Wie funktioniert eine SolarSpectrum H-alpha Oberflächen-Filter ?

Die Graphik rechts zeigt Ihnen schematisch den Aufbau eines engbandigen H-alpha Filters der modernen Generation (siehe dazu auch Geschichte). Zuerst trifft das Licht im Filter auf eine Anti-Reflexions Schicht (die Lichtintensität der Chromosphäre ist ungefähr 1 Million mal schwächer als das der Photosphäre, deshalb darf kein oder kaum Streulicht im Filter entstehen). Danach passiert das Licht ein Filter, welches ein Großteil des unerwünschten Lichtes aus dem Spektrum herausfiltert.


Es folgt das "Herz" des Filters, ein Fabry Pérot Interferometer auch Fabry Pérot Etalon genannt.

Anschließend folgt ein weiteres Filter, welches Nebenlinien ausfiltert und die H-alpha Linie isoliert und eine weitere Anti-Reflexionsschicht. Der ganze Filterblock sitz in einem Gehäuse und wird auf eine ganz bestimmte Temperatur geheizt.
Das Fabry Pérot Interferometer
Die Graphik unten zeigt - ebenfalls schematisch - das Fabry Pérot Etalon etwas detaillierter. Das Licht der Sonne kommt von rechts, angedeutet durch das Spektrum. Es folgt das erste Filter, welches die H-alpha Linie - noch sehr breitbandig - vorausfiltert. Danach trifft das Licht das Fabry Pérot Element.

 
Das Fabry Pérot Etalon besteht aus zwei parallel angeordneten teildurchlässigen Glasplatten oder Etalons (spezielle Kunststoffe) mit einer dazwischen liegenden Luftschicht. Lichtstrahlen werden in dem Luftspalt an den einander zugekehrten Glasflächen vielfach reflektiert. Nach Austritt aus der der Lichtquelle abgewandten Glasplatte interferieren die zahlreichen Teilstrahlenbündel und löschen sich dabei aus.

Übrig bleibt - je nach Konstruktion und Abmessungen des Etalons - die H-alpha Linie mit einigen Nebenmaxima, die das letzte Filter (angedeutet durch den senkrechten roten Balken) wegfiltert. Durch Wahl der Dicke des Luftspaltes und der Etalons kann man beliebige Linien aus dem Spektrum herausfiltern.

Die Halbwertsbreiten (die Enge der Filterung), die mit solchen Filtern erreicht werden liegen je nach Aufwand und Konstruktion bis hinunter zu 0.2 Å (0.02 Nanometer).

 
Die Halbwertsbreite (HWB) eines (H-alpha) Filters

Die Graphik links zeigt den Begriff der Halbwertsbreite. Auf der waagerechten Achse ist die Wellenlänge in Nanometer angegeben und auf der senkrechten die Transmission (Lichtdurchlässigkeit) eines Filters. Die HWB ist definiert als Wert in Nanometer oder Ångstroem bei einer Transmission von T/2 max.

Um Oberflächendetails im H-alpha Licht sehen zu können, bedarf es Halbwertsbreiten < 1Å (0.1 nm). Als Beispiel: Die H-alpha Filter, die in der CCD Technik zur Aufnnahme von H-II Regionen eingesetzt werden haben HWB´s von um die 10- bis 50 Å (1 bis 5 nm).

Zudem muss natürlich das Filter bis auf einige Zehntel Nanometer genau auf der Wellenlänge der H-alpha Linie liegen. Deshalb werden diese Filter beheizt, weil man über die Temeratur das Filter genau auf die Linie schieben kann (siehe auch unter Spektrum).
Das Gesamtsystem zur H-apha Beobachtung

Die Graphik links zeigt schematisch das Gesamtsystem, das für erfolgreiche H-alpha Beobachtungen notwendig ist. Zum eigentlichen Fabry Pérot Etalon gehören dazu:
  • ein sogenanntes telezentrisches System und
  • ein sogenanntes ERF Filter.
Das Telezentrische System
Ein so engbandiges Filter wie ein H-alpha Oberflächenfilter erfordert einen Strahlengang von annähernd parallelem Licht. Dieser ist gegeben, wenn die Brennweite ca. 30 mal dem Objektivdurchmesser ist (also bei 100 mm Öffnung, die Brennweite 3000 mm beträgt, f/30). Bei den heute üblichen kurzbrennweitigen Teleskopsystemen, müsste man, um f/30 zu erreichen, die Teleskopöffnung zu stark abblenden. Statt dessen wird vor dem Filter ein Telezentrisches System eingefügt, welches eine Brennweitenverlängerung mit anschließendem parallelen Strahlengang erzeugt.
Das Telezentrische System besteht aus zwei Teilen, einem aufweitendem Element (Barlowlinse) und einem anschließendem Element, welches den paralleln Strahlengang erzeugt. Telezentrische Systeme werden von BAADER mit zwei- und vierfacher Brennweitenverlängerung geliefert.

Ein weiteres letztes optisches Element zur erfolgreichen H-alpha Beobachtung ist notwendig, das sogenannte ERF (energy reflection filter) Filter. Wozu es gebraucht wird zeigt untenstehende Graphik.

 
Das auf das Teleskop einfallende Sonnenlicht besteht ja nicht nur aus dem sichtbaren Bereich, der hier weiß eingerahmt ist, sondern auch aus den nicht sichtbaren Strahlunsbereichen, dem Infraroten (Wärmestrahlung) - und dem Ultravioletten Bereich. Beide sind sehr energiereich und deshalb gefährlich.

Das ERF Filter besteht im Grunde aus einem einfachen roten Kantenfilter (z.B. Schott RG 630). Dieses filtert ja schon den UV Bereich heraus, aber der Infrarot Anteil passiert ein solches Filter ungedämpft. Deshalb MUSS es zusätzlich mit einer Infrarot-Sperrschicht bedampft werden. Vor dem Objektiv montiert, verhindert es eine unzulässige Aufheizung von Teleskop und speziell des Fabry Pérot Etalons, welches durch zu hohe Temperatureinstrahlung zum einen aus der H-alpha Linie geschoben wird, zum anderen auf Dauer unrettbar zerstört wird.

Viele Amateure haben sich in den 80er Jahren Ihre DayStar-Filter zerstört, weil sie glaubten, ein einfaches Rotfilter vor der Lichteintrittsöffnung des Teleskops täte es auch!

Es erübrigt sich zu erwähnen, dass das ERF-Filter, da es vor dem Objektiv montiert wird, perfekt planparallel gefertigt sein muss, um einer Bildverschlechterung entgegen zu wirken.
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