Die astronomische Einheit

Präsentation zum Thema: "Die astronomische Einheit"—  Präsentation transkript:

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

2 Lochkamera: Strahlensatz
Blende der Lochkamera Messung mit Lochkamera

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

4 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 Das Strahlungsspektrum der Sonne
400 nm 700 nm Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca K. Sonne scheint in allen Farben -> Regenbogen! Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.

6 Das Sonnenspektrum: Fraunhofer-Linien

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

8 (Fraunhofersche-) Absorptionslinien

9 Vermessung der Sonnenatmosphäre: Spektroskopie
Hauptzweck all unserer Messungen: alle Größen auf der Sonne ausmessen. Dazu wird das weiße Sonnenlicht wie beim Regenbogen in seine Farben zerlegt. Wir machen das mit einem Gitter, mit Rillen ähnlich wie bei einer CD, die man schräg ins Licht hält. Dabei sieht man viele dunkle Linien, die wellig verlaufen. Die ersten Spektrallinien wurden von Wollaston entdeckt; danach hat aber Fraunhofer ca. 250 Linien tabelliert und benannt. In heutigen Katalogen ca Die physikalischen Erläuterungen hinter dem Regenbogen kann man normalerweise überspringen, außer bei besonders interessierten Gästen. Erklärung hierzu: Beim Modell rechts oben schaut der Beobachter von rechts her auf die Sonne, deren weißes Licht an vielen Atomen vorbei muss. Achtung: die Fraunhoferlinien entstehen nicht durch Streuung (grüner Strahl wird nach der Seite weggestreut), mit Ausnahme weniger ganz starker Linien (etwa NaD) ist Streuung unwichtig. Das wird in öffentlichen Vorträgen und Zeitschriftenartikeln sowie Anfänger-Physikbüchern oft falsch dargestellt.

10 Sonnenobservatorium am Schauinsland

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

12 (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 (1a) Auswertung

14 SDO: Solar Dynamics Observatory
(1b) Alternative Bestimmung von v: Dopplergramme von HMI 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.

15 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 (1b) Rotationsgeschwindigkeit v

17 (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 (2) Rotations-periode P

19 Wanderung eines Sonnenfleckes
– Ein Bild pro Tag.

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

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

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

23 Zahlenwerte ohne Fehlerrechung
Berechnung des Sonnendurchmessers: ;Dsonne = v * P / pi v = ; m/s P = ; 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 = ; m d = ; m AU = Dsonne * (f/d) /1.e3 ; Millionen Km (Gm) print,'AU = ', AU,’ Millionen Km IDL> AU = Millionen Km