DE102016008432A1

DE102016008432A1 - Multifarbfilter: Ein Sonnenfilter beliebiger Frequenzen. Methode und optische Konstruktion, die es mit Hilfe eines Computerprogramms ermöglicht, die Sonne in beliebigen Lichtfrequenzen abzubilden.

Info

Publication number: DE102016008432A1
Application number: DE102016008432.4A
Authority: DE
Inventors: Anmelder Gleich
Original assignee: Individual
Current assignee: Individual
Priority date: 2016-07-11
Filing date: 2016-07-11
Publication date: 2018-01-11

Abstract

Es wird eine Methode und optische Konstruktion als Patent beansprucht, die es mit Hilfe eines Computerprogramms ermöglicht, die Sonne (oder sonstige astronomische Objekte) in einer beliebigen Lichtfrequenz abzubilden. Die Frequenz muss nicht unbedingt im sichtbaren Bereich liegen, Frequenzen im nahen UV oder IR sind auch möglich. Mit Hilfe des Computerprogramms ist es nicht nur möglich, ein einziges Farbbild des Objekts, sondern gleichzeitig Farbbilder aller in den Spektren verfügbaren Frequenzen zu erstellen.

Description

1. Beschreibung des Prinzips
1.1 Einführung: Stand der Technik
Nach Wikipedia [0] ist ein H-alpha-Teleskop
''ein Teleskop, das speziell zur Beobachtung der Sonne entwickelt wurde. Das Teleskop ist mit einem Interferenzfilter ausgestattet (Fabry-Pérot-Interferometer), das die Sonnenstrahlung nur in einem schmalen Spektralbereich (< 1 Å) durchlässt, der genau der Wellenlänge des angeregten Wasserstoffes bei 656,281 nm (Nanometer) entspricht. Diese Spektrallinie ist die erste der sogenannten Balmer-Serie (Hauptquantenzahlen n = 3, m = 2) und wird H-alpha genannt, weil sie die hellste Wasserstofflinie im Sonnenlicht ist. Viele Amateurteleskope können ebenfalls mit einem solchen Filter bestückt werden.
Die Sonne erscheint im H-alpha-Licht in sattem Rot und zeigt neben den Sonnenflecken besonders deutlich die Strukturen der Chromosphäre – die Sonnenfackeln, Strahlungsausbrüche (Flares) – und am Sonnenrand die größeren Protuberanzen.
H-alpha-Teleskope und Filter waren wegen der technisch anspruchsvollen Interferenzfilter in der Vergangenheit sehr kostspielig. Durch größere Serienfertigung konnte der Preis in den letzten Jahren deutlich gesenkt werden, wodurch sie auch für Amateurastronomen erschwinglich wurden. Je nach Engflankigkeit des Durchlasses werden niedrige fünfstellige Euro-Beträge für 0,3 Å [1] und hohe vierstellige Beträge für 0,4 Å fällig. [2] Ein Durchlassfilter mit 0,8 Å ist mit ca. 3.500 Euro anzusetzen. [3] Hierbei handelt es sich um beheizte Filter, die keine oder nur wenig Temperaturdrift aufweisen. Unbeheizte Filter sind für wenig mehr als 1.200 Euro erhältlich. [4]” Hier wird ein alternatives Verfahren vorgestellt, das ohne die aufwendige Beschichtung eines Interferenzfilters auskommt und zudem die Möglichkeit bietet, die Sonne (oder sonstige astronomische Objekte) nicht nur in der Frequenz H-α sondern in jeder beliebigen Lichtfrequenz darzustellen. Dies wird mit Hilfe des Computerprogramms erreicht, mit dem es nicht nur möglich ist, ein einziges Farbbild des Objekts, sondern gleichzeitig Farbbilder aller in den Spektren verfügbaren Frequenzen zu erstellen.
Auch müssen die Frequenzen nicht auf das sichtbare Spektrum beschränkt sein. Für genaueste Messungen muss die Temperatur der Konstruktion konstant gehalten werden.
Ein sehr entfernt verwandtes, jedoch mit einem sich bewegenden Spalt arbeitendes, Verfahren wird in [6] beschrieben. Es kommt ohne die Verwendung eines Computerprogramms aus und beschränkt sich auf nur zwei feste Frequenzen unter Verwendung zweier CCD-Kameras.
1.2 Teileliste
Die Konstruktion nach 1 und 2 des einem Teleskop nachgeschalteten optischen Geräts (Multifarbfilter) besteht aus

