Entstehung von Spektrallinien

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3 Sternspektren und Sternatmosphären
Abb. 3.31 Die
Randverdunkelung der
Sonnenscheibe ist besonders
deutlich im Blaukanal
einer Sonnenfotografie zu
erkennen. Karl Schwarzschild
nutzte 1906 dieses zuvor
vielfach unbeachtet
gebliebene Phänomen zur
erstmaligen Berechnung
der Temperaturverteilung
innerhalb der solaren
Photosphäre
entspricht. Dieser Effekt ist jedem Amateurastronomen wohlvertraut, da er auf
jeder Sonnenfotografie im weißen Licht deutlich zu erkennen ist (Abb. 3.31).
Verlässt man das Modell der „grauen Atmosphäre“ und berücksichtigt wieder
die Frequenzabhängigkeit der Absorptions- und Emissionskoeffizienten und
damit der Ergiebigkeit S ν
, dann lässt sich unschwer auch eine Frequenzabhängigkeit
der Randverdunkelung prognostizieren. Und so ist es auch. Während man auf
IR- Aufnahmen der Sonnenscheibe kaum eine Randverdunkelung erahnen kann, ist
sie auf Sonnenaufnahmen, die beispielsweise mit blauempfindlichem Fotomaterial
aufgenommen worden sind, ausgesprochen deutlich zu erkennen.
Tab. 3.8 gibt einen Vergleich zwischen beobachteter und der nach der Theorie
der grauen Atmosphäre berechneten Randverdunkelung wieder.
Die auf der Sonnenscheibe beobachtete Randverdunkelung weist noch auf
einen anderen Sachverhalt hin, der über eine Präsenz eines Temperaturgradienten
Tab. 3.8 Vergleich zwischen
berechneter und beobachteter
Randverdunkelung der
Sonne. (nach (Scheffler und
Elsässer 1974))
sin ϑ = r/R ⊙
τ = cos ϑ [I(ϑ)/I(0)] Beobachtet
[I(ϑ)/I(0)] Berechnet
0,000 1,000 1,00 1,00
0,200 0,980 0,99 0,99
0,400 0,916 0,96 0,95
0,550 0,835 0,92 0,90
0,650 0,760 0,89 0,86
0,750 0,661 0,83 0,80
0,875 0,484 0,74 0,69
0,950 0,312 0,63 0,59
0,975 0,222 0,55 0,53
1,000 0,000 – 0,40