El espectroheliógrafo

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EL ESPECTROHELIÓGRAFO
Lo inventó George Ellery Hale en 1890. Este dispositivo permitía fotografiar la luz de una
reducida banda de longitudes de onda del Sol. Esto permitió fotografiar las luces de onda en
torna a la línea emitida por el calcio pudiendo estudiar la química de la región mas superficial
del sol. Con este instrumento el propio inventor descubrió los vórtices solares.
Figura 1- George Ellery(1868 – 1938)
El espectroheliógrafo es un instrumento usado en astronomía. Captura una imagen fotográfica
del Sol en una sola longitud de onda de luz, una imagen monocromática. La longitud de onda es
generalmente elegida para coincidir con una longitud de onda espectral de uno de los elementos
químicos presentes en el Sol.
Fue desarrollado independientemente por George Ellery Hale y por Henri-Alexandre Deslandres
en 1890, y posteriormente refinado en 1932 por Robert Raynolds Mc Math para tomar películas.
Por otro la de la historia nos dice también:
Vamos allá por el año 1874. Por aquella época existía el Observatorio Lick, situado a 1.300
metros sobre el nivel del mar. Su nombre se debe al financiero norteamericano James Lick.
Había hecho mucho dinero durante la avalancha del oro en California y estaba ansioso por dejar
una suma para perpetuar su nombre. No sabía nada de astronomía y nunca había visto un
telescopio, pero había llegado a apreciar el valor de promover el conocimiento de los cuerpos
celestes. En 1874 anunció que donaba 700.000 dólares para construir el telescopio mejor y más
grande de los que hubiera hasta entonces. A petición del mismo James Lick cuando agonizaba,
sus restos fueron enterrados en el pilar de ladrillo sobre el que está montado el telescopio.
La lente de 91 cm de diámetro, pulida por el famoso Alvan Clark, se puso en un telescopio de
18,3 metros de largo y se situó en la cima de Monte Hamilton. Gracias a él, Edward Emerson
Barnard logró lo que ningún astrónomo anterior había hecho desde la época de Galileo:
descubrió un quinto satélite a Júpiter, conocido hoy como Amaltea. Ha sido el último objeto del
Sistema Solar descubierto a ojo. El resto ha tenido que ser descubierto a través de, al menos,
cámaras unidas a los telescopios.