– einem Lichtspalt,
– einer achromatischen Linsengruppe Linse 1
– einem UV-Filter (optional),
– einem Beugungsgitter (oder Prisma),
– einer zweiten achromatische Linsengruppe Linse 2
– zwei elliptischen Spiegeln (optional, einem feststehenden und einem verstellbaren) und
– verschiedenen Zentrier- und Fokussiermöglichkeiten. Auf der dem Teleskop abgewandten Seite ist eine Spiegelreflexkamera gängiger Bauart zu montieren.

Ergänzend zur opto-mechanischen Konstruktion wird ein Computerprogramm benötigt, das aus der Bildserie der Spektren Sonnenbilder in den gewünschten Farbfrequenzen erstellt.
1.3 Funktion
Wie in 1 gezeigt, wird durch ein Teleskop (nicht in den Patentansprüchen enthalten) ein Sonnenbild im Fokus erzeugt. An dieser Stelle ist ein Lichtspalt platziert. Dieser steht auch im Fokus der anschließenden Linsengruppe Linse 1, die den Strahlengang wieder parallel macht. Dahinter befindet sich ein Beugungsgitter oder Prisma, das mit Hilfe einer weiteren Linsengruppe Linse 2 ein Spektrum auf dem CCD-Sensor einer Kamera entwirft.
Um die Spektren 1. und 2. Ordnung auseinanderzuhalten, wird in diesem Strahlengang ein UV-Filter vorgesehen. Sind Spektralbereiche im UV gefragt, entfällt natürlich das UV-Filter.
Der Strahlengang ist am Ort des Beugungsgitters (oder Prismas) abgeknickt. Der Knickwinkel hängt vom interessierenden Teil des Spektrums ab. Sollen verschiedene Spektralbereiche erreichbar sein, so muss der Knickwinkel durch den Benutzer einstellbar sein. Dies kann durch eine flexible Verbindung der Konstruktionsteile vor und nach dem Beugungsgitter realisiert werden. Besser aber ist eine alternative Lösung nach 2 mit starren Außenkomponenten, die einen ellipsenförmigen Spiegel im Strahlengang zwischen Beugungsgitter und Linse 2 enthält, der mit einer Stellschraube von außen auf den interessierenden Spektralbereich einstellbar ist.
Während nun bei feststehendem Teleskop die Sonnenscheibe über den Lichtspalt wandert, werden laufend Bilder von dessen Spektrum aufgenommen.
Hat die Sonnenscheibe ihre Wanderung über den Lichtspalt beendet, so besitzt man eine Reihe von mehreren hundert Spektralaufnahmen der aufeinanderfolgenden Sonnenspalte.
Hier kommt das Computerprogramm zur Anwendung, das die Sonnenspalte einer beliebig aus dem Spektrum gewählten Lichtfrequenz wieder zu einem vollständigen Sonnenbild dieser Frequenz zusammensetzt oder aber eine Serie von Sonnenbildern aller verfügbarer Frequenzen gleichzeitig erstellt.
2. Detaillierte Beschreibung
Das Teleskop plus Multifarbfilter muss nur anfangs zur Einstellung auf den Sonnenrand bewegt werden. Anschließend bleibt das Teleskop plus Multifarbfilter bis zum Ende der Bildserie starr stehen. (Natürlich kann bei speziellen Anwendungen auch eine forcierte Bewegung beliebiger Geschwindigkeit vorgesehen werden.) Während des Durchgangs der Sonnenscheibe über den Spalt wird eine Anzahl von mehreren hundert oder tausend Sonnenspektren aufgenommen, die dann mit Hilfe des Computerprogramms in eine Anzahl von mehreren hundert oder tausend Sonnenbilder verschiedener Frequenz übersetzt werden.
An einem typischen Zahlenbeispiel sei hier die Machbarkeit der Konstruktion gezeigt: Dazu werden folgende Forderungen an die Konstruktion gestellt

1. eine örtliche Auflösung von etwa der theoretischen Auflösung des Teleskops
2. eine spektrale Auflösung von dλ = 0,3 Å = 0,03 Nanometer per Pixel für die Hα-Linie (λ = 656.281 nm)
3. eine handliche Größe des Multifarbfilters

