Astronomie

H alpha - double pic (Be star)

H alpha - double pic (Be star)

Quel est le double pic dans ce cas, s'il vous plaît ? Que veut dire le troisième ? Merci beaucoup


Titre : VARIATIONS À COURT TEMPS DU H PROFIL A DOUBLE POINTE DU NOYAU DE NGC 1097

Le large (FWHM 10 000 km s) H à double pointe Le profil du noyau LINER/Seyfert 1 de NGC 1097 a été découvert en 1991 et suivi pendant les 11 années suivantes. Le profil a montré des variations attribuées à la rotation du gaz dans un disque d'accrétion képlérien non-axisymétrique, ionisé par un flux d'accrétion radiativement inefficace (RIAF) variable situé dans les parties internes du disque. Nous présentons et modélisons 11 nouvelles observations spectroscopiques du profil à double pic prises entre mars 2010 et mars 2011. Cette série d'observations a été motivée par la constatation qu'en mars 2010, le flux dans la ligne à double pic était à nouveau fort, en effet, en décembre 2010, encore plus fort que dans les observations d'il y a une décennie. Nous avons également découvert des variations d'échelle de temps plus courtes que dans les observations précédentes : (1) la première, de 7 jours, est interprétée comme due à la « réverbération » de la variation de la luminosité de la source ionisante, et l'échelle de temps de 7 jours comme temps de traversée de la lumière entre la source et le disque d'accrétion cette nouvelle échelle de temps et son interprétation fournit une distance entre l'émission gaz et le trou noir supermassif et introduit ainsi une nouvelle contrainte sur sa masse (2) la seconde, de Presque-Égal-Tomore » 5 mois, a été attribuée à la rotation d'un bras spiral dans le disque, qui s'est avérée se produire sur l'échelle de temps dynamique. Nous utilisons deux modèles de disques d'accrétion pour ajuster les profils théoriques aux nouvelles données, les deux ayant des émissivités non-axisymétriques produites par la présence d'une spirale à un bras. Notre modélisation contraint la période de rotation de la spirale à être presque égale à 18 mois. Ce travail appuie notre conclusion précédente selon laquelle les larges raies d'émission de Balmer à double pic dans NGC 1097 et probablement aussi dans d'autres noyaux actifs à faible luminosité proviennent d'un disque d'accrétion ionisé par un RIAF central. « moins


Spectroscopie de comparaison supplémentaire des étoiles Ae & Be

Comparaison de 2 étoiles de type O à raie d'émission et d'une étoile de type Be très ancienne. Notez la diminution de la vitesse de rotation passant de l'étoile de type B primitive à l'étoile de type 06 plus grande et plus massive et comment l'intensité de la raie d'absorption pour He et H diminue dans l'étoile O6. Malheureusement, la résolution du spectrographe Alpy 600 ne révèle pas les pics divisés pour les raies d'émission H-alpha et H-Beta qui sont utilisées pour déterminer la vitesse de rotation du disque de décrétion. Il semble que nous, astronomes amateurs, cherchions toujours à gravir les échelons en termes de prise de lumière et de résolution du système.

#2 joyeuse patelle

Des trucs super comme toujours. L'un ou l'autre devrait-il afficher des pics séparés (V/R) ? Je vais essayer de trouver à quelle sorte de division de longueur d'onde on doit s'attendre pour un petit disque serré.

Le problème est que ces gros disques ont des vitesses orbitales faibles en raison de leur taille - si vous pouviez trouver un système avec un petit disque (comme on en trouve souvent dans les systèmes BeXRB en raison de la troncature par l'étoile à neutrons), vous aurez de bien meilleures chances de obtenir un double pic.

#3 joyeuse patelle

Regardez les spectres autour de H Alpha et He 6678 sur cette page :

à partir de quand A0535+262 (HDE245770) reconstruisait son disque. Je pense que vous résoudriez ces pics.

Edité par happylimpet, le 01 mars 2016 - 12:02.

#4 vieux_frankland

happylimpet, j'ai pu (juste) résoudre les pics V/R dans des étoiles comme Zeta Tauri et 28 Tauri. R-1200 ou mieux serait mieux, je pense.

Merci pour le lien vers l'article HDE245770. Cela vaut la peine d'être examiné.

#5 joyeuse patelle

Ah c'est vraiment cool ! Je pourrais être attiré par la spectroscopie. Quelle est la dépense minimale, quel type d'options existe-t-il ? J'ai un 12" f.5 sur un EQ8 et un Atik 460ex.

#6 vieux_frankland

Ah c'est vraiment cool ! Je pourrais être attiré par la spectroscopie. Quelle est la dépense minimale, quel type d'options existe-t-il ? J'ai un 12" f.5 sur un EQ8 et un Atik 460ex.

L'Alpy 600 avec fente miroir de guidage hors axe coûte un peu plus de 2 000 $. Les systèmes à plus haute résolution comme le Lisa ou Lhires commencent à deux fois plus cher et montent à partir de là à une vitesse alarmante. Un bon point de départ est le réseau Star Analyzer 100 qui coûte environ 200 $. Il peut être utilisé sur un simple objectif DSLR ou avec la plupart des télescopes dotés d'une monture à entraînement modeste.

J'ai essayé le Star Analyzer pendant environ un an avant de convaincre ma femme que je ne pourrais pas vivre sans l'Alpy 600. Vous pouvez voir certains de mes projets avec le SA100 ici : http://www.lafterhal. ectroscopie.html

C'est également le cas avec la lunette de visée SA100, 80 mm et la caméra vidéo USB :

Je dois vous prévenir !! La spectroscopie est une sacrée dépendance. . soyez prévenu.

#7 vieux_frankland

Le SA 100 est particulièrement adapté à la spectroscopie de nova et de supernova. Avec votre lunette de 12 pouces, vous pourriez faire des trucs assez tueurs.

#8 Astrochimiste organique

J'apprécie vraiment vos messages et votre plaidoyer pour la spectroscopie. Continuez ce bon travail.

Je suis en train de barboter avec l'approche d'un pauvre en spectroscopie de ces fascinantes étoiles Be : observation visuelle avec un filtre H-alpha de 6 nm avec un dob de 8" non piloté !

Hier soir, par exemple, la différence entre omega canis majoris et 27 canis majoris était évidente, même pour moi.
Je trouve que c'est un super site :
Soyez le spectre des étoiles
Vous pouvez rechercher les spectres de ces étoiles et trier par date pour trouver les spectres les plus récents.

Je me doutais que j'allais en apprendre un peu plus sur le système visuel humain. Fondamentalement, les yeux sont si insensibles à la lumière rouge à faible niveau que j'ai trouvé que la meilleure technique était de regarder les étoiles avec mon oculaire 2" à faible grossissement, puis de tenir le filtre entre mon œil et l'oculaire. J'ai aussi besoin d'une cagoule. ma tête pour garder les choses vraiment sombres. Mais bien sûr, une faible lueur rouge était visible pour oméga CMa mais pas pour 27 CMa. Je ne peux pas soustraire le continuum stellaire, mais au moins certains de ces photons rouges provenaient probablement de l'émission du disque. Avoir un contrôle, une étoile B similaire avec peu ou pas d'émission est utile. Heureusement, il y a beaucoup d'étoiles B là-bas. Beaucoup d'étoiles Be brillantes aussi. Voir ici. La méthode n'est probablement pas très bonne pour éliminer faux positifs, mais je suis heureux si je vois un point rouge plus brillant qui correspond aux étoiles à forte émission. J'ai observé Kappa CMa, Nu Gem, Beta CMi et Eta Tau.

Je ne suis pas sûr que je m'amuserais plus avec un SA 100, mais je suis ouvert à la persuasion. Dans quelle mesure les résultats seront-ils inférieurs avec une monture non entraînée ? Merci.

Edité par Organic Astrochemist, 01 mars 2016 - 19:16.