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Lo interesante de aquel observatorio era que, gracias a su altura, dejaba por debajo gran parte de
la atmósfera terrestre, aunque el precio a pagar fuera llevar a los hombres y suministros a lo alto
de la montaña teniendo en cuenta la temperatura de las noches.
Al mismo pulidor de lentes, Alvan Clark, se le pidió posteriormente la fabricación de una nueva
lente de 101 cm, pero después de que invirtiese 20.000 dólares en el proyecto, la universidad
dijo que no podía pagarlo. El proyecto quedó parado.
En ese momento entra en escena nuestro protagonista de hoy: George Ellery Hale, nacido en
Chicago, en 1868. Pronto empezó a mostrar interés por la astronomía. Sus padres, que estaban
bien situados económicamente, le proporcionaron un observatorio privado bien equipado. Se
interesó particularmente en el Sol.
A sus 24 años, inventó el espectroheliógrafo. Es lo que resulta de unir un telescopio con
un espectroscopio. Con este aparato, podía conocer de qué material están hechas las estrellas.
En 1895 fue cofundador de The Astrophysical Journal, fue decisivo en la fundación de la
Sociedad Astronómica Americana en 1899 y, Posteriormente, en convertir la
desconocida Throop Polytechnical Institute de Pasadena, en lo que hoy conocemos
como Caltech. Posteriormente, descubrió que las manchas solares eran más frías que su entorno
y que los campos magnéticos estaban asociados con dichas manchas solares. También describió
un ciclo de 22 años de la actividad magnética solar.
Si bien cuando uno observa el Sol hay luz de sobras, cuando uno mira a las estrellas es
necesario recoger cada pizca de luz disponible. La petición frecuente de Hale era “¡Más luz!” y
esto implicaba telescopios cada vez mayores y más potentes. Habiendo diseñado los
instrumentos que necesitaba, tuvo una sorprendente habilidad: la de persuadir a millonarios para
que lo financiaran.
Su primera víctima fue Charles Tyson Yerkes, quien tenía en sus manos la empresa de tranvías
de Chicago y cuya forma de ganar dinero era de un modo que algunos llamaban “corrupto”.
Hale acosó a Yerkes hasta que el financiero se comprometió a donar 349.000 dólares para la
construcción del telescopio y el observatorio. El Observatorio Yerkes se construyó en Lake
Geneva, Wisconsin. Alvan Clark acabó de pulir aquella lente que había quedado parada y se
puso en un telescopio de 18 metros de largo. El peso de la lente era de 230 Kgs., y el peso total
del telescopio era de 18 toneladas. Se puso en marcha en 1897 y todavía hoy es el telescopio de
refracción más grande del mundo.
Hale intentó más tarde poner en dicho observatorio el espectroheliógrafo de su invención, pero
se dio cuenta que era demasiado pesado y los resultados fueron mediocres. El primer telescopio
que llevó dicho instrumento fue posible gracias a otra víctima: la señorita Helen Snow,
INTRODUCCIÓN:
Se trata de la realización de aficionados, que, en un primer momento (1990), consistió en la
fabricación de un prototipo para probar la posibilidad de construir una SHG. La presencia de un
microordenador en el hogar, así como un CCD lineal, y en especial la recuperación de una
rejilla, permite la puesta en marcha de este. Así, el presupuesto debe ser mínimo y el "sistema
D.I.Y. " que se utiliza en gran medida. Las restricciones fueron graves debido a que la primera
versión de la SHG debe estar en " piggy-back " en un clásico 115/900 telescopio ecuatorial

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apoyado por el más clásico y frágil montaje en un trípode de madera. Inútil para especificar que
el peso y las dimensiones del espectrofotómetro debe ser como mínimo también!
¿Dónde comenzar? El objetivo es hacer que el más pequeño posible espectroheliógrafo dando al
mismo TME una resolución espectral suficiente para hacer aparecer estructuras
cromosféricos0000000000.08suficiente para que estas mismas estructuras son claras y
detalladas. Es, de hecho, el tamaño y el número de foto elementos del CCD que guiarán, o
determinar , la continuación de la realización
La dispersión y la resolución espectral
Si 1 píxel del CCD es de aproximadamente 10μm de ancho (dirección perpendicular al eje de la
barra), es necesario que la dispersión del espectro es tal que ésta intercepte 10μm una banda
espectral de 0,05 nm (diremos que la dispersión es 5 nm / mm). Esta dispersión es una función
de 3 elementos: el número de líneas por mm de la rejilla, el orden de la rejilla, y la longitud
focal de la lente de la cámara (la que forma la imagen del espectro). Dispersión aumenta si estos
parámetros aumentan.
La dispersión no es todo, también es necesario tener en cuenta la resolución espectral. Nada
sirve para tener una dispersión sólida si la resolución no es bueno. El problema es el mismo
como un telescopio. Supongamos un objetivo de 1,2 m de longitud focal y 100 mm de diámetro,
de buena calidad. Este objetivo es poder dar al plano de enfoque de una imagen de la Luna de
10 mm de diámetro. Si reducimos a 20 mm de la abertura del objetivo por medio de un
diafragma, la imagen de las medidas Luna siempre 10 mm de diámetro, pero la resolución de los
detalles es 5 veces menos bueno.
Para una resolución espectral en relación con la dispersión, se necesita una lo suficientemente
amplia como rejilla.
Con respecto a la resolución espectral, R = 73000, se llega, en teoría, 0,01nm en el primer orden
así, no hay problema. El ángulo de difracción para la línea Ha es 22 ° 48 'y 13 micras para
cubrir con una banda espectral de 0,05 nm, una cámara de longitud focal de 200 mm es
suficiente - en teoría!. Es allí alrededor de un valor mínimo. Pero si se quiere concentrar toda la
luz de la rejilla, es necesario encontrar un objetivo de 62 x raíz cuadrada (2) - es 87 mm -
diámetro con una F / D = 2,2. Digamos a la vez que, en la práctica, es ampliamente mejor para
aumentar en gran medida la distancia focal, por un lado, para minimizar la aberración de
esfericidad del objetivo, y por otro lado a minimizar las aberraciones del monocromador
asamblea de la que hablaremos de nuevo y, finalmente, para reducir al mínimo los gastos
presupuestarios.
Veamos ahora lo que debería ser la resolución espacial, es decir, la posibilidad de separar los
detalles finos de la imagen. El tamaño de un pixel, en el eje de la barra de CCD, es aquí 10
micras, y hay alrededor de 1.700 píxeles lo que permite grabar una imagen completa del Sol 17
mm de diámetro. La resolución espacial en el plano de la imagen está conectado a la resolución
angular por la relación:
x = f .tg(α)
Con:
f = longitud focal del objetivo del telescopio
α = ángulo del haz incidental en el eje óptico
x = distancia al eje óptico del punto de imagen correspondiente