Mit den Parametern
b = Spaltbreite (mm)
b2 = optische Abbildung des Spalts b auf den Chip (mm)
b_c = Breite des Kamerachips (mm)
D = Öffnung des Teleskops (mm)
D1 = Durchmesser der Linse 1
D2 = Durchmesser der Linse 2
δ = örtliche Auflösung der Sonnenbilder (Bogensekunden)
δ_th = theoretische Auflösung des Teleskops (Bogensekunden)
dλ = spektrale Auflösung (nm/Pixel)
f = Brennweite des Teleskops (mm)
f1 = Brennweite der Linse 1 (mm)
f2 = Brennweite der Linse 2 (mm)
φ_n = n-tes Maximum des Beugungsgitters (–)
g = Gitterkonstante (mm)
h = Höhe des Spalts (mm)
l = Länge des ovalen Spiegels (mm)
λ = Wellenlänge (nm)
ns = Anzahl der Spektralbilder (–)
nb = Anzahl von Pixeln auf der Breite des Chips (–)
nh = Anzahl von Pixeln auf der Höhe des Chips (–)
ne = Anzahl der Ergebnisbilder (–)
t = Dauer des Sonnendurchgangs über den Lichtspalt (s)
ts = Belichtungszeit für ein Spektralbild (s)
ergeben sich folgende Eckdaten:
2.1 Zeitspanne einer Beobachtung
Bei stehendem Teleskop und Multifarbfilter dauert der Sonnendurchgang über den Lichtspalt zu jeder Tages- und Jahreszeit etwa t = 0,5°·24h/360° = 120 s. Sollte eine längere Zeitspanne benötigt werden (s. Punkte 2,3, 2.12) so könnte ein parallaktisch montiertes und mit einer Nachführung versehenes Teleskop mit entsprechend langsamerer Nachführungsgeschwindigkeit betrieben werden. Damit wären beliebig lange Zeitspannen möglich.
2.2 Anzahl der Spektralbilder
Bei drei Bildern pro Sekunde (normale Bildfrequenz bei Spiegelreflexkameras) kommen 3·120 = 360 Spektralbilder pro Beobachtung zustande. Bei Aufnahme als Video mit 25 Bildern pro Sekunde sind es 25·120 = 3000 Spektralbilder.
2.3 Örtliche Auflösung (spektrale Auflösung ist vorgegeben, s. o.)
Bei drei Bildern pro Sekunde ist eine Auflösung der Sonnenbilder von δ = 30'/120 s/3 s^–1 = 5'' möglich. Bei Aufnahme als Video mit 25 Bildern pro Sekunde sind es δ = 30'/120 s/25 s^–1 = 0,6'' Vergleiche dazu die theoretische Auflösung des Teleskops bei z. B. D = 100 mm Objektivdurchmesser: δ_th = λ/D·360°/(2·n) = 0,78'' bei λ = 0,000380 mm (violett) Besitzt das Teleskop eine bessere Auflösung, so kann die Auflösung δ durch eine Verlängerung der Zeitspanne der Beobachtung wie unter 2.1 beschrieben, ebenso verbessert werden.
2.4 Breite und Höhe des Spalts
Um die örtliche Auflösung unter 2.3 zu erreichen, muss der Spalt bei einer Brennweite f des Teleskops eine Breite von b = δ·f = δ_th·f besitzen, wobei δ im Bogenmaß δ → δ·2π/360° einzusetzen ist b = λ·f/D
Man sieht, dass es nicht auf die absoluten Dimensionen des Teleskops ankommt, sondern nur auf die Blendenzahl f/D. Für die Blendenzahl f/D = 10 unseres Beispiels gilt dann b = 0.0038 mm bei λ = 0,000380 mm (violett).
Die Höhe des Spalts sollte etwas mehr als der Durchmesser des Sonnenbilds sein. Ein Sonnenbild ist bei eine Brennweite f = 1000 mm des Teleskops etwa 10 mm groß. Um die Atmosphäre am Sonnenrand mit abzubilden, wählen wir h = 13 mm für die Höhe des Spalts.
2.5 Ablenkung des Strahlengangs am Beugungsgitter