Conclusion de la conférence sur la spectroscopie

Haven’t a eu la chance de rendre compte des 2 derniers jours de la conférence, il y a maintenant 3 semaines, qui était vraiment un événement révolutionnaire tout autour. J'ai rencontré beaucoup de gens formidables du monde entier! Beaucoup ont été inspirés, espérons-le, pour se lancer dans cette fascinante "sous-spécialité" de l'astronomie amateur. Pour ma part, j'ai appris une tonne et j'ai pu commencer quelques projets de recherche avec les astronomes professionnels présents. Probablement grâce aux informations présentées lors de cet événement, j'ai pu faire accepter mon premier spectre dans la base de données mondiale d'étoiles Be (appelée BeSS) qui est une ressource utilisée par les astronomes du monde entier.

Participants au récent atelier. Je suis à l'arrière (flèche) . Les gens venaient d'aussi loin que l'Australie et la Nouvelle-Zélande !

François Cochard, l'un des copropriétaires de Shelyak Instruments, a discuté du défi de trouver des étoiles plus faibles lors des observations de spectroscopie.

Le Dr Katie Devine du College of Idaho a fait une présentation sur son centre d'intérêt qui est l'étude des régions de formation d'étoiles massives et les observations spectroscopiques de ces zones dans les radiofréquences

Ma conférence préférée était celle de Drew Chojnowski, étudiant diplômé de l'Université d'État du Nouveau-Mexique, sur la spectroscopie des systèmes binaires d'émission géants ou ceux avec une étoile d'émission de type B (étoile B avec un disque de gaz environnant) et contenant également une petite étoile de type O en orbite, appelé un O “subdwarf”. Celles-ci sont beaucoup plus faibles que les étoiles ordinaires de type O mais ont toujours une luminosité 10 à 100 fois supérieure à celle du Soleil !

Drew a présenté les données de spectroscopie qu'il a obtenues à l'aide du télescope Apogee 3,5 m et du spectrographe Echelle (non loin d'ici !) à partir d'une autre étoile binaire exotique composée d'une étoile Be et d'une probable sous-naine OB. En utilisant des raies d'émission dans les spectres, il a pu résoudre les paramètres orbitaux du système binaire !

Olivier Garde, également de Shelyak Instruments en France, a présenté une conférence fascinante sur la façon d'identifier de nouvelles nébuleuses planétaires avec la spectroscopie !

Inspiré par les discussions fascinantes de l'événement, j'ai obtenu ce spectre de HD51354 la deuxième nuit, quand il faisait beau. C'est une étoile Be de magnitude 7,2 avec un compagnon présumé O qui n'est pas facilement détectable avec aucune des raies d'absorption ou d'émission habituelles, mais apparemment elle a été directement observée dans la région ultraviolette. Cela montre juste le pic d'émission H alpha qui est divisé en raison de la composante du disque en orbite. Ma future tâche est d'observer l'émission de silicium un peu plus du côté bleu de celle-ci afin que les paramètres orbitaux du binaire puissent être calculés ! J'étais assez excité que ce spectre ait été accepté dans la base de données BeSS (voir ci-dessus) car cela confirme en quelque sorte que vous savez "probablement" ce que vous faites et pouvez maintenant vous concentrer sur la science !


Pleine largeur à mi-hauteur

Dans une répartition, pleine largeur à mi-hauteur (FWHM) est la différence entre les deux valeurs de la variable indépendante pour laquelle la variable dépendante est égale à la moitié de sa valeur maximale. En d'autres termes, c'est la largeur d'une courbe spectrale mesurée entre ces points sur la oui-axe qui sont la moitié de l'amplitude maximale.

Demi largeur à mi-hauteur maximum (HWHM) est la moitié de la FWHM si la fonction est symétrique.

La FWHM est appliquée à des phénomènes tels que la durée des formes d'onde d'impulsion et la largeur spectrale des sources utilisées pour les communications optiques et la résolution des spectromètres.

Le terme pleine durée à mi-hauteur maximum (FDHM) est préféré lorsque la variable indépendante est le temps.

La convention de "largeur" ​​signifiant "moitié maximum" est également largement utilisée dans le traitement du signal pour définir la bande passante comme "la largeur de la plage de fréquences où moins de la moitié de la puissance du signal est atténuée", c'est-à-dire que la puissance est au moins la moitié du maximum. En termes de traitement du signal, il s'agit d'au plus -3 dB d'atténuation, appelé "point demi-puissance".

Si la fonction considérée est la densité d'une distribution normale de la forme

La zone correspondante au sein de cette FWHM représente environ 76%.

La largeur ne dépend pas de la valeur attendue X0 il est invariant sous les traductions.

En spectroscopie moitié largeur à moitié maximum (ici γ), HWHM, est d'usage courant. Par exemple, une distribution Lorentzienne/Cauchy de hauteur 1 / πγ peut être défini par

Une autre fonction de distribution importante, liée aux solitons en optique, est la sécante hyperbolique :

Tout élément de traduction a été omis, car il n'affecte pas la FWHM. Pour cette impulsion on a :

Si la FWHM d'une fonction gaussienne est connue, alors elle peut être intégrée par simple multiplication.


Des nouvelles de Talavera

N'oublions pas le « bras scientifique » de nos entreprises astronomiques ! Il ne s'agit pas toujours de jolies images d'objets galactiques et extragalactiques (même si c'est en grande partie à propos de ça !). La cabane spatiale de Talavera, comme on l'appelle affectueusement, abrite un télescope C14 et un spectrographe Lhires (qui signifie Littrow, haute résolution). Je fais pas mal de spectroscopie et de nombreux articles précédents ont été consacrés à cela, vous pouvez donc simplement faire une recherche ici et cela vous donnera beaucoup d'informations ! Vous pouvez voir l'équipement et l'installer ici.

En tout cas, la chose la plus intéressante à propos de la spectroscopie astronomique amateur, à mon avis, est qu'elle est très pertinente pour l'astrophysique et la recherche astrophysique actuelles. La plupart de notre compréhension des étoiles, de leur fonctionnement et de la structure à grande échelle de l'univers provient de l'analyse des spectres des étoiles et d'autres objets. La spectroscopie à haute résolution, ce que je fais, se concentre sur les étoiles et les systèmes stellaires. Les astronomes professionnels ont besoin de personnes comme vous et moi pour les aider dans leurs observations ! Ils n'ont pas l'accès quotidien à l'équipement que nous faisons et même s'il peut être difficile de croire qu'un équipement amateur modeste comme celui que nous utilisons peut apporter une telle contribution, tout ce que vous avez à faire est de rejoindre quelques groupes de spectroscopie Internet chaque semaine, il y aura un « flash d'information », un « bulletin » ou une autre annonce concernant une observation en cours effectuée par un astronome professionnel quelque part demandant des observations supplémentaires de vous et moi !

Récemment, une demande d'observations de Rigel, une étoile supergéante bleue d'Orion, est sortie de l'Observatoire de la Côte d'Azur en France. Il s'agit d'un centre de recherche en astronomie de renommée internationale. Leur projet en cours implique des supergéantes lumineuses de type BA qui peuvent être observées dans des galaxies lointaines et qui sont potentiellement des indicateurs de distance précis. Cependant, l'impact de la variabilité des vents stellaires sur la détermination de la distance reste mal compris. En surveillant les spectres à haute résolution de ces étoiles au fil du temps, ils espèrent mieux comprendre cette variabilité. Maintenant que j'ai un diplôme de premier cycle en astronomie, je ne vais pas décomposer les complexités physiques quantiques des changements subtils dans la morphologie des raies d'absorption spectrale, du moins pas aujourd'hui. Mais ce que je peux faire, c'est obtenir un spectre haute résolution de Rigel pour contribuer à leurs recherches en cours. C'est ce que j'ai fait. Avant de montrer cela, quelques définitions à clarifier. Tout d'abord, la "haute résolution". Qu'est-ce que c'est? La résolution fait référence au plus petit détail discernable dans un spectre obtenu avec le spectrographe particulier. Pour ma configuration, nous examinons une petite région du spectre, de l'ordre d'environ 100 angströms (l'ensemble du spectre visible s'étend sur environ 3500 angströms) La résolution est généralement désignée par la valeur "R" où R est le rapport de la longueur d'onde considéré divisé par le plus petit changement visible. Dans la communauté amateur, la basse résolution se situe généralement dans la plage R = 100 à 300. La haute résolution peut être supérieure à 10 000. Les professionnels peuvent être jusqu'à 100 000 avec certaines des configurations qu'ils utilisent. Le spectrographe Lhires que j'utilise se situe généralement dans la plage 16-19000. La plupart des observations d'étoiles et de systèmes stellaires nécessitent des données à haute résolution principalement parce que les phénomènes se reflètent dans des changements de longueur d'onde très faibles, de l'ordre de quelques dixièmes d'angström. Les données à basse résolution sont idéales pour l'analyse d'objets distants tels que les galaxies, les supernovae et autres.

