Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE

linien des Sauerstoff-Moleküls erscheinen. Ein solches
spektrales Fenster liegt z.B. bei 630 nm.
Zur Auswertung werden die Spektren ausschließlich
mit den terrestrischen Sauerstoff-Linien kalibriert
[3]. Mit dieser Vorgehensweise erhält man
zwangläufig die doppelte Rotationsgeschwindigkeit
der Sonne, da einmal die Bewegung vom Beobachter
weg und einmal auf den Beobachter zu gemessen
wird.
terr. O2
Abb. 11: Dopplereffekt durch die Rotation der Sonne
Die in der Abb.11 ermittelte Wellenlängendifferenz
der solaren Linie (Fe I) betrug 0,0073 nm. Daraus
errechnet man nach der Formel:
��
v� �c
�
v = 3,5 km/s, wobei für c die Lichtgeschwindigkeit
zu setzen ist. Dies ist, wie gesagt, der doppelte Effekt.
Die Rotationsgeschwindigkeit beträgt danach
≈ 1,8 km/s am Sonnenäquator. Berechnungen aus
dem Durchmesser und der Rotationsdauer der Sonne
ergeben ca. 2 km/s. Da die Sonne als Gaskugel
keine feste Oberfläche hat, differieren die Angaben
je nach dem, nach welcher Methode die Bestimmung
durchgeführt wurde. In einem zukünftigen
Experiment soll versucht werden, die Bestimmung
an Linien durchzuführen, die in unterschiedlichen
Tiefen der Photosphäre entstehen.
3.2 Mitte-Rand-Kontrast
solare Linie
Der Mitte-Rand-Kontrast bezeichnet die Veränderung
der Lichtintensität über der Sonnenscheibe.
Dabei wird die Intensität der Sonnenmitte willkürlich
auf 1 gesetzt. Um diesen Verlauf zu messen,
wurde die CCD-Kamera gegen einen Foto-
Transistor † ersetzt. Der Spektrograph wurde auf eine
Wellenlänge von 600 nm eingestellt. Dieser
Wert ist ein Kompromiss zwischen dem Detektor
einerseits, dessen Empfindlichkeit erst bei etwa 700
† Die Linearität des Fototransistors und der Verstärkerschaltung
wurde nach den Datenblättern als hinreichend erachtet.
23
nm ein Maximum durchläuft und dem Spektrographen,
der nur bis ca. 700 nm einsetzbar ist. Das
Ausgangssignal wurde mit einer kleinen selbst gebastelten
Verstärkerschaltung verarbeitet, mit einem
Mulimeter aufgezeichnet und mit EXCEL � weiter
verarbeitet. Lässt man nun das Bild des Sonnenäquators
durch die Erddrehung über den LWL laufen
(vgl. Abb. 2), erhält man die typische �-Kurve.
Abb. 5: Mitte-Rand-Kontrast der Sonne bei 600 nm
Die Intensität steigt zunächst rasch an und verläuft
dann bis zur Sonnenmitte etwas flacher. Wie die
Abb. 5 zeigt, dauert die Messung über den Sonnenäquator
ca. 2 min. In dieser Zeit muss die Sichtlinie
absolut frei von zusätzlich absorbierenden Schichten
(Wolkenzirren, Kondensstreifen u.ä.) sein.
Überdies sollte auch auf der Sonne kein Fleck im
Wege stehen. Diese Bedingungen werden nur an
wenigen Tagen erfüllt. Aus diesen Messungen, die
je nach Detektor auch bei anderen Wellenlängen
durchgeführt werden können, kann nun die Temperaturschichtung
der Photosphäre abgeleitet werden.
Kontrast
Intensität [ mV ]
400
300
200
100
0
-100
-200
1
0,9
0,8
0,7
0,6
0,5
Sonnenrand
Sonnenmitte
20 40 60 80 100 120 140 160 180 200
Messzeit [sec]
Ausgleichskurve:
y = - 0,1385 cos(theta) 2 + 0,7685 cos(theta) + 0,3705
0,1 0,2 0,3 0,4 0,5 0,6 0,7 0,8 0,9 1,0
µ = cos( theta )
Abb. 6: MRK bei 600 nm umgerechnet auf den Austrittswinkel
Dazu wird die Intensität (hier mV), die ja als Funktion
der Zeit gemessen wurde, auf den Austritts