Für die Hauptmaxima φ_n eines Beugungsgitters gilt mit der Wellenlänge λ, der Gitterkonstante g und der Ordnung n φ_n = arcsin(n·λ/g) Für n = 1, λ = 0,0004 mm (violettes Licht) bzw. λ = 0,00075 mm (rotes Licht) und g = 0,001 mm ergibt sich daraus ein Ablenkwinkel von φ₁ = arcsin(0,4) = 23,6° bzw. arcsin(0,75) = 48,6° Bei diesen großen Ablenkungen sollte die Kameraposition dem Strahlengang folgen, also die Konstruktion an der Stelle des Prismas/Beugungsgitters abgeknickt sein, z. B. um den Mittelwert dieser zwei extremen Ablenkungen ψ = (23,6° + 48,6°)/2 = 36,1°. Da normalerweise nur etwa 1/3 des Spektrums auf den Chip fällt (vgl. 2.10), sollte es möglich sein, den Abknickwinkel des Strahlengangs manuell einzustellen, je nachdem, welcher Spektralbereich augenblicklich interessant ist. Dazu wird ein einstellbares Scharnier an der Abknickstelle benötigt. Alternativ könnten mehrere Varianten der Konstruktion mit jeweils anderen Abknickwinkeln für den roten, grünen oder blauen Spektralbereich vorgesehen werden.
2.6 Überlappung der Spektren
Der kurzwellige Teil des Spektrums 2. Ordnung kann den langwelligen Teil des Spektrums 1. Ordnung überlagern. Dies ist bei einem kritischen Winkel φ₁ = arcsin(1·λ₁/g) = arcsin(2·λ₂/g) = φ₂ also λ₁ = 2·λ₂ der Fall. Wellenlängen λ < λ₂ überlagern also Wellenlängen λ > λ₁. Dies kann mit einem UV-Filter verhindert werden. Gängige UV-Filter liefert z. B. Hoya [7]. Für ein L-37-Filter (λ_T = 370 +/– 5 nm) ergibt sich somit ein nutzbares Spektrum 1. Ordnung von 370 nm < λ < 2·370 nm = 740 nm. Andere Werte sind möglich.
2.7 Optische Abbildung b2 des Spalts b auf den Chip
Um eine spektrale Auflösung von dλ = 0,3 Å = 0,03 Nanometer per Pixel zu erreichen, muss das Bild b2 des Spalts b auf dem Kamerachip mindestens 1 Pixel breit sein. Der Chip einer normalen Spiegelreflexkamera besitzt eine Breite von b_c 23,6 mm und darauf eine Anzahl nb = 3872 von Pixeln. Die Pixelbreite b2 ist daher b2 = b_c/nb = 0,00621 mm. Gleichzeitig ist die optische Abbildung b2 des Spalts b auf den Chip durch das Verhältnis f2/f1 der Brennweite 11 der Linse 1 zur Brennweite 12 der Linse 2 gegeben b2 = f2/f1·b
2.8 Brennweiten
Um die Brennweite 12 zu berechnen, betrachten wir den Ablenkwinkel φ_n = arcsin(n·λ/g) Die Ableitung dieser Funktion lautet dφ_n/dλ = n/g/(1 – (n·λ/g)²)^0,5 Für dλ = 0,03 nm bei λ = 656 nm wird dann mit g = 0,001 mm = 1000 nm und n = 1: dφ₁ = dλ/g/(1 – (λ/g)²)^0,5 0,03 nm/1000 nm/(1 – (0,656)²)^0,5 = 0,0000397. dφ₁ ist aber auch das Verhältnis der Pixelbreite b2 auf dem Chip zur Brennweite 12. Somit ist die Brennweite 12 in unserem Beispiel f2 = b2/dφ₁ = 0,00621 mm/0,0000397 = 156 mm. Mit der Bedingung b2 = f2/f1·b wird dann die Brennweite f1 f1 = f2·b/b2 = b2/dφ₁·b/b2 = b/dφ₁ = λ/dφ₁·f/D = 656 nm/0,0000397·10 = 165,3 mm.
2.9 Spektrale Auflösung am Kamerachip
Als Vorgabe wurde eine spektrale Auflösung von dλ = 0,03 nm per Pixel für die Hα-Linie (λ = 656.281 nm) gefordert. Andererseits zeigt die Gleichung für dφ₁ aber auch, dass für λ = 0,0004 mm (violettes Licht) die spektrale Auflösung dλ = dφ₁·g·(1 – (λ/g)²)^0,5 = 0,0000397·1000 nm·(1 – (0,400)²)^0,5 = 0,036 nm ist, also etwas geringer als 0,03 nm bei der Hα-Linie.
2.10 Durchmesser der Linsen
Die Durchmesser D1 und D2 der beiden Linsen müssen mindestens so groß sein wie durch die Blendenzahl f/D des Teleskops und der Brennweite f1 vorgegeben: D1 = f1/f·D Ebenso für D2 D2 = D1 (nicht: D2 = D1·cos(φ)) In unserem Beispiel mit f/D = 10 also D1 = D2 = 16,5 mm.
2.11 Anzahl und Breite der Spektralbilder
Bei einer Auflösung von dλ = 0,03 nm erhält man für das sichtbare Spektrum von 400 nm bis 750 nm eine Anzahl von etwa ns = (750 – 400) nm/0,03 nm = 11666 Bilder Allerdings ist die Anzahl durch die Anzahl der Pixel (z. B. 3872) auf der Chipbreite begrenzt. D. h., es kann immer nur ein Bruchteil von höchstens 3872/11666 = 1/3 des Spektrums abgebildet werden.
