Od 1950 r. w Instytucie Astronomicznym Uniwersytetu Wrocławskiego prowadzone są prace z dziedziny heliofizyki teoretycznej i obserwacyjnej, zapoczątkowane przez prof. J. Mergentalera. Pierwsze obserwacje koronografem we Wrocławiu przeprowadził w 1965 roku B. Rompolt, stosując skonstruowany przez siebie 13-cm koronograf z filtrem Hα. W 1978 roku zakupiono w ówczesnym ZSRR nowy koronograf z obiektywem głównym o średnicy 53 cm. Instrument ustawiono "tymczasowo" w Stacji Obserwacyjnej w Białkowie, ponieważ nie udało się zbudować nowego obserwatorium astronomicznego na szczycie góry Wielka Sowa (1015 m n.p.m.), w paśmie Gór Sowich, około 70 km od Wrocławia. Niestety, niewielka wysokość terenu (140 m n.p.m.) i nie najlepszy astroklimat w Białkowie zmniejszają możliwość efektywnego wykorzystania koronografu.

Schemat optyczny oraz założenia techniczne konstrukcji koronografu 53-cm opracowali G. H. Nikolsky i A. A. Sazanov, prototypowy instrument wykonano w 1966 r. Do roku 1977 wykonano 11 instrumentów, z których 9 ustawiono w różnych obserwatoriach na terenie ówczesnego ZSRR, jeden w Debreczynie (Węgry) a ostatni z serii w Białkowie. Teoretycznie, instrumenty te mogłyby w sprzyjających warunkach obserwować Słońce przez 22 godziny na dobę, dostarczając unikatowego zestawu danych obserwacyjnych, ale do takiej wspólnej "kampanii" obserwacyjnej nigdy nie doszło. Obecnie część koronografów 53-cm na terenie byłego ZSRR jest już zdemontowanych, inne jeszcze prawdopodobnie pracują, ale w literaturze światowej nie pojawiają się żadne prace naukowe wykonane w oparciu o dane zebrane przy ich pomocy. Koronograf w Debreczynie jest wykorzystywany głównie do badań plam słonecznych w świetle białym, tak więc jedynym koronografem 53-cm, którym wciąż wykonywane są obserwacje spektralne i filtrogramowe zjawisk słonecznych pozostaje omawiany koronograf w Białkowie.

Koronograf 53-cm przeznaczony jest do prowadzenia fotograficznych (obecnie oczywiście rejestracja obrazów może odbywać się również z zastosowaniem kamer CCD) i spektralnych obserwacji struktur w dolnych warstwach atmosfery słonecznej, zarówno na tarczy jak i nad jej brzegiem, z dużą przestrzenną i czasową zdolnością rozdzielczą. Obserwacje prowadzi się w ognisku Coude znajdującym się w pomieszczeniu obserwacyjnym pod koronografem.

Obiektywem głównym jest pojedyncza soczewka o średnicy d = 51 cm i ogniskowej r = 8 m (dla 550 nm). Zastosowano poza-osiowy sztuczny Księżyc. Jest on płaskim, okrągłym metalowym zwierciadłem, którego środek krawędzi roboczej znajduje się dokładnie na osi optycznej teleskopu. Takie umieszczenie sztucznego Księżyca umożliwia prowadzenie obserwacji w warunkach minimalnych aberacji.

Oprócz obiektywu głównego O i sztucznego Księżyca K w skład układu optycznego koronografu wchodzą dodatkowo: soczewka pola S, diafragma Lyot'a D, dwa achromatyczne obiektywy L1 i L2 wydłużające efektywna ogniskową instrumentu i przenoszące wiązkę wzdłuż wydrążonej osi polarnej montażu, dwa pomocnicze płaskie lustra łamiące wiązkę Z1 i Z2. Efektywna ogniskowa koronografu wynosi ok. 14,5 m, a światłosiła ok. 1/27. Efektywna długość ogniskowej koronografu wynosi 14 495 mm. Teoretyczna przestrzenna zdolność rozdzielcza wynosi 0.3"-0.4", ale podczas obserwacji zwykle jest obniżona przez seeing do około 1".
Pomiary przeprowadzone w warunkach laboratoryjnych wykazały, że natężenie światła rozproszonego w obiektywie głównym koronografów tego typu wynosi I= 10-5 do 6*10-6 natężenia światła padającego. Duża aberacja chromatyczna pojedynczej asferycznej soczewki obiektywu głównego umożliwia wykonywanie obserwacji spektralnych tylko w krótkich przedziałach widma.