Passons maintenant à Rigel. C'est une étoile bleue brillante familière dans la constellation d'Orion. De magnitude zéro environ, il s'agit d'une classe spectrale B8Ia. La classification spectrale est un sujet fascinant en soi, mais en un mot de votre classe d'astronomie de lycée, la séquence de classification des lettres O, B, A, F, G, K, M, avec des sous-classifications numériques de 0 à 9 , qui a été établi au début du 20e siècle, tient toujours, bien sûr avec quelques ajouts et modifications. Donc, d'une manière générale, cela va des étoiles "O" les plus brillantes et les plus lumineuses aux étoiles "M" plus sombres. Les nombres croissants de 0 à 9 indiquent une diminution des températures de surface. Notre Soleil est au milieu en G2. Les étoiles de type B sont caractérisées spectroscopiquement par leurs fortes raies d'absorption d'hélium neutre. C'est environ 6678 angströms. Ceux-ci ont tendance à diminuer en intensité de B0 à B9. Il existe également une raie d'absorption alpha de l'hydrogène, là où les chercheurs ont observé, mais cette raie n'est pas aussi forte que dans la classe stellaire A. La force de l'hydrogène alpha augmente généralement de B0 à B9. Cependant, la ligne H-alpha pour Rigel est très étrange ! Il contient des composants d'émission variables (voir ci-dessous). Sur la base des observations de la raie variable H-alpha de Rigel, on estime que l'étoile perd de la masse à un taux de (1,5 ± 0,4) × 10-7 masses solaires par an, soit 10 millions de fois plus vite que le Soleil !

Mon observation a été faite ce mois-ci et a consisté en environ 1 à 2 heures de temps d'imagerie total, y compris les cadres d'étalonnage et les plats. 12 spectres de 45 secondes ont été obtenus et traités.

Spectre brut unique de 45 secondes de Rigel. La flèche pointe vers la raie d'absorption alpha de l'hydrogène. Il a une apparence "délavée" en raison du fait qu'il y a une composante d'émission se produisant à cette longueur d'onde, pas seulement l'absorption. À cette résolution, de nombreuses lignes sont visibles, mais beaucoup d'autres proviennent probablement de l'eau de notre atmosphère.

Le spectre de Rigel est montré ici. Il s'avère donc que Rigel n'est pas "juste une star de type B". C'est une étoile variable et fait en fait partie d'un système multi-étoiles. La flèche rouge pointe vers la ligne H alpha. La flèche bleue indique ce qui est une composante d'émission à cette longueur d'onde. Vous pouvez voir comment l'intensité relative augmente là-bas !. Ceci est caractéristique des raies d'émission. L'activité d'émission dans la raie H-alpha des supergéantes BA telles que Rigel (B8Ia) indique la présence d'un certain type d'éjection de masse de l'étoile.

L'aspect particulier de la raie H-alpha avec une caractéristique d'émission sur le côté rouge de la raie et une absorption sur le côté bleu est appelé profil « 8220P Cygni ». Ceci est nommé d'après l'étoile variable prototypique dans la constellation du Cygne. P Cygni donne son nom à un type de caractéristique spectroscopique , encore une fois, où la présence à la fois d'absorption et d'émission dans le profil de la même raie spectrale indique l'existence d'une enveloppe gazeuse s'étendant loin de l'étoile. La raie d'émission provient d'un vent stellaire dense près de l'étoile, tandis que le lobe d'absorption décalé vers le bleu est créé là où le rayonnement traverse la matière circumstellaire en expansion rapide dans la direction de l'observateur. Ces profils sont utiles dans l'étude des vents stellaires dans de nombreux types d'étoiles.

Le deuxième point à l'ordre du jour de Talavera n'était pas dirigé vers une recherche particulière mais était une tâche que je devais faire afin de pouvoir soumettre des spectres à la base de données de l'AAVSO, l'Association américaine des observateurs d'étoiles variables. L'AAVSO est probablement le plus grand référentiel de collaboration professionnelle-amateur au monde. Nous recevons régulièrement des bulletins et des avis de recherches en cours nécessitant l'aide d'amateurs. Si vous envisagez la spectroscopie, l'adhésion à l'AAVSO est indispensable ! Dans tous les cas, pour devenir un “observateur légitime”, vous devez soumettre un spectre à partir d'une liste de leurs “étoiles standard” et le faire valider. J'ai choisi epsilon Canis Major, également connu sous le nom d'Adhara, pour l'exercice. C'est une étoile de type B plus «normale», en fait une B2. La chose intéressante est que vous pouvez voir que la ligne H alpha est plus forte ici pour cette étoile par rapport à Rigel qui est une étoile de type B plus récente (B8) et donc la force d'absorption de H alpha devrait être moindre. C'est parce que la ligne de Rigel a des caractéristiques d'émission telles que décrites précédemment.

Il s'agit d'une exposition brute de 1 minute pour la star Epsilon Canis Major. Même dans cette image brute, vous pouvez voir que la ligne alpha de l'hydrogène est bien plus sombre que la ligne précédente vue pour Rigel, alors qu'elle devrait être l'inverse !

Il s'agit d'une raie d'absorption alpha d'hydrogène assez "normale" pour l'étoile Adhara ou Epsilon CMaj. Notez qu'il est assez symétrique dans le bras “blue” à gauche et le bras “red” à droite. Comparez cela à la fonction d'émission sur le côté rouge de la ligne H-alpha de Rigel’s.

Ok les gars. Telles sont les nouvelles de février de la cabane spatiale de Talavera. Je suppose que c'est assez d'astrophysique pour 1 jour !


San Marcos, Californie

Regardez la mairesse de San Marcos, Rebecca Jones, prononcer son discours sur l'état de la ville en 2021. Cet événement virtuel a été organisé par la Chambre de commerce de San Marcos le 19 mai.

Nous embauchons! Personnel aquatique d'été pour la ville de San Marcos

Après les défis rencontrés en 2020, nous soulignons les grandes choses que la ville de San Marcos fait dans le monde du développement économique et les changements à venir que nous verrons en 2021.

Les membres de la communauté peuvent facilement découvrir ce qui se passe et utiliser des cartes qui mettent en évidence les grands projets de construction à San Marcos au cours des deux prochaines années.

Les locataires de San Marcos qui ont connu des revers financiers en raison de COVID-19 peuvent être admissibles au nouveau programme d'aide à la location COVID-19 de la ville.

À la ville de San Marcos, la santé et la sécurité de notre communauté sont notre priorité absolue. Renseignez-vous sur la réponse de la Ville à la COVID-19 (maladie à coronavirus).

Branchez-vous sur notre nouveau podcast! Ce podcast fournit des conversations pour donner aux membres de notre communauté une plongée plus profonde dans ce qui se passe dans leur gouvernement local.

Restez à jour sur les travaux importants qui se déroulent dans le projet de San Marcos Creek. Le projet soulagera les problèmes d'inondation, améliorera la circulation et préservera le ruisseau San Marcos.

Faites une demande de permis temporaire d'exploitation en extérieur.

Consultez la liste des épiceries et des restaurants ouverts, des brasseries et des établissements vinicoles ouverts pour emporter ou en livraison.