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La obtención de una imagen solar de 17 mm requiere un objetivo de casi 2 m de longitud focal
.1 píxel (10 micras) representa entonces un poco más de 1 segundo de arco. Un objetivo de 12
cm de diámetro puede - siempre en teoría - permitir que esta resolución, pero no olvidemos que
observamos el Sol y que la turbulencia es generalmente limitante. Por lo tanto uno no ganará
nada en la resolución mediante el uso de un objetivo más grande.
Imagen digital:
Ahora es necesario tener en cuenta el aspecto digital de la imagen. Mediante el uso de la CCD
lineal máxima (1700 píxeles) y para sintetizar una imagen circular, será necesario "para cortar el
sol" en 17000/13 = 1,307 secciones sucesivas. Esto representa 1700x1300 = 2,2 millones de
píxeles y, aun digitalizadas en 256 niveles de grises (8 bits), que representa a más de 2 MB de
memoria. En 1990, los microordenadores capaces de tratar este tipo de imagen aún eran
extremadamente caro. Yo tenía entonces un Atari 1040 sin disco duro y que permite visualizar
de 320 * 200 píxeles de imágenes con sólo 16 colores. La primera limitación es el soporte de la
grabación: 720 KB disquete; el segundo fue la imposibilidad de mostrar imágenes "grandes".
Figura 2-fotografia del sol con el espectroheliógrafo
Por lo tanto decidí limitar el tamaño de las imágenes a 640x400 píxeles, haciendo la lectura de
640 líneas de 800 píxeles y tomando sólo un píxel de cada dos en cada línea.
Estos elementos me llevaron a utilizar la imagen focal de 8 mm suministrados por el telescopio
115/900 y adquirir 2 espejos esféricos 76/700 para hacer el monochromateur. Proporciones F /
D se encuentran cerca y rallado es prácticamente totalmente iluminado.
La figura de la derecha muestra un ejemplo de la imagen a la luz Hα obtenido con este montaje
preliminar. Filamentos, plages, prominencias son visibles. La resolución espectral se espera que
la resolución espacial, pero no es muy buena porque todos los adjustements son manuales y
muy delicada de realizar sin hacer vibrar el instrumento.
Después de este primer experimento y un periodo improductivo de unos años, creo que una vez
más la construcción de un grupo de autoayuda porque ciertas circunstancias favorables se
reunieron. He construido un motor de montaje ecuatorial en ascensión recta y en declinación
para mi 115/900 telescopio. Originalmente destinados a la fotografía del cielo profundo con un
teleobjetivo de 500 mm en paralelo con 115/900, la estabilidad, la robustez y la comodidad son
sin comparación con el primer montaje. La recuperación de un nuevo rallado - aunque lejos de
ser el nuevo estado - ardió 500 nm y 1440 ranuras por mm, la desviación de otro CCD lineal de

