripeterla ad una certa cadenza assicurando la visione dell'immagine finale per il principio della persistenza della visione sulla retina.E' stato anche usato come sintetizzatore un sistema di specchi oscillanti detto di Young.Precursori della costruzione di spettroelioscopi amatoriali sono stati gli americani Fredrick Veio e Leonard Higgins ed il francese Phil Rousselle.Qui di seguito è riportato lo schema di uno spettroelioscopio di tipo Erbert, con sintetizzatori a specchi oscillanti di Young, proposto da Leonard Higgins:le lunghe focali in gioco per ottenere immagini del disco solare di grandi dimensioni prevedono tuttavia che lo strumento, molto ingombrante e pesante, sia fisso e che la luce solare gli venga inviata tramite un celostata.Notare la posizione dei sintetizzatori, immediatamente dopo le fenditure di ingresso e di uscita.
Spectrohelioscopy is a relatively new field of research in solar spectroscopy, due to the invention of George Ellery Hale, M. Wilson Astronomer, in 1924.The basic principle of spectrohelioscope is quite simple,to register the linear image of the sun sent by a telescope to the slit of a spectroscope at a given wavelenght , repeating the process for the whole disk.A visual type of the istrument uses, in input and output, a particular cubic prism, called Anderson prism, to select the image of the line on the slit,in order to ensure the vision of the final image thanks to the principle of the persistence of vision on the retina.Another sintethyzer system was the one of nodding mirrors,as the one shown in hereunder spectrohelio project by Leonard Higgins.The american amateur astronomers Leonard Higgins and Fredrick Veio were the first to develop the very high resolution spectrohelioscopes shown in the following photo.Among the others, i remember the french Phil Rousselle.
Inutile dire che l'autocostruzione è un percorso obbligatorio di simili strumenti, dato che non sono disponibili sul mercato per usi amatoriali.Occorre anche dire che questa postula un livello di impegno, di conoscenze e di capacità personali decisamente fuori dal comune, tant'è che gli autocostruttori di spettroelioscopi si contano sulla punta delle dita o quasi a livello mondiale.Gli sviluppi dell'informatica negli ultimi anni hanno tuttavia fornito una possibilità minore per usare simili strumenti: esistono infatti routines di software che permettono di mettere insieme, l'una accanto all'altra, centinaia di singole immagini della colonna centrale di 1 pixel di una qualsiasi riga di interesse, per formare un'immagine del disco solare in quella riga.Ciò permette di evitare la costruzione del componente ottico - meccanico - elettronico più complesso e difficile di uno spettroelioscopio, il sintetizzatore,fornendo capacità di spettroelioscopio anche a spettroscopi ad alta risoluzione, ma di modesto ingombro peso e maggiore facilità costruttiva quale, ad esempio, il mio VHIRSS.Il procedimento è abbastanza semplice: si punta con il cannocchiale di uno spettroelioscopio su montatura equatoriale (ma andrebbe bene anche un'altazimutale motorizzata) il disco solare facendo sì che la fenditura sia tangente al bordo inferiore del disco solare stesso,si inserisce nel portaoculari dello strumento una webcam o videocamera CCD.E' bene precisare che lo spettro con la riga da osservare dovrà apparire sul monitor abbastanza chiaro,con la riga stessa chiara e la restante parte dello spettro sovraesposta.Dovrà, inoltre, essere data la massima cura per la messa a fuoco sia del bordo dello spettro (che sarà il bordo solare) che della riga in questione (che fornirà le caratteristiche dell'immagine solare) muovendo opportunamente sia l'obiettivo che invia l'immagine alla fenditura, sia la messa a fuoco dello spettroscopio .Fatto ciò si ferma (se operante) il moto orario in AR della montatura equatoriale, e si lascia scorrere l'immagine del disco solare sulla fenditura attivando contemporaneamente la ripresa di un video con la camera stessa.A 10 fps il video avrà una lunghezza di circa 3 minuti , avendo cura di iniziare e terminare lo stesso quando lo schermo appare ancora nero, in modo da lasciare un bordo scuro ai lati dell'immagine.Avremo quindi un video di 1800 frames, sui quali, con appositi programmi , il principale dei quali è IRIS di C.Buil , potremo ottenere le singole immagini Fits (altri programmi ottengono direttamente BMP, ma non sono completi come IRIS).Si tratta ora di individuare la riga di interesse e selezionare la colonna corrispondente al pixel centrale della riga stessa, dopo aver ruotato (se necessario)tutte le immagini in modo che le righe risultino perfettamente parallele all'asse Y dei frames.Si prende quindi la coordinata del pixel corrispondente alla colonna centrale della riga e con l'apposito comando (scan2pic di Iris) si opera la messa a registro di quella colonna in tutti i 1800 frames dell'esempio, ottenendo un'immagine di 1800 pixel di larghezza per l'altezza della risoluzione usata (nell'ipotesi che la camera abbia una risoluzione di 640 x 480, avremo un'immagine del sole nella riga osservata di 1800 x 480), che andrà opportunamente riscalata per ottenere un formato identico all'originario.