Augmentation des taux de VSQ

Bob Goodrich, responsable du soutien à l'observation, WMKO

Le tarif par nuit que nous facturons au VSQ (Visiting Scientist’s Quarters) à Waimea est resté stable à 60 $/nuit depuis le milieu des années 90. Il s'agit d'un excellent rapport qualité-prix pour les observateurs, qui apprécient les chambres calmes conçues pour les dormeurs de jour, avec un bâtiment commun qui comprend des installations pour manger et cuisiner, des ordinateurs et un accès réseau, des divertissements tels qu'une table de billard et une laverie. Au fil des ans, les observateurs ont encore amélioré le VSQ en laissant derrière eux des articles utiles, tels que des planches de bodyboard, des tapis de plage, etc., qui pourront ensuite être appréciés par les futurs invités du VSQ.

Récemment, nous avons revu les coûts réels d'exploitation du VSQ, réalisant qu'il était devenu une ponction sur nos fonds d'exploitation, plutôt qu'une installation sans revenus. Compte tenu de notre taux d'occupation actuel, de l'augmentation des coûts des services publics et de la nécessité d'effectuer certains travaux d'entretien et de rénovation différés, cela nous a amenés à augmenter le taux du VSQ à 75 $/nuit, à compter du 1er octobre 2010. Cela garantira que le VSQ couvre ses coûts d'exploitation actuels, et nous espérons que même à ce taux plus élevé, vous continuerez à trouver le VSQ une bonne affaire!


H alpha - double pic (étoile Be) - Astronomie


Présentation des conceptions et fonctions des filtres DayStar

DayStar est surtout connu dans la communauté de l'astronomie amateur pour ses filtres Hydrogen Alpha. Cependant, ils fabriquent également d'autres filtres spécialisés et personnalisés spécialement conçus pour transmettre une partie étroite du spectre solaire tout en réfléchissant ou en absorbant la lumière parasite indésirable. Pour ce faire, la lumière blanche (qui est produite par une combinaison de couleurs) doit être décomposée en sa forme constitutive pour produire un arc-en-ciel de couleurs. Chaque couleur est mesurée en unités "Angstrom" qui représentent 1x10 -10 mètres, ce qui est souvent représenté par le symbole "Å". L'œil humain peut discerner les couleurs dans l'arc-en-ciel à partir de 3800 &# 197 dans le violet jusqu'à environ 7000 &# 197 dans le cramoisi. Dans la lumière du soleil, le spectre continu visible en lumière blanche est interrompu par une série de bandes noires appelées raies d'absorption. Ces raies sont principalement créées par des gaz absorbants froids situés dans la photosphère ou la chromosphère supérieure du Soleil et pour observer les phénomènes interagissant avec l'hydrogène ou le calcium, une filtration optique très précise est nécessaire.

  • Longueur d'onde de la bande passante centrale, à l'une des valeurs suivantes : raie Calcium II K, raie Calcium II H, raie hélium D3, hydrogène alpha, hydrogène bêta ou raie sodium D
  • Bande passante
  • Effacer l'ouverture du filtre, et
  • Régulation de la bande passante et caractéristiques de contrôlabilité du filtre.

Pour ceux qui découvrent ce domaine de l'astronomie, ces filtres sont d'abord classés par leur longueur d'onde passe-bande (transmission). Ces lettres et chiffres ont à voir avec une tranche particulière de la lumière du Soleil qui doit être examinée. Pour mieux comprendre les longueurs d'onde d'intérêt, nous commençons ici avec un peu d'histoire, vous pouvez en savoir plus ailleurs, mais nous ne fournissons qu'une introduction ici. Les principales raies de Fraunhofer et les éléments auxquels elles sont associées et qui intéressent l'observateur du Soleil sont indiqués dans le tableau ci-dessous à gauche.

En 1802, le chimiste anglais William Hyde Wollaston fut le premier à noter et à publier des rapports mentionnant l'apparition de diverses caractéristiques sombres dans le spectre solaire. En 1814, le scientifique et opticien allemand Joseph Fraunhofer a redécouvert indépendamment les lignes et il a commencé une étude systématique impliquant une mesure minutieuse de la longueur d'onde de ces caractéristiques. Ce sont des raies d'émission qui apparaissent dans les spectres des éléments chauffés, mais cela n'a pas été compris jusqu'à ce que d'autres remarquent les corrélations entre les raies de Fraunhofer et la raie d'émission. Fraunhofer a finalement identifié plusieurs centaines de lignes supplémentaires et a désigné les principales caractéristiques avec les lettres A à K, les lignes les plus faibles portant d'autres lettres. Depuis lors, plusieurs milliers d'autres lignes de lumière solaire ont été identifiées. Quelques décennies après Fraunhofer, d'autres ont correctement déduit que les raies sombres du spectre solaire sont causées par l'absorption d'éléments chimiques présents dans l'atmosphère solaire.

La technologie de filtration par monochromateur doit réussir à isoler et transmettre une raie d'absorption proéminente du reste du spectre. Ainsi, dans le filtre DayStar, la lumière du soleil passe à travers un télescope puis dans le corps du filtre où elle est progressivement filtrée à travers une série de jusqu'à douze éléments optiques et des supports d'espacement synthétiques : chacun est un composant critique. Les éléments comprennent une fenêtre optiquement plate à revêtement antireflet, un filtre de blocage à bande étroite, une fenêtre étalon, un cristal spatial solide Fabry-Perot (soigneusement produit en interne par DayStar), une deuxième fenêtre étalon, un filtre de coupe à large bande et un autre anti-reflet fenêtre optiquement plane revêtue. Fournir une haute pureté de filtration pour l'observation solaire implique une technologie de revêtement à couche mince nouvelle et innovante. Pour répondre à ce besoin, DayStar a développé un procédé de revêtement assisté par laser sous contrôle informatisé. Ceci et d'autres améliorations de filtration au cours des dernières décennies ont permis de présenter des composants durables de meilleure qualité pour répondre aux besoins croissants de nos clients.

Le boîtier de chaque filtre est fourni avec le matériel de montage et les brides appropriés pour fixer le filtre sur un télescope. Du matériel en option peut être nécessaire pour accepter des accessoires ou des instruments de mesure visuels ou d'imagerie (film, vidéo ou systèmes CCD intégrés). Company Seven propose une bonne sélection de matériel avec l'expertise nécessaire pour recommander ce qui peut être approprié à vos besoins.


Ci-dessus : Les corps de filtre DayStar sont codés par couleur pour faciliter l'identification. Tous sont alimentés sur la base des boîtiers des séries QUANTUM et ION.
À l'arrière se trouvent : les filtres Hydrogen Alpha de la série QUANTUM (rouge), puis les filtres Helium D3 Line et Calcium K Line. La plupart sont représentés avec des plaques d'interface de fixation.
À l'avant se trouvent les anciens filtres inclinables de la série T-Scanner, notamment : Hydrogen Alpha, Sodium D Line et Calcium H Line (85 285 octets).

    Déplacez rapidement un filtre DayStar d'un télescope à un autre. Cela vous permet de passer d'un télescope à ouverture plus petite et plus pratique pour une observation occasionnelle à un télescope plus grand ou même de classe observatoire selon les conditions de vision locales, le tout sans avoir à racheter le filtre Hydrogen Alpha.

Chez Company Seven, nous avons décidé d'équiper notre installation d'étude du Soleil de nos télescopes d'astrophysique et de réfraction TeleVue jusqu'à 206 mm d'ouverture ! Bien que pour des raisons de commodité et en raison des limites typiques imposées par nos conditions de « vue » locales, nous utilisons couramment des télescopes de seulement entre 80 mm et 130 mm. Cependant, en fonction de vos besoins et des conditions d'observation locales, vous pouvez utiliser des télescopes plus petits ou beaucoup plus grands, voire métriques. Nous vous invitons à contacter Company Seven pour en savoir plus sur ces systèmes, ou à visiter notre salle d'exposition pour voir les filtres DayStar en fonctionnement.


