Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

Spektroskopische Untersuchungen auf der Sonne
mit einem Lichtwellenleiter-Spektrografen
Dieter Goretzki
Akazienstr. 16, 63505 Langenselbold
Zusammenfassung
In der folgenden Arbeit wird gezeigt, wie mit einem
kleinen Teleskop und einem Spektrografen, die
beide über einen Lichtwellenleiter (LWL) verbunden
sind, die Struktur der Sonnenphotosphäre erforscht
werden kann. Mit Hilfe des Dopplereffekts
wird die Rotation der Sonne bestimmt und aus dem
Mitte-Rand-Kontrast und Beobachtung starker Linien
exemplarisch die Temperaturschichtung der
Photosphäre abgeleitet. Abschließend wird erläutert,
wie mit Computer-Programmen Spektren berechnet
werden können. Als Beispiel wird durch einen
Vergleich aus Rechnung und Beobachtung die
Makrotubulenz zweier Linien abgeleitet.
1. Einführung
Üblicherweise werden professionelle Spektren der
Sonne mit Hilfe eines Coelestaten erhalten. Diese
Vorrichtung bewirkt, dass das Bild der Sonne unabhängig
von der Erddrehung ortsfest auf den Eingangsspalt
eines Spektrografen abgebildet wird und
Spektren definierter Punkte auf der Sonne gewonnen
werden können. Durch die Verwendung eines
LWL entfällt die aufwendige Konstruktion eines
Coelestaten und die dadurch bedingte starre geometrisch
Verbindung aus abbildender Optik und
Spektrograph. Der Vorteil dieser Anordnung liegt
darin, dass, neben der Flexibilität im Aufbau, an
den Spektrographen keine besonderen Anforderungen
hinsichtlich Größe und Gewicht gestellt werden
müssen. Ein noch nicht gelöstes Problem der Aufnahmeapparatur
ist, Punkte auf der Sonne, die
durch Höhe und Breite definiert werden, genau zu
treffen. Punkte wie die Sonnenmitte, der Sonnenrand
oder definierte Abstände vom Sonnenrand sind
gut zu positionieren. Für beliebige Punkte gelingt
dies allerdings noch nicht.
Die Beobachtung von Spektrallinien an definierten
Punkten wie auf der Sonne ist für den Amateur an
keinem anderen Stern möglich. Durch solche Beobachtungen
lassen sich Erkenntnisse über die Rota-
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tion der Sonne und die Struktur der Photosphäre
gewinnen. Darüber hinaus sind dem Amateur mit
den Programmen von Kurucz (portiert auf PC-
Linux) und spectrum von O. Gray Möglichkeiten
eröffnet worden, Spektren unter der Annahme verschiedener
Photosphäreneigenschaften zu berechnen
und mit den Beobachtungen zu vergleichen. In
der folgenden Arbeit werden Ergebnisse dargestellt,
die natürlich nur amateurmäßigen Genauigkeitsanforderungen
genügen.
2. Aufnahmetechnik
Mit Hilfe eines 4’’-SC (f/10) wird das Bild der
Sonne auf eine feste Fläche projiziert, die mit dem
Teleskop fest verbunden ist. Die Brennweite des
Teleskops wird mit Hilfe einer Barlow-Linse so
verlängert, dass das Sonnenbild einen Durchmesser
von ca. 60 mm hat. Die Projektionsfläche hat in der
optischen Achse ein Loch von 0,5 mm �, hinter
dem sich das eine Ende des LWL befindet. Dieser
hat einen Kerndurchmesser von 0,2 mm und eine
Länge von 15 m.
Abb. 1: Teleskop, Projektionsschirm und LWL-Einkoppelung