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una mano-escáner y la compra de un microordenador revivieron mi interés por los grupos de
autoayuda.
Aquí está la descripción de este instrumento que es sin embargo sólo un ejemplo y cada uno
puede modificarlo y mejorarlo.
De los trabajos científicos que he logrado, pero una cosa este verano, y hasta que no lo hicieron
involucrar a mucha mano de obra. Es el esquema para fotografiar las prominencias, y después
de un buen acuerdo del pensamiento, no veo ninguna razón por la que no funcionará. La idea se
me ocurrió cuando yo venía a casa de la parte alta, el otro día y se reduce a lo siguiente. Detener
el reloj del ecuatorial dejar que el tránsito sol a través de la ranura, que se coloca radial hacer la
extremidad. Llevar H en el campo de la la observación de telescopio, y vuelva a colocar el
ocular por una placa-soporte que tuvo lugar en un marco adecuado, y dibujado por mecanismo
de relojería a través del campo a la misma velocidad como el sol atraviesa la hendidura. A
medida que la línea H alarga y se acorta - ya que va a hacer con la variable altura de la
prominencia, la placa se fotografiar su variando largos uno al lado y por tanto producen y la
imagen de una prominencia. Ese es la idea en bruto, pero he estudiado en detalle, y ha diseñado
una placa de viaje titular, que voy a tener Brashear hacer. También he conseguido una
disposición por la cual toda la niebla es evitada y tengo grandes esperanzas de que la cosa va a
ser un éxito. Se está, nuevos cambios para el trabajo de se abrirán las prominencias, y de esta
manera los cambios durante intervalos cortos de tiempo puede Debe observarse con una
precisión mucho mayor que en los dibujos”.
Figura 3- Principio de la espectroheliógrafo: Hendidura (1) selecciona un segmento particular
de la imagen solar; Abertura (2) aislados de un wevelenth particular en el espectro de ese
segmento y permite para impresionar su imagen en la placa fotográfica. Como se hace la
imagen del sol se mueva a través de la ranura (1), la placa fotográfica se mueve en
sincronismo con la segunda ranura (2). De esta manera una imagen fotográfica del sol, en una
en particular longitud de onda, está compuesto por segmentos.
"Su objetivo es construir hasta una placa fotográfica una imagen de las llamas solares, por cara
de grabación por imágenes laterales de las líneas espectrales brillantes que caracterizan los
gases luminosos. En el primero lugar, una imagen del sol está formado por un telescopio en la
ranura del espectroscopio. La luz del sol, después de la transmisión pensó el espectroscopio, se

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extiende en una larga banda del color, atravesado por líneas que representan los diversos
elementos. En los puntos donde la ranura del espectroscopio sucede para intersectar una
prominencia gaseosa, las líneas brillantes de hidrógeno se pueden ver que se extiende desde la
base de la prominencia para el límite exterior. Si una serie de tales líneas, que corresponden a
diferentes posiciones de la hendidura sobre la imagen de la prominencia, se registraron lado a
lado en una placa fotográfica, es obvio que iban a dar una representación de la forma de la
propia importancia. Para lograr este resultado, es necesario hacer que la imagen solar para
moverse a una velocidad uniforme a través de la primera ranura del espectroscopio, y, con la
ayuda de un segundo hendidura (que ocupa el lugar del ocular ordinario del espectroscopio),
para aislar una de las líneas, lo que permite que la luz de esta línea, y de ninguna otra parte del
espectro a pasan a través de la segunda ranura para una placa fotográfica. El principio de este
instrumento de este modo radica en fotografiar la prominencia a través de una estrecha ranura,
del que se excluye toda la luz excepto lo que es característico de la propia importancia.
Evidentemente, es indiferente que la energía solar imagen y placa fotográfica se mueven con
respecto a las ranuras espectroheliógrafo, o la rendijas con respecto a la imagen fija y la placa
solar”
figura 4- Kenwood ( izquierda ) , espectroheliógrafo unido a la 12 en el refractor ( centro) , G.
E.Hale en el laboratorio Kenwood ( izquierda )
Figura 5- manchas solares por G.H. Hale portátil " Observatorio Kenwood Astro - Física”, 22
de junio 1891 2 de enero de 1893.

