¿Cuáles son las pautas de fotosensibilidad para la fotografía de eclipses solares?
Resumen de algunos ejemplos de tiempos de exposición para fotografía de eclipses solares. Se puede decir que la elección del tiempo de exposición es muy importante, y existen ciertas reglas de selección, pero no son demasiado estrictas, siempre que se controlen dentro de un rango razonable. Debido a que la situación real involucra muchos factores como el ángulo elevado del sol, la transparencia de la atmósfera terrestre, la corona brillante en ese momento, etc., el tiempo de exposición se puede reducir adecuadamente.
El brillo de las bolas de colores es sólo unas milésimas del de las fotosferas, y se requieren tiempos de exposición más cortos para fotografiar bolas de colores, prominencias solares, etc. , pero las cuentas de Bailey suelen estar demasiado expuestas a la luz y son invisibles a simple vista. El brillo de la corona es sólo unas pocas millonésimas del de la fotosfera, lo que equivale aproximadamente al brillo del primer cuarto o del último cuarto de la luna, por lo que las condiciones para fotografiar la corona son similares a las de la luna. La corona exterior es cientos o incluso miles de veces más oscura que la corona interior. Es imposible tener en cuenta tanto la corona interior como la exterior en una sola toma. Es necesario combinar películas con diferentes tiempos de exposición para comprender la imagen completa de la corona. . Es especialmente importante minimizar la luz parásita en los instrumentos al fotografiar la corona. 1. Mientras la luz de la cromosfera se desvíe hacia la corona exterior y media, excederá el brillo de la corona allí, dañando gravemente la calidad de la imagen de la corona. El método para reducir la luz parásita es agregar un tubo protector de luz delante de la lente del objetivo (pero su diámetro debe ser lo suficientemente grande como para no bloquear el campo de visión efectivo) y agregar una tira de luz en el tubo del telescopio (pero no para reducir el campo de visión efectivo). Muchos telescopios están pintados en mate, pero todavía hay luz dispersa. Uno de nuestros métodos de inspección sencillos es: en la oscuridad, apunte el telescopio a una estrella brillante o a una fuente de luz distante, retire el ocular y escanee varias partes directamente con las gafas. La parte brillante es la fuente de luz parásita, y pegar allí un trozo de terciopelo negro puede eliminar la luz parásita. Como se mencionó anteriormente, la película fotográfica no es lo suficientemente sensible como para capturar características de imágenes muy claras y oscuras. Aunque la cámara digital CCD tiene una alta tolerancia, las fotografías reveladas aún no son lo suficientemente amplias. El ojo humano es muy sensible y adaptable, o muy tolerante; las débiles características de la corona vistas por el ojo a través de un telescopio a menudo no se fotografían en un tiempo limitado. Así que las buenas fotografías impresas no son tan maravillosas como parecen. Por lo tanto, las personas interesadas van a las zonas de eclipses solares totales: desiertos secos y cálidos, regiones polares frías u océanos llenos de obstáculos para observar el eclipse solar total.
El brillo de la corona interior es muy diferente al brillo de la corona exterior. Generalmente, características como la larga corona no se pueden mostrar simultáneamente en las fotografías. Para mostrar al mismo tiempo, podemos agregar una película reductora de luz frente a la parte brillante de la corona en el negativo, o combinar las dos imágenes dentro y fuera de la pantalla en una mediante tecnología de revelado e impresión.
Ahora que la tecnología de procesamiento de imágenes por computadora está disponible, los programas pueden debilitar mejor las partes súper fuertes de las imágenes CCD y mejorar las partes débiles, mostrando así características como la corona. También es posible crear imágenes en colores falsos. Por eso es realmente interesante filtrar y resaltar la información obtenida a través de la fotografía. Justo después de comer, antes de que se emitiera la luz, las bolas de colores destellaron formando un arco delgado. El espectro capturado se llamó "espectro de destello" y mostró algunas líneas de emisión que no sólo eran interesantes de observar, sino también de cierta importancia para la investigación. . He hablado antes sobre los importantes hallazgos de esta temprana observación. Hoy en día, los astrónomos utilizan grandes espectrógrafos para tomar espectros cada vez más finos de la cromosfera. Generalmente, los observadores de eclipses solares no tienen tales condiciones, pero aún pueden hacer algunos intentos con equipos más simples y lograr ciertos resultados.
En realidad, una cámara de prisma se forma añadiendo un prisma (o rejilla de transmisión) con un ángulo de vértice muy pequeño (por ejemplo, unos 7 grados) delante de la lente objetivo de un telescopio pequeño. Cuando está alineado con la cromosfera, el espectro esférico se puede visualizar en el plano focal del objetivo. El alcance de esta expansión espectral es proporcional a la distancia focal del objetivo, lo que requiere una distancia focal larga del objetivo (por ejemplo, superior a 1 metro) para lograr una expansión considerable (del orden de unos pocos milímetros). También puede utilizar la combinación anterior de objetivo y cámara digital para aumentar la distancia focal, pero aún así debe considerar que tiene suficiente potencia óptica efectiva (D/Fe) para capturar el espectro en poco tiempo.
Aparentemente se puede capturar el hermoso espectro de colores con una película de color altamente sensible. Cabe señalar que el haz se desvía mediante dispersión prismática y el eje óptico del telescopio debe apuntar en un ángulo alejado del sol. El ángulo entre el telescopio Starfinder y la cámara prismática se puede cambiar de modo que cuando el telescopio Starfinder apunte al Sol, se capture el espectro.
Si quieres tomar mejores espectros de la cromosfera o de las prominencias, es necesario utilizar un espectrógrafo con rendija de entrada. Retire el ocular del telescopio e instale un pequeño espectrógrafo en el terminal de modo que la rendija incidente quede en el plano focal del objetivo del telescopio. En la rendija de entrada se forma una imagen de una porción seleccionada de la cromosfera o de la prominencia del telescopio, y el espectrógrafo captura el espectro. Para aprovechar al máximo la luz prominente recogida por el telescopio, la relación focal de la lente colimadora después de que el espectrómetro entra en la rendija debe ser igual a la relación focal de la lente objetivo del telescopio.