It'useful to underline that self making is a necessity for such a kind of instruments, for the reason why they aren't present on the consumer market, so the amateur astronomers owners of spectrohelioscopes are very few in the world.Luckily,the last years development of informatics has given a minor chance to own such instruments:there exist, infact, some software routines that allow to put together, side by side, hundreds of frames of the column corresponding to the central pixel of a spectroscopic line, to get an image of the solar disk in the element producing that line.This allow to bypass the construction of the synthesizers, that are the most complex component of the instrument giving spectrohelioscope capability to hires spectroscopes.The procedure is quite simple:one aim with the telescope the sun, letting fall the bottom of solar disk image onto the slit, activating in the meantime a camera or a webcam.Both the image of the interest line and the spectrum edge must be on focus, and the line overexposed.Now, we can stop the AR motion of the mount, if running, and let the solar image flow trough the list thanks to the apparent sidereal motion, taking simultaneously a film: this can usually take three minutes: when the PC screen will be black, we can stop the film.At the rate of 10 fps the film will get about 1800 frames, to be converted in fits,with the spectral lines properly aligned to the Y axes (if not, we can rotate the frames).We can then choose the column corresponding to the pixel at the very center of the line, and run the proper command (scan2pic in IRIS).We'll get an image of 1800 pixel in width and height corresponding to the webcam or camera output format, if 640x 480, for example, the image will be 1800x 480, so it must be scaled.
Nel caso di VHIRSS, nell'illustrazione che segue è mostrata la posizione di partenza dell'immagine del disco solare proiettata dal cannocchiale sulla fenditura, che poi è fatta "scorrere" sulla fenditura stessa, a moto orario fermo, dal movimento apparente della volta celeste:tale scorrimento ed il filmato dello spettro sul monitor a videocamera attivata durano circa 3 minuti (180 secs).
In the case of VHIRSS, in the following image is shown the initial position of solar disk projected from the scope onto the slit, to let scroll down the slit itself with AR motion stopped .Such a scroll takes about three minutes to end.
Nel link che segue è mostrato un filmato ridotto dell'apparenza dello spettro nel corso dell'acquisizione della riga Ha con VHIRSS: si notano,come si è detto, i bordi frastagliati della riga dovuti ai movimenti del plasma:
In the following link is a short film of the appearence of spectrum centered on the Ha line during integration you can note the orizontal lines on the edge of Ha, due to the motion of plasma .
Nell'immagine sottostante è invece mostrata l'apparenza del disco solare nella riga dell'Idrogeno alfa a 6563A e dell'Idrogeno Beta a 4861 A , come ottenuta con VHIRSS con il sistema dianzi descritto.
The images hereunder show the solar disk in Ha and Hbeta lines at 6563 and 4861A
Scansione della riga Hbeta dell'Idrogeno
