Solar Spectrum Research Grade RG18

Die Grafik links 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 Grafik 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