Fundamentos Teóricos da Observação Solar Monocromática

        O Objetivo da utilização de luz monocromática na observação solar é o de evidenciar estruturas existentes em sua atmosfera , ou cromosfera por meio de uma filtragem da luz recebida. A filtragem é feita de tal maneira a apenas deixar uma pequena fração do espectro eletromagnético atingir o detector , normalmente um CCD , filme ou o próprio olho. A pequena fração do espectro que é transmitida deverá corresponder a emissão característica de um elemento químico presente na fonte emissora.
        Visto que o sol apresenta uma capa ou atmosfera transparente a maioria dos comprimentos de onda da luz branca que provém da camada mais interna conhecida como fotosfera e que naquela camada estão presentes elementos químicos fortemente ionizados devido a elevada temperatura ( ~10000K), seus átomos absorverão da luz branca os comprimentos de onda que são característicos de suas transições eletrônicas , fazendo com que apareçam no espectro solar as conhecidas raias de Fraunhoefer. 
        Utilizando-se uma destas raias para produzir uma imagem solar , obtem-se uma espécie de mapa de localização do elemento na cromosfera ou espectroheliograma.
        As linhas mais utilizadas para este fim são as do Hidrogênio na região visível do espectro e as de Cálcio na região violeta.
        Assim , podemos utilizar um filtro especial formado por vários filmes finos em substrato de vidro para observar ou utilizar um monocromador a base de um elemento dispersivo , rede de difração ou prisma de vidro , cujas fendas de entrada e de saída estejam mecanicamente acopladas e dotadas de um movimento oscilatório que permita varrer a imagem solar proveniente de um telescópio . Tal instrumento denomina-se espectroheliógrafo.
        A figura abaixo mostra a estrutura atualmente aceita para a atmosfera solar : 

 

A Arquitetura do Sol

    Energia termonuclear é gerada no interior do sol ou caroço , mostrado escuro pois a sua radiação é composta por raios-x e raios gama.Os nucleons envolvidos nas reações do caroço são nêutrons, prótons ,dêuterons, hélio 3 e partículas alfa . Elétrons, pósitrons e neutrinos também estão presentes.
    Externamente ao caroço , a energia que inicialmente era composta de raios-x e raios gama se converte em luz ultravioleta por perda de energia em colisões ( efeito Compton ).        Na região de convecção a energia é levada a superfície por grandes células convectivas que diminuem de tamanho na medida em que se afastam do caroço até atingirem a superfície visível apresentando-se na forma de granulações na fotosfera. A cromosfera está logo acima sendo mais rarefeita e apresentando maior temperatura ( 10 000 K )  com estruturas compostas de plasma confinado nos campos magnéticos. Tais estruturas são as proeminências solares, flares e  espículas.
    Acima da cromosfera temos a corôa solar com temperaturas da ordem de 1 000 000 K formada por elétrons e íons.

 

Funcionamento do Espectroheliógrafo

  A luz solar é refletida pelo celostato A  formado por dois espelhos planos para uma abertura na parede da sala escura onde encontra-se a objetiva B constituída por uma lente biconvexa de borossilicato com 140mm de diâmetro e 2800mm de distância focal.

   A objetiva produz uma imagem que pode ser projetada pela ocular D na tela E .  A imagem pode ainda ser  formada sobre o ocultor cônico R ou sobre a fenda de entrada G , passando por um filtro vermelho de banda larga F. As três possibilidades são oferecidas girando-se o espelho C para a posição adequada.

   A fenda G permite que apenas uma fina coluna de luz com 0,01mm de largura reflita no espelho I e seja colimado pela lente J , biconvexa com 90mm de diâmetro e 1400mm de distância focal. O feixe paralelo é difratado pela rede de difração K de 50 x 50 mm e 1200 linhas /mm. O feixe difratado resultante volta pela mesma lente J e a imagem do espectro visível se forma sobre a fenda de saída M ou é refletida pelo prisma L para observação.

 

 

 

   A luz monocromática emerge da fenda M e pode ser projetada sobre um filme fotográfico ou CCD  P pela objetiva de 90mm ou observada através da ocular Q.

   Um sistema eletromecânico formado por molas chatas de aço e uma bobina inserida em um imã permanente H fazem, por meio de um sinal elétrico alternado aplicado à bobina , o sistema de fendas G M oscilar horizontalmente de modo a se obter uma " varredura " ou escaneamento da imagem solar no plano da fenda G e a sua correspondente reconstituição monocromática no plano da fenda M. Este movimento pode ser feito por oscilações rápidas a uma frequência de  15 Hz ou uma única varredura lenta com duração de 10 segundos. O movimento rápido das fendas é utilizado visualmente aproveitando o efeito de persistência da imagem na retina , como ocorre no cinema , e a fenda parece abrir-se em uma janela monocromática de 6mm de largura.  O movimento lento é utilizado nas exposições fotográficas ou CCD enquanto ocorre a exposição.

 

Coronógrafo de Lyot

    O instrumento originalmente inventado pelo astrônomo francês Bernard Lyot na década de 30 utilizava um filtro verde para observação da coroa solar fora dos eclipses totais. Aqui , utiliza-se um filtro de 4 Å para a observação de protuberâncias solares em alta resolução.

   A imagem solar formada pela objetiva B inside sobre um ocultor cônico R em alumínio que possui o mesmo diâmetro do disco solar. Apenas os objetos além do limbo solar são observados e as suas imagens são produzidas pela lente biconvexa U de 50 mm de diâmetro e 150mm de distância focal . Um filtro Baader Planetarium de 4 Å centrado na H-alpha em 656.3 nm  V produz as imagens no plano Y que podem ser fotografadas ou examinadas com uma ocular. A lente S tem o objetivo de formar uma imagem da objetiva B sobre o diafragma T de modo a permitir o bloqueio da luz indesejável proveniente da difração nas bordas da objetiva R insida sobre o plano Y diminuindo o contraste . O instrumento original de Lyot ainda incluía um pequeno ocultor colado no centro da lente U no plano do diafragma que permitia bloquear a luz de uma reflexão interna na espessura do vidro da objetiva B.