2.12 Belichtungszeit für ein Spektralbild
Beispiel Sonne. Die Belichtungszeit für ein Sonnenspektrum berechnet sich wie folgt: Ein Vollmondbild belichtet man etwa 1/200 s bei ISO 3200 und Blende 10. Der Mond hat eine Helligkeit von –12m55, die Sonne eine von –26m72. Die Sonne ist also 2,51^(26,72–12,55) = 465586 mal heller. Allerdings wird von der gesamten Sonnenscheibe (Durchmesser etwa 10 mm bei f = 1000 mm des Teleskops) das Licht nur eines Spalts (der Breite 0,00378 mm, s. o.) auf die Breite (z. B. 3872 Spalten) des Kamerachips projiziert. Berücksichtigt werden sollte auch, dass die Intensität des Sonnenlichts innerhalb der Hα-Linie um einen Faktor 4 schwacher ist als in der spektralen Umgebung [6, table 4] Insgesamt ergibt sich eine Belichtungszeit ts für ein Spektralbild von ts = 1/200 s/465586·10 mm/0,00378 mm·3872/1 = 0,110 s. Das Sonnenbild bewegt sich allerdings während dieser Zeit um 0,110 s/120 s·10 mm/0,00378 mm = 2,425 Spaltbreiten über den Spalt hinweg. Es sollte aber höchstens eine Spaltbreite sein. Die Belichtungszeit lässt sich beliebig steuern, wenn das Teleskop eine Nachführung besitzt deren Motorfrequenz beliebig einstellbar ist.
2.13 Spiegelvariante
Wie in 2.5 gezeigt wurde, ist es notwendig, das Konstrukt zu teilen und mit einem Scharnier zu versehen, um die beiden Teile gegeneinander bewegen zu können. Dies ist eine unerwünschte Eigenschaft des Designs (weil durch den Spalt zwischen den Teilen Licht einfallen kann). Es ist daher besser, die Abknickmöglichkeit des Strahlengangs ins Innere der Konstruktion zu verlegen. Zu diesem Zweck wird ein elliptischer Spiegel (Länge = D2/sin(45° + φ_min/2) = 20,0 mm, Breite = D2 = 16,5 mm) am Ort des Beugungsgitters drehbar aufgehängt, um ihn mit einer Schraube, die von außen ins Innere reicht, bewegen zu können und damit verschiedene Spektralbereiche auf den Kamerachip zu lenken.
Dieser (erste, bewegliche) Spiegel reflektiert den Strahlengang zunächst etwa senkrecht zur primären Strahlenführung auf einen zweiten (elliptischen, feststehenden) Spiegel (Länge = D2/sin(45°) = 23,3 mm, Breite = D2 = 16,5 mm), der den Lichtstrahl, jetzt wieder parallel zur primären Strahlenführung, in Richtung Kamera lenkt. Dies ist in 2 gezeigt. Links ist die Anordnung der Komponenten zu sehen, beginnend oben mit dem Bajonettverschluss zum Teleskop und darunter der Spalt. Das vom Spalt kommende Licht wird mit der Linse 1 parallelisiert und trifft auf das Beugungsgitter. Von diesem wird es nach Wellenlängen in ein Spektrum aufgespalten und trifft auf den beweglichen Spiegel 1, wird reflektiert und trifft auf den starren Spiegel 2, wird wieder reflektiert und trifft auf die Linse 2. Von dieser wird auf dem CCD-Sensor der Spiegelreflexkamera ein Spektrum erzeugt. Auf dem mittleren Teilbild von 2 ist dieser Strahlengang für blaues Licht λ = 358 nm, also für einen Ablenkwinkel φ = 21° gezeigt. Zum Vergleich ist im rechten Teilbild zusätzlich, obwohl niemals gleichzeitig, der Strahlengang für rotes Licht λ = 842 nm, also für einen Ablenkwinkel φ = 57° zu sehen. Beide Strahlengänge treffen auf die Mitte des CCD-Sensors.
Zwischen der optischen Achse am Teleskopende und der am Kameraende der Konstruktion ergibt sich ein kleiner Versatz von 12 mm. Die Länge der Konstruktion von Bayonettverschluss 1 bis Bayonettverschluss 2 beträgt 346 mm.
2.14 Schlussfolgerungen für das Design
Mit den geometrischen Daten