Critères de sélection des filtres DayStar Hydrogen Alpha

La photosphère est la surface visible du Soleil que les astronomes amateurs connaissent le mieux. cela s'observe facilement avec des filtres solaires relativement bon marché comme ceux que nous proposons par Questar, et Baader Planetarium par exemple. La surface visible du Soleil n'est pas une surface solide mais est en fait une couche de boule de gaz d'environ 100 km d'épaisseur, ce qui est relativement mince par rapport au rayon de 700 000 km du Soleil. En observant le centre du disque du Soleil, nous regardons droit vers l'intérieur et voyons des régions un peu plus chaudes et plus lumineuses. Lorsque l'on observe le limbe du disque solaire, la lumière a emprunté un chemin oblique à travers cette couche et nous ne voyons qu'à travers les régions supérieures, plus froides et plus sombres. Ceci explique l'« assombrissement du membre » qui apparaît comme un assombrissement du disque solaire près du membre. Un certain nombre de caractéristiques peuvent être observées dans la photosphère avec un simple télescope équipé d'un filtre « lumière blanche » approprié avec un élément en verre ou en polymère à revêtement métallique, conçu pour réduire l'intensité de la lumière du soleil à des niveaux confortables, et pour éliminer ou atténuer parties nocives du spectre.

Gauche : Le Soleil tel qu'il peut apparaître à travers un filtre de lumière blanche (32 724 octets).

Selon la nature du revêtement ou du métal utilisé pour fabriquer le filtre, le soleil peut apparaître blanc, bleu, jaune (comme illustré à gauche) ou rouge orangé. Les caractéristiques visibles dans un filtre de lumière blanche peuvent inclure : 1. des taches solaires sombres, 2. les facules brillantes et 3. des granules. On peut aussi mesurer le flux de matière dans la photosphère en utilisant l'effet Doppler. Ces mesures révèlent des caractéristiques supplémentaires telles que des supergranules ainsi que des écoulements à grande échelle et un schéma d'ondes et d'oscillations.

La chromosphère apparaît comme un « duvet de pêche » entourant le Soleil. Il s'agit d'une couche irrégulière au-dessus de la photosphère du Soleil où la température augmente rapidement de 6000°C à environ 20.000°C. À ces températures plus élevées, l'hydrogène émet une lumière qui dégage une couleur rouge foncé (émission H-alpha, souvent abrégée en HÅ). La chromosphère tire son nom (sphère de couleur) de ce phénomène. Cette émission colorée peut également être vue dans des protubérances qui éclatent puis se projettent au-delà du limbe du Soleil dans la noirceur de l'espace. Les proéminences peuvent être observées en toute sécurité à l'œil nu pendant les éclipses solaires totales.

À gauche : Le Soleil tel qu'il peut apparaître à travers un filtre Daystar Hydrogen Alpha (37 053 octets).

Cependant, lorsque le Soleil est étudié à l'aide d'un spectrographe ou d'un filtre conçu pour isoler l'émission H-alpha, de nombreuses autres caractéristiques sont révélées, notamment : le réseau chromosphérique d'éléments de champ magnétique, la plage lumineuse autour des taches solaires, les filaments sombres à travers le disque , et des proéminences au-delà du membre.

La partie du spectre la plus couramment utilisée pour des études sérieuses sur le travail du Soleil se trouve dans la partie rouge du spectre solaire, sur la ligne de l'hydrogène alpha (parfois écrite comme Hydrogène-α) située à 6562,81Å. À son point de mi-intensité, cette ligne n'a que 1,20 &# 197 de large. A 0.5Å bandpass filter is passing only about 1/8000 of the frequency band of visible light! Providing optical filtration in this order of dimension is most demanding, and DayStar is among the few who have been able to do this consistently, and with good durability and longevity of the filter system.

Our DayStar Hydrogen Alpha filter product line currently consists of three series of filters which obviously will differ one from another by modes of tuning, by bandpass, and by spectral uniformity. In making a filter selection, one should focus on technical considerations including the desired performance requirements in terms of spectral uniformity, et filter bandpass* 1 .

    * 2 An extremely flat and parallel crystalline substrate.

All DayStar Hydrogen Alpha filters provide clear and exciting images of prominence and surface phenomena, to see these and read an explanation of them refer to DayStar DayStar Bandpass Filters: An Introduction To What They Show And Why in our DayStar Library section. Observers concentrating on prominence work generally prefer a wider bandpass, (0.95 to 0.80Å). Those concentrating on subtle surface detail require higher contrast or ultra-narrow bandpass filter systems, (0.70 to 0.50Å) the most common fabrication request from the amateur who is venturing into this area for the first time is 0.60Å for example.

So basically speaking, the narrower the bandpass is then the more striking will be surface features but with some loss in the ability to observe large prominences particularly as they extend and cool farther and farther away from the Sun. The wider the bandpass is then the finer surface will be less apparent even though Sunspots remain visible, but the larger prominences and Coronal Mass Ejections that extend far off the limb of the Sun are more apparent.

Energy Rejection Prefilter: the DayStar Hydrogen Alpha solar filters are engineered to function with an optional energy reduction "pre filter" attached onto the front of almost any telescope. This can be employed with or without an aperture stop. While the cylindrical housing of the filter body is installed onto the focuser of the telescope.

This is an optional precisely made glass filter element housed in a machined aluminum cell that is attached over the objective of a telescope, well ahead of the Hydrogen Alpha filter assembly. It's primary function is to reduce the intensity of portions of the solar spectrum which could otherwise result in damage to the Hydrogen Alpha filter elements. This component may be calculated to shape the beam of light towards a nominal focal ratio by reducing aperture of the telescope for example. So the Prefilter element may be made to cover the entire front opening of the telescope, this being referred to as a full aperture configuration. Or the Prefilter cell can be made to cover the perimeter of the telescope objective holding a smaller diameter filter glass to suit the requirements of the optical arrangement. The Prefilter can be made as an off-axis arrangement (for obstructed telescopes) or centered on-axis for use on unobstructed telescopes, refractors for example. One or more aperture stops can be used stop down the Prefilter to suit seeing conditions, or reduce the brightness of the image to suit camera limitations or for some special effect.

Right: precision Prefilter manufactured by Company Seven for use with a DayStar Hydrogen Alpha filter. At left it is shown hand held, and at right installed (111,301 bytes).

The proper design involving selection of the Prefilter aperture, proper qualities of the filter glass element in terms of raw material homogeneity and freedom from striae, and excellence of manufacturing (flatness and smoothness of surfaces and parallelism of the two optical flat surfaces) are essential to the proper operation of any DayStar Hydrogen Alpha filter. Operation of a DayStar hydrogen alpha filter without this component is not practical and will void the warranty.

For a complete review of the system components, and how they function then read the instruction manual that was written by Company Seven and that is provided by us with each controller that is sold by us.

    1. The QUANTUM PE series filtering systems represent the finest components manufactured by DayStar, and are made available for Hydrogen Alpha, Sodium (Na) D, Calcium (Ca) II K-Line, Helium, and custom wavelengths by request. The QUANTUM PE represents the best performance DayStar can deliver, while the QUANTUM Series are also about ease of operation. total simplicity. Professional institutions and the more advanced observers that employ research quality optical systems are encouraged to consider the filtering power of these top quality products.

Right: DayStar Quantum PE 0.3Å bandpass filter with two inch diameter female fitting, part of Company Seven's inventory routinely employed at our 'Solar Saturdays' sessions (59,457 bytes)
Photos cannot convey the 3-D like qualities of the Sun surface details when observed through this filter and a suitable telescope: simply stunning!
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The QUANTUM PE are Professional Edition instruments that deliver full aperture spectral uniformity of the full aperture wavelength per filter zone tested these are tested at the mean peak wavelength in overlapping zones. So our PE series are recommended whenever precision homogeneity and highly uniform on band transmittance values across the entire substrate surface are required. PE grade filters are manufactured and qualified to a spectral uniformity in CWL (Central Wavelength) accuracy of ۪.05 Ångström *. Daystar QUANTUM filters undergo high resolution spectrographic scanning. This new, specially engineered spectroscopic testing equipment provides high resolution mapping of all new DayStar Filters. All air to glass surfaces are antireflection coated with state of the art V-coatings to reduce losses of light per surface to 0.2 percent at their designed wavelength so higher throughput and less risk of ghosting are attained.

The QUANTUM PE precision systems are extremely difficult to produce, requiring additional quality control steps and additional fabrication and testing time so please plan for some extra time in the delivery schedule.