Tubusem przyrządu jest duralowa kratownica długości ok. 12 m, usztywniona od góry dodatkowo systemem odciągów, osadzona w montażu widłowym. Obiektyw główny przymocowany jest do tubusa za pośrednictwem ruchomego jarzma, umożliwiającego poprzez przesuw obiektywu ogniskowanie obrazu na sztucznym Księżycu. Ażurowa konstrukcja tubusa przyrządu oraz pokrycie go farbą o dużym współczynniku odbicia zapobiegają powstawaniu turbulencji i rozwarstwianiu się powietrza w instrumencie. Długi tubus powoduje jednak, że koronograf jest bardzo podatny na kołysanie wywołane wiatrem

Napędy koronografu sterowane są zdalnie z pokoju obserwacyjnego. Główny napęd ruchu dobowego zrealizowany jest w postaci sektora kołowego o kącie rozwarcia 30 deg, po którym prowadzona jest taśma pociągowa, ciągnięta przez nakrętkę poruszającą się po precyzyjnej śrubie pociągowej. System ten wymaga, niestety, co dwie godziny cofania nakrętki do pozycji wyjściowej, co powoduje około 5-minutowe przerwy w obserwacjach.

Termostatyzowane filtr interferencyjno-polaryzacyjne połączone są z kamerą fotograficzną (produkcji firmy Olympus) sterowanymi przez komputer. Podczas obserwacji używane są filtry o pasmach przepuszczalności 0.03 nm, 0.05 nm i 0.3 nm.

Spektrograf MSDP (Multi-channel Subtractive Double-Pass Spectrograph) umożliwia jednoczesne (lub quasi-jednoczesne) 2-wymiarowe obserwacje spektralne i obrazujące rozległych obszarów na Słońcu, z wysoką rozdzielczością przestrzenną i czasową w różnych długościach fal. Instrumenty typu MSDP zostały zaprojektowane przez doktora Mein'a z Obserwatorium Meudon pod Paryżem i tamże został zainstalowany pierwszy z nich (Mein, 1977).

Okno wejściowe spektrografu ma wymiary 40" (sekund łuku) na 325" co odpowiada obszarowi 29 000 km na 236 000 km na środku tarczy Słońca. Rozdzielczość spektralna MSDP wynosi 0.4 Å, a przestrzenna (bez uwzględnienia seeingu) 0."5/piksel. Skaner pryzmatyczny, umieszczony przed oknem wejściowym spektrografu, umożliwia przesuwanie obrazu Słońca względem okna bez przemieszczania osi koronografu względem Słońca. Maksymalny rozmiar skanowanego obszaru wynosi około 500" na 325" (362 500 km na 236 000 km w centralnej części Słońca).

Dzięki systemowi dziewięciu pryzmatów i dziewięciu szczelin (umieszczonych w tzw. "boxie") wiązki światła o różnych długościach fali, wychodzące z tego samego punktu okna wejściowego oraz wiązki światła o tej samej długości fali, ale wychodzące z różnych punktów okna wejściowego, zostają rozseparowane, tworząc dziewięć dwuwymiarowych obrazów tego samego obszaru na Słońcu, w których długość fali zarejestrowanego światła jest jednoznaczną funkcją miejsca rejestracji.

Oznaczenia na rysunku: DM - lustro diagonalne, P1, P2, P3 - pryzmaty skanera, FS - okno wejściowe, L1, FL1 - soczewki układu dopasowania światłosił koronografu i spektrografu, MI - sferyczne zwierciadło kolimatora, G - siatka dyfrakcyjna, MII - sferyczne zwierciadło kamery, M1, M2, M3, M4 - płaski zwierciadła pomocnicze, F2 - soczewka formująca wiązkę, IF - szerokopasmowy filtr interferencyjny, O - obiektyw kamery, CCD - kamera CCD.

Podczas obserwacji stosuje się czasy ekspozycji widma Hα o długościach: od około 15 do 300 ms, dobierane w taki sposób, aby uzyskiwać jak najwyższy stosunek sygnału do szumu. Odstęp czasu pomiędzy kolejnymi ekspozycjami w skanie wynosił 3 sek, zaś całkowity czas wykonywania skanu wynosi około 45 sek (skan obejmujący typowo 15 obrazów) (Śnieżyk, 2001) .

Urządzenie to wykorzystuje dwa przejścia wiązki światła przez siatkę dyfrakcyjną. Obraz Słońca z teleskopu IT jest rzutowany na dwuwymiarowe okno wejściowe MSDP, umieszczone w płaszczyźnie ogniska teleskopu F1. Po pierwszym przejściu wiązki światła przez spektrograf po drodze:

w płaszczyźnie ogniskowej spektrografu F2 powstaje widmo pierwotne. W tym samym miejscu znajdują się szczeliny tzw. "box'u", które wydzielają z widma wybrane długości fal, tworząc quasi-monochromatyczne wiązki. Ponieważ okno wejściowe ma skończoną, bardzo dużą szerokość (równą co najmniej kilkuset szerokościom normalnym), przez każdą szczelinę "box'u" przechodzi szereg quasi-monochromatycznych, rozchodzących się pod nieco różnymi kątami wiązek z różnych części okna wejściowego. Poszczególne wiązki (oznaczone T1, T2, ...TN) ponownie kierowane są na lustro kamery. Po drugim przejściu światła przez spektrograf:

w płaszczyźnie ogniskowej spektrografu powstają obrazy I1, I2, ...IN (tzw. "kanały") okna wejściowego. Wszystkie kanały są geometrycznie identycznymi obrazami okna wejściowego, ale w każdym punkcie każdego kanału długość zarejestrowanej fali świetlnej jest jednoznaczną funkcją współrzędnych tego punktu. Pozwala to dla każdego punktu obserwowanego obszaru na powierzchni Słońca, zdefiniowanego wymiarami okna wejściowego, wyznaczyć natężenie emisji w dowolnie wybranej długości fali (z zakresu długości fal rejestrowanego przez instrument, około ±1A od centrum linii Hα) (Kasiniak, 2002).

Kalibracja i obróbka obrazów MSDP obejmuje:
określenie geometrii zarejestrowanych kanałów, w celu numerycznej korekcji zniekształceń obrazów okna wejściowego, wnoszonych przez optykę spektrografu;
korekcję niejednorodności czułości matrycy CCD, przepuszczalności pryzmatów oraz winetowania przez optykę dopasowującą światłosiły spektrografu i koronografu (tzw. "flat field"), usunięcie wpływu termicznej generacji elektronów w matrycy CCD (tzw. "dark current").

Końcowym krokiem obróbki obserwacji MSDP było wyliczenie quasi- monochromatycznych obrazów fragmentów tarczy Słońca wycinanych przez okno wejściowe MSDP oraz ich numeryczne "sklejenie" w obrazy obejmujące cały obserwowany fragment tarczy słonecznej. Profile linii wyznaczano dla każdego punktu na obserwowanych fragmencie Słońca z 9 wartości natężeń, interpolując je przy użyciu krzywych sklejanych (ang. spline).

Duże rozmiary koronografu oraz niezbędne zaplecze zadecydowały o budowie specjalnego pawilonu zaprojektowanego wg. koncepcji B. Rompolta. Jego charakterystyczną cechą jest duży przesuwny dach o masie 17 ton i długości ok. 15 m, odsłaniający w ciągu około 4 minut cały instrument, co minimalizuje wpływ "efektu pawilonowego" na jakość obrazu.

W pawilonie znajdują się pomieszczenia obserwacyjne, pomieszczenie spektrografu, ciemnia fotograficzna i warsztat. Koronograf wyposażony jest we własny awaryjny generator prądu.

Spektrograf dostarczony został wraz z koronografem 53-cm. Zbudowany był w horyzontalnym układzie Czerny-Turnera, szczelina wejściowa znajdowała się w pokoju obserwacyjnym, w ognisku Coude koronografu. Obecnie spektrograf ten jest częściowo zdemontowany (płyta główna oraz lustra kolimatora i kamery zostały wykorzystane w spektrografie MSDP).

Obserwator miał do dyspozycji dwie wymienne szczeliny: prostą i łukową o promieniu krzywizny równym promieniowi obrazu tarczy Słońca w ognisku koronografu. Wysokość maksymalna szczelin wynosi 60 mm, maksymalna szerokość szczelin 0,5 mm regulowana byłą z dokładnością do 0.001 mm. Szczeliny można było obracać wokół osi optycznej oraz przesuwać w kierunku do niej prostopadłym. Tuż ze szczeliną wejściową umieszczona była migawka płytkowa sterowana elektronicznie.

Sferyczne lustra kolimatora L1 i kamery L2 o ogniskowych I = 8 m i średnicach odpowiednio d1= 36 cm i d2=42 cm spełniają warunek równoważności optycznej zwierciadłom parabolicznym. Zwierciadło kamery umieszczone jest w ruchomej oprawie, umożliwiającej ogniskowanie widma na nieruchomej kamerze.

Siatka dyfrakcyjna G o wymiarach 230 x 250 mm2 (obecnie nie używana) jest koncentrującą siatką odbiciową o 600 nacięciach/mm. Maksymalna koncentracja światła występuje w drugim lewym rzędzie widma, gdzie dla fali o długości 546 nm skoncentrowane jest 72% padającego na siatkę promieniowania. W tym rzędzie widma dyspersja spektrografu wynosiła 0.1 nm/mm. Widma fotografowane były na kliszach fotograficznych 13 x 18 cm2 lub na filmie 35 nm. Aberacje układu optycznego koronografu ograniczały użyteczną długość widma do około 7 nm. Szerokość profilu instrumentalnego w drugim lewym rzędzie dla fali 632.8 nm wynosiła 3.5 mili-nm. Zdolność rozdzielcza spektrografu w płaszczyźnie ogniskowej była nie gorsza niż 1".