– Breite des Spalts b = λ·f/D = 0,0038 mm, für λ = 380 nm (violett)
– Höhe des Spalts h = 13 mm
– Brennweite der Linse 1 f1 = λ/dφ₁·f/D = 165,3 mm mit dφ_n = dλn/g/(1 – (n·λ/g)²)^0,5
– Brennweite der Linse 2 f2 = b2/dφ₁ = 156 mm
– Durchmesser der Linse 1 D1 = f1/f·D = 16,5 mm.
– Durchmesser der Linse 2 D2 = D1
– Gitterkonstante des Beugungsgitter g = 0,001 mm
– Höhe des Beugungsgitters wie D1
– Abknickwinkel 23,6° < φ₁ < 48,6° je nach Auswahl des interessierenden Spektralbereichs

Ein gegenüber unserer Annahme f/D = 10 des Teleskops geändertes f/D-Verhältnis würde die Breite des Spalts, die Brennweiten der Linsen sowie die Breite des Spektrums am Ort des Kamerachips beeinflussen.
3. Justierung
Die optischen Teile müssen untereinander exakt justiert sein, bzw es muss die Möglichkeit zur Justierung bestehen:

– der Lichtspalt muss sich im Fokus des Teleskops befinden
– die achromatische Linse 1 hinter dem Lichtspalt muss in fokalem Abstand zum Lichtspalt stehen
– das Beugungsgitter (oder Prisma) muss parallel zum Spalt ausgerichtet sein
– die achromatische Linse 2 hinter dem Beugungsgitter (oder Prisma) muss ein scharfes Bild des Spektrums auf den Chip der Kamera werfen
– die Kamera (genauer: die Pixelspalten auf dem Kamerachip) muss parallel zum Spalt und zum Beugungsgitter (oder Prisma) ausgerichtet sein
– da nur ein Bruchteil des Spektrums auf den Chip fallt, sollte es möglich sein, den Abknickwinkel des Strahlengangs manuell einzustellen, je nachdem, welcher Spektralbereich augenblicklich interessant ist. Dazu wⁱrd ein einstellbares Scharnier an der Abknickstelle benötigt.
– auch die Spiegel in der Spiegelvariante müssen justiert werden. Für Spiegel 2 wurde in der Berechnung zu 2 ein Winkel von 45° zum Strahlengang angenommen. Für Spiegel 1 ergibt sich ein Winkel von 45°–φ/2, also 45°–21°/2 = 34,5° für blaues Licht λ = 358 nm und ein Winkel von 45°–57°/2 = 16,5° für rotes Licht λ = 842 nm.

4. Das Computerprogramm
Drei Arten von Bildern werden durch das Instrument erzeugt

– wissenschaftliche Daten (Spektralbilder)
– dark/bias data, und
– flat/calibration data. (see [6], chap. 4) Das Programm Multifarbfilter
– erwartet nmax Spektralbilder,
– korrigiert die Spektralbilder zunächst, indem es die dark/bias-Bilder zur Elimination fehlerhafter Pixel verwendet
– korrigiert die Spektralbilder weiterhin mit Hilfe der flat/calibration-Bilder
– erzeugt dann mmax zunächst leere Ergebnisbilder und
– schreibt für m = 1 bis nmax und n = 1 bis nmax die m-te Spektrallinie (= Pixelkolumne) des n-ten Spektralbildes auf die n-te Pixelkolumne des m-ten Ergebnisbildes (essentieller Algorithmus)
– so dass als Ergebnis Bilder des Objekts in nmax verschiedenen Spektralfarben erscheinen.