The high resolution etalon mapping equipment at our factory offers qualification certified accurate by independent testing with etalon transmission sample sizes of 5mm, 2mm or 1mm sample sizes and with certification printouts available on new PE filter purchases.

    * The mean peak wavelength of all 12 mm diameter areas shall be within ۪.05 Ångström of the full aperture wavelength measurement.

Each new DayStar QUANTUM PE filter is tested during fabrication to assure compliance with strict standards:

In that all interference filtering devices are sensitive to ambient temperature changes, the DayStar QUANTUM series filters housings are engineered to maintain on band performance across a wide range of temperatures - even at conditions that a human will not tolerate for long. The filtering elements are housed within a compact cylindrical, digitally controlled temperature regulated oven. By controlling the current flow to the oven element models can be calibrated with settings provided with each new filter produced. The bandpass can be regulated locally by pushing the red or blue buttons, this adjusts the oven settings to precisely tune the wavelength up or down this can also facilitate Doppler studies for example. The QUANTUM filter bandpass is maintained by the digital controller and that bandpass is indicated on the Liquid Crystal Display (LCD) panel the housing offers live LCD readout of the filter's wavelength output accurate to 0.1Å.

To facilitate use not only in an observatory setting but also in the field, the oven is powered by 12 volt DC current, drawing as much as 3.5 amps depending on the ambient temperature.

The integral Serial Com Port (female DIN-9 connector) provides the capability for remote control of the filter and with on-screen display of filter readout by a personal computer using the free DayStar Quantum Control software. This Windows ® PC based application, also useable on an Apple Macintosh running a Windows ® OS, allows the user to communicate from a Serial Port (or USB Port with Serial Converter) to the filter. Quantum Control is intended as an educational tool, as a way to control up to four (4) QUANTUM filters remotely, and to provide more control than is possible with the filter's limited hardware user interface. The software provided graphical feedback of the filter status displaying in Ångstroms or Nanometers, and allows the operator to control the filter, maintain a bandpass log, and more.

This ability to vary the current also permits those models with calibrated off-band tuning and signal optimization to shift the passband by 1.0Å per 16.8 degrees F therefore, increase the temperature for long side shifts, decrease for short side shift. And by varying the etalon temperature the observer is able to optimize contrast and engage in Doppler studies. While the unit operates at 12VDC for field or battery use, also included with each QUANTUM PE is a 100-240 power supply with US, European, UK and Australian adapter wall plates.

    2. The QUANTUM SE series filtering systems provide wonderful imaging fidelity regardless of most ambient temperatures, but at a more affordable cost than the PE series. Smooth spectral uniformity is provided by instrument quality etalons these will satisfy the needs of most observers and casual imagers too. Informative filtergrams can be made with slight dodging in the darkroom or on the computer. Nominal at f/30 (full aperture or stopped down) with optical systems delivering an effective focal length of up to 2000mm, the user will find the spectral uniformity of these filters impressive. The QUANTUM SE series are available in a bandpass range of from 0.95Å to 0.50Å. As with the PE series, these SE filters incorporate digitally controlled regulation circuitry, and a Serial Comm port. If the main stay of the observing program concentrates on filtergrams and CCD imaging, then we suggest you consider the advantages of the PE series. If the main desire is for visual work and taking basic filtergrams, then the QUANTUM SE is an excellent choice. We are constantly amazed by images delivered by these systems and continually receive quality filtergrams taken by SE owners that give the "big boys" a run for their money.

As mentioned above, the DayStar QUANTUM series filters are designed to maintain on band performance across a wide range of temperatures. The filtering elements are housed within a compact cylindrical digitally controlled temperature regulated oven. During the course of manufacturing a filtering unit, each is thermally tuned by a precision factory-calibrated oven to maintain proper bandpass tuning. To facilitate use not only in an observatory setting but also in the field, the oven is powered by 12 volt DC current, drawing as much as 3.5 amps depending on the ambient temperature.

Right: DayStar Quantum SE 0.5Å filter coming up to temperature as displayed on an optional PC with DayStar Quantum Control software (55,879 bytes).

The filter bandpass is maintained by the digital controller, and that bandpass is indicated on the Liquid Crystal Display (LCD) panel. The housing offers live LCD readout of the filter's wavelength output and is accurate to 0.1Å. This can be regulated locally by pushing the red or blue buttons to precisely tune the wavelength up or down for Doppler studies. The Serial Com Port (DIN-9) provides the capability for remote control with on-screen display of filter readout by a personal computer. By controlling the current flow to the oven element models can be calibrated with settings provided with each new filter produced. This ability to vary the current also permits those models with calibrated off-band tuning and signal optimization to shift the passband by 1.0Å per 16.8 degrees F therefore, increase the temperature for long side shifts, decrease for short side shift. And by varying the etalon temperature the observer is able to optimize contrast and engage in Doppler studies. While the unit operates at 12VDC for field or battery use, also included with each QUANTUM PE is a 100-240 power supply with US, European, UK and Australian adapter wall plates.

Owners of the QUANTUM SE series filters can return their filter to us for an upgrade, so over time we can reconfigure your QUANTUM to operate at a narrower bandpass for example and do so at a lower cost than that to buy a complete new QUANTUM series filter. Customers who own the older DayStar University or ATM series filters can have the filter elements removed, serviced, and then installed into the newer QUANTUM PR or SE series housings. This too guarantees they will continue to enjoy the benefits of longevity and adaptability that only the DayStar trade name can provide.

    3. The ION series filter assemblies are designed for amateur observers who desire on-band performance regardless of ambient temperatures, but that are easy to own and easy to operate. These filters are intended for visual or casual imaging work, and are available in a 0.80Å to 0.50Å bandpass. Think of the ION as a mix between our QUANTUM and our T-scanner configurations, with the ION allowing tuning control with its thermo electric cooling (or heating) in any climate but without the digital display or Serial Comm port of the QUANTUM filters. The ION filters too operate from 12 volt DC power sources, they include a 6 foot long cord with a 6 foot extension and international (120 to 200 volt AC) power supply with adapter plugs. Since the current draw is modest,users can power the filter off alternatives including portable rechargeable battery packs such as those we offer by Kendrick of Canada, or from portable solar power panels that Company Seven can provide too with or without battery backup on partly cloudy days. Because of the internal etalon arrangement these filters too operate in a nominal f/30 optical configuration.

ION housings do not tilt the optics but instead employ a cylindrical housing housing with thermo-electric heating or cooling as desired. Vibration-free Mag Lev fans dissipate temperature quickly, but do not disturb your view though tests indicate they can slightly improve eyepiece stability. Lacking the digital display, the user tunes the filter for the desired effects by rotating the single-turn knob, this has a center position detent for wing shift adjustments of ۪.5Â in 0.1Â steps. As you adjust the dial you can observe the changes of appearance of the solar features. The 20mm clear aperture is narrower than that of the QUANTUM series, yet offers a non-vignetted view of the Sun on telescopes up to about 70mm of aperture. Larger telescopes than this can be employed with the ION however, they will just have reduced field of view. Because the ION incorporates a smaller etalon, this means owners can upgrade over time to narrower bandpass choices at a lower cost than that to upgrade the larger QUANTUM series filters.

    4. As was explained to us and to visiting customers when Sean League visited Company Seven on 1 February 2014, the then forthcoming QUARK is the world's first production Hydrogen-Alpha Filter of its type. This is an unprecedentedly successful marriage of Hydrogen-Alpha filter* and beam-shaping optics that succeeds in being: Quick, Cheap, Easy and Fun to use. It is compatible with most telescopes or lenses of f/4 to f/9. Just slip the lightweight QUARK assembly into the diagonal or focuser of your telescope, slide an eyepiece (or camera adapter) into the accessory holder, connect USB power, and you are off and running - and on-band year round! Simply remove QUARK from your focuser and your telescope is again ready for night-time astronomy or terrestrial pursuits.

*The QUARK assembly is a product of DayStar Instruments incorporating DayStar Filters' Fabry Perot etalon technology.