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Figura 6- celostato del telescopio horizontal de la nieve.
Figura 7- El sol en la luz visible (izquierda) y en H-alfa (a la derecha). Observatorio Monte
Wilson 12 de agosto de 1917.
Este instrumento, descrito por Hale en 19296, Que consiste en un telescopio celostato horizontal
y un espectrohelioscopio, podría ser utilizado en una amplia variedad de observaciones. Dos
ranuras oscilantes de amplitud variable o un par de prismas cuadrados de girar antes de las
rendijas fijas se utilizan para dar una imagen monocromática de una parte del sol, por lo general
con la línea H- alpha: " Poco después de que obtuvimos en el Monte Wilson los primeros
espectroheliogramas de los flóculos de hidrógeno con la línea H-alfa, se me ocurrió tratar de
observar sus formas visualmente con el de 30 pies espectroscopio del telescopio torre de 60
pies. Este espectroscopio vertical era del tipo Litros, con la ranura en el eje óptico del telescopio
torre y una abertura para una placa fotográfica en un lado.

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Figura 8- espectroheliógrafos obtenerse en Meudonobservatorio : Calcio ( izquierda ) y H -
alfa ( derecha) . Marzo, 21 de 1910
Figura 9-espectrogramas del sol

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Así, una segunda ranura podría ser colocada en la abertura de la placa de acuerdo con la primera
hendidura, una disposición utilizada cuando el instrumento se empleó como espectroheliógrafo,
ya sea con una rejilla o con un gran prisma líquido montado en la parte inferior del pozo de 30
pies. La distancia entre la rendija y los centros es de 6 pulgadas, y fue un asunto sencillo de
montar en su lugar un disco de bronce circular, con su vertical de soporte a medio camino entre
ellos. Este disco se proporcionó con un número de radial hendiduras, que sirvieron
sucesivamente en pares como la primera y segunda ranura de un espectrohelioscopio. A medida
que la primera hendidura desplazado hacia la derecha, la línea H-alfa correspondiente movía
con la hendidura opuesta a la misma velocidad a la izquierda, suponiendo que los ajustes que se
hacen correctamente y el campo restringido de modo que sólo un par de rendijas se iluminó en
cualquier momento. Así, el observador, el uso de un bajo consumo de energía ocular positiva o
una sola lente centrada en las segundas ranuras, deben ver a una monocromática imagen de una
porción del sol. Hale describió un espectrohelioscopio de bajo costo que consistía en: (1) un
telescopio, que en su forma más simple y menos costosa comprende un celostato, segundo
espejo, y la lente sigle; (2) una espectroscopio, de longitud aproximadamente 13 pies de
coordinación, del tipo Littrow refleja; (3) un par de hendiduras oscilantes o un dispositivo
similar para producir el movimiento rápido necesario de las hendiduras y imagen solar. La
disposición general de este espectrohelioscopio se muestra en la Figura 11 y la Figura 12.
El celostato consistía en dos espejos de 5½ pulgadas y 4 ½ pulgadas de placa de vidrio
ordinario, de ½pulgada de espesor con plateado plano de las superficies frontales a alrededor de
un cuarto de onda (Figura 13). Estacelostato fue impulsado por el movimiento del reloj y
movimientos lentos para hacer girar e inclinar lasegundo espejo, con lo que cualquier parte de la
imagen solar sobre la primera ranura de laspectroshelioscope. La lente del objetivo podría ser
enfocada por el observador (una sola lente era empleado).