Falls noch keine experimentellen Spektralbilder vorliegen, kann das Programm Testspektren erstellen.
4.1 Funktionsweise (Beispiel: Sonne)
Auf den Bildern befinden sich Sonnenspektren, die am Rand der Sonne beginnen, bis zur Sonnenmitte immer größer werden... und wieder kleiner werden bis sie am anderen Sonnenrand wieder verschwinden [9].
Die Farben/Frequenzen stehen immer am gleichen Ort auf den Bildern. Nur die Sonne läuft während der Belichtung der Bilder immer weiter.
Auf den Bildern befinden sich somit alle Farbinformationen für alle Sonnenpunkte. Also nehmen wir ein Computerprogramm, sagen ihm welche Farbe/Frequenz wir wünschen, und es kopiert aus jedem Bild den schmalen Balken der gesuchten Farbe und setzt diese schmalen Farbbalken zu einem Sonnenbild zusammen [10].
Ein H-α-Bild würde vielleicht so aussehen wie in [8]. Oder ein Bild in der Ca L-Linie wäre ähnlich wie [5]. Die Frequenz muss aber nicht auf das sichtbare Spektrum beschränkt bleiben. Für eine Wellenlänge von 304 Å würde das Bild dann vielleicht so aussehen wie ein SOHO EIT-Bild [8]
5. Verwendung
Das Multifarbfilter kann verwendet werden von Astronomen und Amateurastronomen zur terrestrischen und satellitengebundenen

– Sonnen- und Planetenbeobachtung
– Sternfeldbeobachtung
– Deep-Sky-Beobachtung.

6. Referenzen

[0] https://de.wikipedia.org/wiki/H-alpha-Teleskop
[1] http://www.astroshop.de/glasfilter-in-fassungen/daystar-0-3a-h-alpha-quantum-pefilter/p,12818
[2] http://www.astroshop.de/glasfilter-in-fassungen/daystar-0-4a-h-alpha-quantum-sefilter/p,12809
[3] http://www.astroshop.de/glasfilter-in-fassungen/daystar-0-8a-h-alpha-quantum-sefilter/p,12805
[4] http://www.astroshop.de/glasfilter-in-fassungen/coronado-solarmaxii-40-bf5-tmax/p,22233
[5] Joseph Brimacombe https://www.flickr.com/photos/43846774@N02/13993845288/in/photostream/
[6] Jongchul Choe et al, Fast Imaging Solar Spectrograph of the 1.6 Meter New Solar Telescope at Big Bear Solar Observatory, Solar Phys. 1, (2013), 1–22
[7] http://www.hoyaoptics.com/color_filter/sharp_cut.htm
[8] SOHO, http://sohowww.nascom.nasa.gov/
[9] http://www.doerbeck.de/multifilter/SRC-small,jpg
[10] http://www.doerbeck.de/multifilter/DST-small,jpg

ZITATE ENTHALTEN IN DER BESCHREIBUNG
Diese Liste der vom Anmelder aufgeführten Dokumente wurde automatisiert erzeugt und ist ausschließlich zur besseren Information des Lesers aufgenommen. Die Liste ist nicht Bestandteil der deutschen Patent- bzw. Gebrauchsmusteranmeldung. Das DPMA übernimmt keinerlei Haftung für etwaige Fehler oder Auslassungen.
Zitierte Nicht-Patentliteratur

ISO 3200 [0030]

