Auringon valokuvaamisesta lähiultraviolettivalossa

Toni Veikkolainen:

Lähitähtemme Aurinko tarjoaa visuaalihavaitsijoille ja valokuvaajille päivittäin muuttuvan näkymän, jota on mielenkiintoista seurata. Perinteinen valkoisen valon alueella katseleminen ja kuvaaminen on edelleen vahvassa suosiossa, mutta lisäulottuvuutta havaitsemiseen voi tuoda ottamalla lähiultraviolettialue haltuun. Tällöin havaintotoiminta tosin on melko puhtaasti valokuvaamista, sillä ihmissilmä on epäherkkä näille aallonpituuksille ja ultraviolettivalo ei ole silmille ainakaan suurissa määrin erityisen hyväksi.

Auringossa lähiultraviolettialueen yksityiskohdat painottuvat neutraalin (CaH, 396.8 nm) ja kerran ionisoituneen kalsiumin (CaK, 393.3 nm) absorptioviivojen ympärille. Leveäkaistaiset okulaariin kiinnitettävät täysaukkosuodattimen ohella käytettävät suodattimet, kuten Baaderin K-Line, päästävät läpi kummankin aallonpituusalueen valoa, kun taas kapeakaistaisten läpäisykäyrä on yleensä painottunut melko tiukasti CaK:n ympärille. Kapeakaistasuotimia usein markkinoidaan varsinaisten CaK-kaukoputkien (esim. Lunt) yhteydessä [1]. Tällaiset suodattimet ovat huomattavan paljon kalliimpia kuin okulaarikäyttöiset suodattimet, joiden hintaluokka on 250-300 euron tasolla, mutta toisaalta niillä myös saavutetaan parempikontrastinen näkymä Auringon kiekosta, erityisesti fotosfäärin yläpuolisista piirteistä (kuva 1). Harrastajakäyttöisten laitteiden apertuuri ja sen myötä myös kulmaresoluutio jää kuitenkin pienemmäksi kuin okulaarisuodatinta tavallisessa linssiputkessa käytettäessä (kuva 2).

Koska normaaleissa arkielämän kuvaustilanteissa UV-valoa pidetään useimmiten riesana, tyypillisissä digikameroissa on UV-estosuodatin, joka ei juurikaan päästä alle 400 nanometrin aallonpituuksia kennolle. Lisäksi värikameran kameran bayer-matriisin vuoksi kennon pikseleistä vain neljäsosa ottaa vastaan syvänsinistä valoa. Niinpä sopivin kuvausväline CaH- ja CaK-viivojen alueella on tähtikuvauskäyttöön suunniteltu mustavalkokamera. Syvän taivaan kuvauksessa samoja usein pienikennoisia 200-300 euron hintaluokan kameroita käytetään seurannankorjauksen apuvälineinä. Kuten DS-kuvauksessakin, myös Aurinkoa kuvatessa mustavalkokameraa käytetään tietokoneeseen kytkettynä, tosin tarvittavien valotusaikojen lyhyyden vuoksi seurantaa ei tarvita, vaan riittää, että Aurinko on kuvauksen ajan jotakuinkin kuvakentän alueella. Toki jalustan hienoliikunnoista on etua, jotta kohteen pitäminen kuvakentässä on sujuvaa.

Valkoisen valon alueella Auringon kiekossa näkyy erityisesti pilkkuja. Ne ovat ympäristöään viileämpiä ja näkyvät tummempina, koska voimakas paikallinen magneettikenttä haittaa kaasun konvektiota niiden kohdalla. Auringonpilkut näkyvät myös lähi-UV:ssa erittäin hyvin ja lisäksi niiden ympärillä erottuu vaaleampia fakula-alueita. Valkoisessa valossa fakulat näkyvät parhaiten lähellä Auringon kiekon reunaa, koska siinä suunnassa katsojan näkösäde kulkee pitkähkön matkan Auringon fotosfäärin yläosassa. Fakuloiden seudulla paikallinen magneettikenttä on keskivoimakas, mutta ei niin vahva kuin pilkkujen alueella, ja fakulan olemassaolo ei välttämättä edellytä auringonpilkkujen olemassaoloa sen välittömässä läheisyydessä. Tyypillisesti fakuloiden kohdalla magneettikenttä on vahvasti dipolaarinen ja niiden välillä kentän molemmat napaisuudet ovat edustettuina pienemmässä mittakaavassa granulaatiosoluissa, jotka muodostavat usein Auringon pinnalla lähi-UV:ssa hyvin näkyvän verkkomaisen rakenteen. Tämä supergranulaatioksi kutsuttu rakenne erottuu melko hyvin silloinkin, kun Auringossa ei ole lainkaan pilkkuja, ja sille on leimallista materiaalivirta keskiosista reunoille ja edelleen reunoilta alas.

Sekä auringonpilkut että fakulat ovat osia laajemmista kokonaisuuksista, joita kutsutaan Auringon aktiivisiksi alueiksi. Niistä jokaisella on yksilöllinen numero, joka näkyy esim. Spaceweather-sivuston [2] kuvissa päivittäin. Tyypillisesti yksittäisen aktiivisen alueen elinikä ulottuu muutamista päivistä aina pariin kuukauteen saakka ja syvyysulottuvuus jatkuu fotosfääristä kromosfääriin. Fotosfäärin pilkkuja lukuunottamatta useimmat CaK-viivan valossa erottuvat Auringon kiekon piirteet ovat lämpötilaltaan 10000 ja 15000 kelvinin välillä ja niiden korkeus fotosfäärin ylärajasta nähden vaihtelee noin 400-600, 700-1400 ja 1800-2000 km:n välillä. Sen sijaan vedyn alfa-viivan valossa Auringon kiekosta näkyy selvemmin kaksijakoisesti 100-300 ja 1200-1700 km:n korkeudella olevia yksityiskohtia, jotka vastaavat noin 8000 kelvinin lämpötilaa. Toki pinnasta ulkonevat protuberanssit ja filamentit ulottuvat huomattavasti korkeammalle Auringon koronaa kohti, ja niistä kirkkaimmat voivat erottua heikosti myös kalsiumin spektriviivojen valossa, filamentit selvästi ympäristöään tummempina [3].

Lähiultraviolettivalossa Aurinko avaa havaitsijalle huomattavasti uusia näkymiä verrattuna perinteiseen valkoisen valon kuvaamiseen, ja niiden tallentaminen onnistuu sujuvimmin videopinoa ottamalla. Muutaman sadan ruudun videopino on useimmiten riittävä laadukkaan, vähäkohinaisen kuvan lähtöaineistoksi. Yleensä pinoaminen ei vie pitkään, ja havaitsijalla onkin melko pian edessään upea kuva dynaamisesta päivätähdestämme.

Kuva 1. Aurinko kuvattuna 27.7.2012 Lunt LS60THa/B1200C –kaukoputken läpi. © Samuli Vuorinen, Kaj Wikstedt.

Kuva 2. Aurinko kuvattuna 6.7.2014 William Optics Megrez 90/621 –linssikaukoputken, Astrosolar-kuvauskalvon ja Baader K-Line –suodattimen läpi. © Toni Veikkolainen. [4]