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Rolf Schlichenmaier, Die astronomische Einheit Geometrie, Sonnenflecken, Fraunhoferlinien und Doppler-Effekt. Rolf Schlichenmaier.

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Präsentation zum Thema: "Rolf Schlichenmaier, Die astronomische Einheit Geometrie, Sonnenflecken, Fraunhoferlinien und Doppler-Effekt. Rolf Schlichenmaier."—  Präsentation transkript:

1 Rolf Schlichenmaier, Die astronomische Einheit Geometrie, Sonnenflecken, Fraunhoferlinien und Doppler-Effekt. Rolf Schlichenmaier Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik

2 Rolf Schlichenmaier, Lochkamera: Strahlensatz Blende der Lochkamera Messung mit Lochkamera

3 Rolf Schlichenmaier, Die Entfernung der Sonne von der Erde Messung mit Lochkamera Vermessung der Sonnenrotation

4 Rolf Schlichenmaier, Bestimmung der Sonnendurchmessers aus der Rotation der Sonne: v und P. (1)Oberflächengeschwindigkeit v aus Dopplerverschiebung: (1a) Spektren vom Schauinsland (solare und terrestrische Linien). (1b) Dopplergramm von (2)Rotationsperiode P aus Wanderung der Sonnenflecken.

5 Rolf Schlichenmaier, Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca K. Das Strahlungsspektrum der Sonne 400 nm 700 nm

6 Rolf Schlichenmaier, Das Sonnenspektrum: Fraunhofer-Linien

7 Rolf Schlichenmaier, Mehr als 99% des Lichtes von der Sonne stammt aus der Photosphäre Photosphäre = Sonnenoberfläche Die Photosphäre

8 Rolf Schlichenmaier, (Fraunhofersche-) Absorptionslinien

9 Rolf Schlichenmaier, Vermessung der Sonnenatmosphäre: Spektroskopie

10 Rolf Schlichenmaier, Sonnenobservatorium am Schauinsland

11 Rolf Schlichenmaier, (1) Oberflächengeschwindigkeit v Äquatorialer Schnitt durch Sonne: 0 Messung der Oberflächengeschwindigkeit durch Dopplerverschiebung einer photosphärischen Absorptionslinie. Doppler-Effekt:

12 Rolf Schlichenmaier, (1a) Spektren vom Schauinsland Bestimme Scheibenposition der Messung: Fe I - Linienpaar bei nm: Zwei solare (breite Linien) sind verschoben relativ zu zwei terrestrischen (dünnen) Linien: Aus dem Abstand der beiden terrestrischen Linien (0.77 nm) wird die Dispersion des Spektrums bestimmt. Dies ermöglicht die Messung der Dopplerverschiebung der solaren Linien zwischen Ost und West.

13 Rolf Schlichenmaier, (1a) Auswertung

14 Rolf Schlichenmaier, SDO: Solar Dynamics Observatory AIA: Bilder bei 10 verschiedene Wellenlängen (94 – 4500 A). Temperatur: 6000 K bis >1 MK. Photosphäre, Chromosphäre, Korona. HMI: Photosphärische Oszillationen und Magnetfelder. (1b) Alternative Bestimmung von v: Dopplergramme von HMI

15 Rolf Schlichenmaier, Helioseismic Magnetic Imager Fe I nm, g=3 5 Wellenlängen 4 Stokes-Parameter 4k x 4k = 16 MPx Zeitsequenz = 45 s 2 TByte pro Tag

16 Rolf Schlichenmaier, (1b) Rotationsgeschwindigkeit v

17 Rolf Schlichenmaier, (1b) Breitenabhängigkeit der Rotationsgeschwindigkeit v Kalibrierte Messung und Fit: Geschwindigkeit in m/s Kalibration: Mitte-Rand-Variation der konvektiven Blauverschiebung. Instrumentelle Defekte. Neigung der Sonnenrotationsachse. Bei starrer Rotation: v ~ cos (θ)

18 Rolf Schlichenmaier, (2) Rotations- periode P

19 Rolf Schlichenmaier, Wanderung eines Sonnenfleckes – Ein Bild pro Tag.

20 Rolf Schlichenmaier, Wanderung eines Sonnenfleckes – Ein Bild pro Tag. Zeitunterschied zwischen erstem und letzem Fleck: 11 Tage.

21 Rolf Schlichenmaier, (2) Rotationsperiode P Projektion der Sonne: Schnitt senkrecht zur Rotationsachse:

22 Rolf Schlichenmaier, Die Entfernung der Sonne von der Erde Messung mit Lochkamera Vermessung der Sonnenrotation

23 Rolf Schlichenmaier, Zahlenwerte ohne Fehlerrechung Berechnung des Sonnendurchmessers: ;Dsonne = v * P / pi v = ; m/s P = 25.7 ; d Dsonne = (v * 1.e-6) * (P * 24. *60.*60.) / !pi ; Mm print,'Dsonne = ', Dsonne, Mm IDL> Dsonne = Mm ; Berechnung der astronomischen Einheit: ; AU = Dsonne * (f/d)) f = 1.00 ; m d = ; m AU = Dsonne * (f/d) /1.e3 ; Millionen Km (Gm) print,'AU = ', AU, Millionen Km IDL> AU = Millionen Km


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