QUARK is a regulated Hydrogen-Alpha filter with a 25mm clear aperture. As with the ION series these are designed for amateur observers who desire on-band performance regardless of ambient temperatures. These filters are intended for visual or casual imaging work. QUARK is available in either a "prominence" configuration that will typically net a 0.6 to 0.70Å wide bandpass, or a "chromosphere" configuration that will typically net a 0.3 to 0.40Å wide bandpass we state a range of bandpass since the final result will depend to some extent on the focal ratio of the telescope with which the filter is employed.

Right: DayStar QUARK filter assembly with USB power cord (49,627 bytes).
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To keep setup quick and simple QUARK incorporates a custom Daystar 4.2X Telecentric Barlow Lens, this is fully optimized in terms of coatings and optical design specifically for applications in the Hydrogen-Alpha wavelength. This highly specialized lens arrangement eliminates back focus concerns, while also affording superior field flatness when used with the compact f/4 to f/9 focal ratio telescopes for which the QUARK is intended. Air-spaced optical elements are antireflection coated and optimized for transmission of the 656nm wavelength. Just remember that your compact telescope is now operating at an effective focal length of about 4.2 times its norm, so a 500mm telescope nets an image scale comparable to a telescope of 2,100mm focal length. This makes QUARK and ideal accessory for compact telescopes such as our TeleVue 76 or TeleVue 85, or Astro Physics 90mm f/5 Stowaway or Astro Physics Traveler telescopes.

Looking inside the QUARK (don't ask how Company Seven found out) reveals there are optical blocking components, that are separated from the rest of the assembly, which take the heat. Hence there is no problem using QUARK without an Energy Rejection Filter (ERF) with telescopes of 80mm aperture and smaller. We do recommend an optional UV-IR Cutoff Filter (available from Company Seven) for use with telescopes of greater than 80mm aperture, especially if you will be observing over several hours a day. This filter should be installed in line and ahead of any mirror or prism Diagonal.


Above: Optical path and components of the QUARK integrated Hydrogen-Alpha filter. This example demonstrates the optical
pathway with QUARK installed onto a 66mm aperture f/6 telescope, that nets a Field of View 0.6 Degrees wide (46,675 bytes).

The QUARK filter is installed either onto the diagonal of a telescope or directly onto the focuser of a telescope, though using the filter without a diagonal may require the use of an optional extension tube in place of the diagonal to take up the backfocus distance. An eyepiece for viewing or camera for imaging, or an eyepiece with a camera (for 'afocal' techniques such as digiscoping or imaging through a cell phone camera) are attached to the QUARK filter. Power is supplied through the Micro USB connector, and you are ready to go!

Left: DayStar QUARK filter as typically installed onto the diagonal of a compact telescope, here at Company Seven on our TeleVue 76 Apo telescope (64,732 bytes).
The filter is shown powered from an optional portable solar charging battery pack. Also note also the TeleVue "Sol-Searcher" sight atop the TV 76 mounting collar.
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The filter nosepiece arrangement is set up similarly to that of the 2"/1.25" eyepieces pioneered by TeleVue and introduced with the original 13mm Nagler eyepiece. So the QUARK can slip right into any 2 inch or 1.25 inch eyepiece holder or diagonal, though either or both nosepieces may be removed. The smaller QUARK nosepiece is threaded for standard 1.25 inch diameter filters. The mechanics of the QUARK incorporate baffles that aid contrast.

Right: QUARK Prominence model filter at Company Seven showing the eyepiece holder and Etalon at left, and the 2"/1.25" nosepiece arrangement (49,090 bytes).
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The compact design configuration eliminates unnecessary weight and associated costs. The fully optimized design eliminates the need for any optional adapters, Telecentric and/or Barlow lenses: all you need is combined into one lightweight eyepiece-sized device. For use with smaller aperture telescopes there is no need to attach a pre filter, that would be a mandatory optional accessory for use with other DayStar Hydrogen-Alpha filters. The arrangement of the QUARK is so compact and streamlined that at first glance it resembles an eyepiece and so some are calling this, in error, a 'filter eyepiece'.

Left: QUARK filter shown for comparison alongside TeleVue's larger 1.25 and 2 inch diameter eyepieces at Company Seven (51,848 bytes).
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This new, All-In-One design marries high quality components into a compact and very portable assembly: Blocking Filter, Barlow (negative) Lens, Telecentric Lens, bandpass regulating housing, the Hydrogen-Alpha filter Etalon, and fittings to accept eyepieces or cameras. Through designed efficiency and optimization, you can enjoy the proven high quality of DayStar at an affordable price, and at home or around the world!

Designed to reveal information about the Sun's chromosphere by examining the light emitted by ionized Calcium (Ca II) at two strong absorption lines at 393.3nm and at 396.9nm, known as the K and H lines, these are in the deep blue region of the solar spectrum. Observation of the complicated structure of subordinate peaks offer views through different levels in the solar atmosphere. Researchers have previously avoided the H line for academic research as it is very close to the Hydrogen Epsilon line. For purposes of clarity in isolating Calcium and because imaging sensors offer similar sensitivity to the K as the H lines of Calcium, the K has to date been the target of choice in Calcium filters so DayStar Calcium K-Line filters are most often employed for academic studies in mapping the 3-dimensional structure of the Chromosphere. Our Calcium K-Line filters are centered at a band pass of 3933.7Å though by controlling wing shift of the Ca II K line filter with precision accurate to 0.1Å, studies can depict intensity differences between the K3, K2 and K1 lines. We also offer H-Line filters too. Some observatories have been imaging in Ca II H line, such as the Dutch Open Telescope with outstanding results.

Left: Spectroheliogram of the Sun as shown through the DayStar 2.0Å Calcium K-Line Filter (60,382 bytes).

Observers equipped with a DayStar Calcium K-Line filter may view and image calcium plage excited by emerging, existing, or decaying sunspot groups. In Calcium K-Line, plage immersed solar active areas will appear across the entire solar disc, not just at the limb. Prominences too are commonly seen in the violet light of Calcium during solar active periods. Traditionally, university and government agencies sponsored research that has employed the Calcium K line for studies of Calcium on the Sun these studies have been instrumental in determining depth of the solar atmosphere.

Above: DayStar Calcium II K-Line Filter body with comparison images taken by it, white light, and 0.4Å Hydrogen Alpha QUANTUM PE filter.
Since we offer both Calcium II K-Line and Calcium II H-Line filters, we provide a spectrum graph indicating their points (148,876 bytes bytes).

Right: DayStar 2.0Å Calcium K-Line filter coming to temperature as displayed on an optional PC with DayStar Quantum Control software (60,306 bytes).

For visual use we offer the two cavity 8.0Å -10Å square band filter. The Calcium K-Line absorption band is about ten times as wide as the H-Alpha line, so filters having bandwidths of between 1 Å to 2 Å will provide informative filtergrams. For applications involving filtergrams and CCD imaging, we offer a single cavity QUANTUM 2.0Å or 5.0Å bandpass systems.

These filter systems are designed for to be used with telescopes having f20 to f30 beams that transmit sufficient energy for a visual focus of the solar disk. Since the human eye's sensitivity is taxed at this end of the spectrum and routine exposure of the eye to these wavelengths is not a good idea, these filters are engineered for use with video, film, or CCD systems.

Note: Calcium H and K-line filters systems operate with optical systems as fast as f/15, these do not require F/30 configurations. Furthermore, these do not require an optional red or yellow glass Energy Rejection Prefilter for operation as do our Hydrogen-Alpha filters. Colored glass works by rejecting all wavelengths below the cut point so a red 610 filter for example cuts at 610nm, wile a yellow 510 filter cuts everything below 510nm. So Calcium is not visible using a colored glass ERF. Rather, we recommend a dielectric "hot mirror" UV/IR cut filters, this will be installed just prior to focus. Note, these UV/IR cut filters are recommended for use with most production Catadioptric telescopes or other reflectors these may accumulate so much heat at secondary mirror that their adhesive backing may loosen.