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APLICACIÓN DE LA FÍSICA:
Elemento importante del equipo utilizado en astronomía para fotografiar las protuberancias del
Sol, como la fotosfera (la capa interior de gases calientes más cercana a la superficie del Sol) y
la cromosfera (la capa exterior más fría). El espectroheliógrafo, junto con un telescopio,
fotografía el Sol en luz monocromática (con una única longitud de onda). En su forma más
simple consta de un espectrógrafo con dos ranuras delante de una placa fotográfica; la ranura
más cercana al Sol es más pequeña. La imagen del Sol la proyecta el telescopio en la primera
ranura, que transmite la luz a la segunda ranura. Esta segunda ranura se coloca a una cierta
longitud de onda para registrar la radiación de la línea espectral producida por un elemento
químico como el hidrógeno (que produce la línea espectral marcada como H) o el calcio (que
produce la línea marcada como K; véase Espectroscopia). En la placa fotográfica se acumula
una película mixta del Sol mostrando la distribución de este elemento a medida que el Sol cruza
por el cielo.

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1 telescopio D = 115 mm , H = 900 mm , de enfoque helicoidal , formando la imagen primaria
del Sol
1 menisco divergente F = -300 mm "para llevar" el plano de imagen del telescopio y obtener
1170 mm de distancia focal resultante. ( Uso similar a la lente de Barlow )
2 espejos esféricos D = 76 mm, f = 700 mm utilizados como colimador y la cámara (
monochromateur )
plano de la reflexión rejilla , 62 x 62 mm , 1440 tr / mm , ardió 500 nm
3 pequeños espejos planos
Elementos mecánicos particulares:
1 ranura de metal (que puede ser también considerado como componente óptico)
1 motor pasó a paso para la rotación de la rejilla
1 micro-motor + reductor para la orientación de la CCD
1 sistema para enfocar la CCD
Los elementos electrónicos:
1 CCD lineal compuesta por 2048 píxeles de 14x14 micras, paso 14 micras
1 circuito de reloj - generador para el accionamiento del CCD
1 amplificador y un digitalizador de circuito para la señal de vídeo
1 interfaz con el ordenador
Controladora de la mano para motores de rejilla y CCD
La microinformática:
1 microcomputador ( Atari 1040 hasta el 2000 , y el PC de 233 MHz a partir de 2001 para la
adquisición )
Un software para el control y adquisición de imágenes CCD
El diseño óptico
Como un dibujo es mejor que 10000 palabras , aquí está la planta de la disposición de los
componentes ópticos que constituyen el grupo de autoayuda . Telescopio está en la parte
inferior .

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CARACTERÍSTICAS:
A - ocular (modo espectroscopio )
B - rejilla del motor
C - Motor + reductor + apoyo de la CLD
D - Focuser del telescopio que contiene la lente divergente
E - parte conexión entre el telescopio y los grupos de autoayuda
F - tenedor de la montura ecuatorial
G - telescopio 115/900
H - mango flexible para bloquear el eje de declinación

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I - espectroheliógrafo (parte superior)circuito de activación del reloj del CCD - J
K - espectroheliógrafo (parte inferior)
BIBLIOGRAFIA:
 Hale, G.H. (1929). Thespectroshelioscope and itsworks. Part I. History, instruments,
adjustments, and methods of observation. TheAstrophysicalJournal, Volume LXX, number 5:
265-327.
 Hale, G.H. (1930). Thespectroshelioscope and itsworks. Part II. Themotion of
thehydrogenflocculinearsun-spots. TheAstrophysicalJournal, Volume LXXI, number 2: 73-105.
 Hale, G.H. (1931). Thespectroshelioscope and itsworks. Part III. Solar eruptions and
theirapparentterrestrialeffects. Contributionsfromthe Mount Wilson Observatory / Carnegie
Institution of Washington, vol. 425: 1-34.
 Hale, G.H. (1931). Thespectroshelioscope and itsworks. Part IV. Methods of
recordingobservations. Contributionsfromthe Mount Wilson Observatory / Carnegie Institution
of Washington, vol. 434: 1-9.
 Wright, H. (1966). Explorer of theUniverse. A biography of George Ellery Hale. Clarke,
Irwin&ComparyLimited, Toronto and Vancouver.

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