Claims

Verfahren zur Herstellung eines optischen Geräts (Multifarbfilter), dadurch gekennzeichnet, dass das abzubildende Objekt (z. B. Sonnenbild in einem Teleskop) spaltenweise (Spaltbreite z. B. 0,004 mm) mittels eines Prismas oder Beugungsgitters in eine große Anzahl (z. B. mehrere tausend) Frequenzspektren aufgespalten und in Bildern mittels einer Kamera festgehalten wird. Mit Hilfe eines Computerprogramms (nicht patentierbar, aber notwendig) wird aus diesen Spektralbildern das abzubildende Objekt in einer großen Anzahl (z. B. mehrere tausend, gleichzeitig!) von Bildern schmalbandiger (z. B. 0,03 Nanometer Wellenlänge) Farbfrequenzen rekonstruiert.
Optisches Gerät nach Anspruch 1, dadurch gekennzeichnet, dass wie in 1 ein Spalt im Brennpunkt einer ersten achromatischen Linsengruppe Linse 1 steht, so dass nach der Linse 1 das Licht des Spalts parallel ein Beugungsgitter (oder Prisma) durchläuft, dabei abknickt und auf eine zweite achromatische Linsengruppe Linse 2 trifft, von der es auf einen Kamerachip (CCD-Sensor) projiziert wird.
Optisches Gerät nach Anspruch 2, dadurch gekennzeichnet, dass der Strahlengang sich in einem Tubus befindet und auf der Teleskopseite ein Anschluss (z. B. Bajonettverschluss) zum Teleskop vorzusehen ist.
Optisches Gerät nach Anspruch 2, dadurch gekennzeichnet, dass auf der Kameraseite des Geräts Bajonettverschlüsse gängiger Spiegelreflexkameras (Canon, Nikon, ...) vorzusehen sind. Der Ort des Bajonettverschlusses ist je nach vorgesehener Kamera etwas verschieden. Er ist an der Stelle d = f2 – s hinter Linse 2 vorzusehen, wobei s das Auflagemaß der jeweiligen Kamera (z. B. Canon: s = 44,0 mm) ist.
Verfahren und optisches Gerät nach Anspruch 1 und 2, dadurch gekennzeichnet, dass ein UV-Filter zur Vermeidung der Überlappung des roten Endes des Spektrums 1. Ordnung durch den blauen Bereich des Spektrums 2. Ordnung in den Strahlengang eingefügt ist. Das UV-Filter ist an der Teleskopseite des Geräts anzuordnen, weil es auf der Kameraseite die Justierung stören würde. Wenn Spektralbereiche im UV gefragt sind, entfällt natürlich das UV-Filter.
Optisches Gerät nach Anspruch 2, dadurch gekennzeichnet, dass die Strahlenführung am Ort des Beugungsgitters geknickt ist, um die verschiedenen Spektralbereiche einstellen zu können.
Optisches Gerät nach Anspruch 6, dadurch gekennzeichnet, dass verschiedene Knickwinkel einstellbar sind. Zu diesem Zweck hat die optische Führung ein auf bestimmte Winkel einstellbares Scharnier.
Optisches Gerät nach Anspruch 6, dadurch gekennzeichnet, dass mehrere Varianten der Konstruktion mit verschiedenen Knickwinkeln (jetzt ohne Scharnier) vorzusehen sind.
Optisches Gerät nach Anspruch 2, dadurch gekennzeichnet, dass ein beweglicher Spiegel und ein starrer Spiegel zwischen Beugungsgitter und Linse 2 wie in sich befinden. Damit besteht die Konstruktion nicht mehr aus zwei beweglichen Teilen wie nach Anspruch 7, und auch hat das Gerät keinen Knick wie nach Anspruch 6, sondern nur einen kleinen Versatz zwischen dem teleskopseitigen Tubus und dem kameraseitigen Tubus. Der bewegliche Spiegel wird durch eine ins Innere reichende Schraube von außen bewegt. Damit kann der abzubildende Spekralbereich ausgewählt werden.
Optisches Gerät nach Anspruch 2, 7 und 9 dadurch gekennzeichnet, dass Justiermöglichkeiten (möglichst schon ab Werk, da sehr empfindlich!) vorzusehen sind: – der Spalt muss im Brennpunkt des Teleskops liegen, – der Fokus der Linse 1 muss auf dem Fokus des Teleskops liegen, damit das Licht parallel ist zwischen Linse 1, Beugungsgitter und Linse 2, – die Beugungsgitterstriche müssen parallel zum Spalt liegen, – der Kamerachip muss im Brennpunkt der Linse 2 liegen – die Kamerachippixelspalten müssen parallel zum Spalt liegen, – die Abknickwinkel aus Anspruch 7 müssen Spektralbereichen zugeordnet werden können – die Einstellung des beweglichen Spiegels aus Anspruch 9 muss außen angezeigt werden