While an 80 mm aperture telescope equipped with either filter can deliver ə arc sec. resolution, and the spectral uniformity and image quality delivered at the eyepiece or imaging surface is truly remarkable, it is possible to employ even larger apertures. For use with larger aperture telescopes or for extended term dedicated applications we recommend an additional neutral density solar film Company Seven offers some superbly crafted filters for these applications.

This filter wheel was equipped with one 0.4Å Hydrogen Alpha QUANTUM PE, a 0.3Å Helium D3 QUANTUM PE, and a 5.0Å Calcium H-Line QUANTUM PE filters. This was the same set shown at the Prairie Skies star party, as then it had one vacant filter cavity.

The DayStar Helium D3 professional grade filters are designed to reveal information about the Sun's prominences, plages, very fine granulations, and sunspot penumbral details by examining the light emitted by the reaction of Helium and Hydrogen interact. This line reveals fine details in super-granulation, and close examination can reveal flare footprint emissions. These filters transmit a strong absorption lines at 587.56 nm, known as the He D3 line, that is in fact a double line having a red fainter companion line yet the center between these two lines is at 587.60nm. So while these are in the deep blue region of the solar spectrum, first glance the Sun appears green with the appearance of major features much as on some of our better white light solar filters, but with fine surface details appearing notably brighter and more distinct than what you would observe through our Hydrogen Alpha filters.

Right: DayStar Helium D3 Line Filter body with comparison images taken by it, white light, and 0.4Å Hydrogen Alpha QUANTUM PE filter (105,001 bytes bytes).

We offer the choice of either 0.3Å He D3 QUANTUM PE filter or the 0.4Å He D3 QUANTUM PE filter, each with a 32mm clear aperture. The 0.3Å is a bit better suited to revealing disc features with higher contrast than the 0.4Å He D3. While the 0.4Å He D3 shows more of the prominences and is a bit brighter system allowing somewhat faster exposure times. These filter systems are designed for to be used with telescopes having f20 to f30 beams, and with an energy rejection pre filter, as mentioned above for our Hydrogen Alpha and Sodium filters. Being built upon the QUANTUM series housings, these can be controlled locally or remotely by the free DayStar Quantum Control software.

These are among the more difficult filters to manufacture, hence their cost is proportional to that but this results in extremely high precision uniformity that is so critical for good results in the He D3 line. Also note that Company Seven prefers to work directly to instruct new customers, those lacking prior experience with our other DayStar filters, about how best to use these filters since obtaining the best results requires precise tuning.

The DayStar Sodium D Line (also termed Na D) centered at 5895.9Å are professional grade filter assemblies with a single-cavity design made for sub-angstrom observations. The Sodium D Lines are very narrowly spaced, so a very narrow bandpass filter of less than 0.5Å is necessary to properly isolate the line from the continuum, so we offer 0.4Å assemblies. Sodium lines produce a very bright image well suited for either visual, photographic, or other instrumented studies of the Sun the resulting image depicts high amounts of detail in granulation, supergranulation, and P-modes. Sodium also shows impulsive-phase flare eruption kernels.

Right: DayStar Sodium D Line Filter body with transmission peak (45,315 bytes bytes).

Sodium D is a low excitation line emitted when the low chromosphere is heated, usually at footpoints of flux loops passing through a flare, as sodium D line reflects the lower chromosphere. Visual and photographic images show the type of details much as do the Calcium K or H Lines, revealing granulation, but a Sodium D Line filter shows an image that is much brighter and more easily visible to the eye and to instrumentation than Calcium. Some observers characterize the image produced by Sodium D as similar to a white light filter but with notably superior contrast of photospheric details and as with white light filters these cannot show prominences.

The filter can operate unheated on the lower of the two Na D emission lines, or the filter elements can be heated to accomplish transmission on the higher of the two Na D lines. This technique makes doppler studies possible by imaging at each line and then deriving the difference in images by subtracting an average solar velocity image. This process is referred to as a dopplergram velocity image, and reveals the surface motions associated with supergranulation. The narrow bandpass Na D line filters have also been used in deep-sky observations, for example Na D is employed to study the volcanically active Io (the innermost moon of the planet Jupiter for those of you who never venture beyond the Sun). Io's surface appears dominated by evaporates composed of sodium salts and sulfur, but these are studied with significantly larger aperture telescopes.

The Sodium D filters require an energy rejection pre-filter. Our standard yellow glass DayStar Energy rejection filters provide sufficient off-band energy rejection, as do dielectric 'hot mirror' coated pre-filters for some designs of telescopes. For nominal on band operation these are made to be employed with a telescope configured for an f/30 focal ratio.

These are also among the more difficult filters to manufacture. Quality control during manufacture is critical, hence their cost is proportional. But this results in extremely high precision uniformity that is so critical for good results in the Na D line. Company Seven prefers to work directly to instruct new customers, those lacking prior experience with our other DayStar filters, about how best to employ these filters.


DayStar Double Peak Polarized Filter

The core of the DayStar Double Peak Polarized Interference Filter is a solid space birefringent etalon. As a result, the completed filter exhibits orthogonal transmission modes (S and P polarizations). Filters can be fabricated as broad as 3.0Å or as narrow as 0.4Å. Peak positions are determined by the etalon thickness which can be fabricated with separations of 0.1Å to 20.0Å. All other etalon transmission peaks are eliminated by an appropriate square band blocking filter. The filter system is installed in a temperature regulated oven and one transmission mode is tuned on band while the other peak falls off band as the reference channel. A polarizing beam splitter selects the channel to be monitored.


Custom DayStar Filters:

DayStar filters may be custom engineered for any application requiring the precise isolation of absorption or emission spectra from 3800Å to 1.1 microns. Depending upon wavelength, half-bandwidths from 0.4Å to 10Å are available with apertures as large as 47mm for example in Cyanogen-Corona lines, Calcium (8543Å), Helium, etc.

Please contact Company Seven with your requirements, or visit our showroom to see these systems in operation.

Each filter reveals a different aspect of the Sun, and with so many ways that DayStar lets you look at the Sun the idea came about to make a mechanism whereby the observer (or imager) could quickly change from one filter to another and thereby be better able to compare the same features at about the same time, but at several different bandpass settings. The result of this is the DayStar Filter™ Solar System Filter Wheel.

Right: The DayStar Solar Filter Wheel alongside a QUANTUM Hydrogen Alpha filter for comparison (53,015 bytes).
Click on image to see enlarged view (120,741 bytes). Popups must be enabled.

The DayStar Solar Filter Wheel allows you to view or image the Sun through as few as two or up to four different installed filters selecting any one with just the touch of a button* or even by remote control*. Each filter still has full +/- 1Å wing shift tuning capability, and the renowned Quantum precision control. So this is fully satisfactory even for the most demanding research applications.


Today’s Sun Spot Count 212 (NOAA

Today’s Sunspot Number beats the peak average at the last cycle. And it is a must check out! Even in an 80mm with standard solar filter. Note that the last Solar Max was a double peak and our current Max is also a double peak. See graph below. Also lots of CME’s right now see last report at bottom of this blog.

Solar Viewing at Houge Park on Sunday 5/5, by Michael Swartz

I really didn’t like the way the sky looked. I was temped to not go. But as I saw the sun peak through now and then, I just couldn’t resist. So I finished up my honey-do’s and made it to the park. Michael Packer was already there, all alone. I backed in next to his car, got out, had a couple views though his set up, and figured I might as well get set up my gear too. Before I was finished we had attracted a crowd of 8-10 people.

He got into a really interesting discussion about super novas with some people while I was helping a father and son get some quick views.

The sky was pretty cloudy but as the clouds slowly moved across the sky the sun would peak through for a few minutes here and there. We mostly sat and talked. However, the views we did get now and then were really good, and even though it was fairly windy, the scopes performed pretty well. There was a large gnarley spot group, plenty of surface activity, lots of dramatic swirly flows of plasma, nice filaments, some pretty prominences.

I had hoped for better weather but I am glad I went. I think we had a good time.

These Sunday afternoon solar viewing gatherings at Houge Park are fun. I usually bring my kids who enjoy the playgrounds in the park, ride their ripsticks or play ball. Maybe next time I’ll bring some picnic stuff and stay longer.


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