Die astronomische Einheit Geometrie, Sonnenflecken, Fraunhoferlinien und Doppler-Effekt. Rolf Schlichenmaier Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik schliche@kis.uni-freiburg.de

Lochkamera: Strahlensatz Blende der Lochkamera Messung mit Lochkamera

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

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 HMI@SDO. (2) Rotationsperiode P aus Wanderung der Sonnenflecken.

Das Strahlungsspektrum der Sonne 400 nm 700 nm Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca. 5800 K. Sonne scheint in allen Farben -> Regenbogen! Strahlungsdichte als Funktion der Wellenlänge: Plancksches Strahlungsgesetz.

Das Sonnenspektrum: Fraunhofer-Linien

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

(Fraunhofersche-) Absorptionslinien

Vermessung der Sonnenatmosphäre: Spektroskopie 23. 4. 2010 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. 25 000. 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.

Sonnenobservatorium am Schauinsland

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

(1a) Spektren vom Schauinsland Bestimme Scheibenposition der Messung: Fe I - Linienpaar bei 630.2 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.

(1a) Auswertung

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

Helioseismic Magnetic Imager Fe I 617.3 nm, g=3 5 Wellenlängen 4 Stokes-Parameter 4k x 4k = 16 MPx Zeitsequenz = 45 s 2 TByte pro Tag

(1b) Rotationsgeschwindigkeit v

(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)

(2) Rotations-periode P

Wanderung eines Sonnenfleckes 11.07.2011 – 22.07.2011 Ein Bild pro Tag.

Wanderung eines Sonnenfleckes 11.07.2011 – 22.07.2011 Ein Bild pro Tag. Zeitunterschied zwischen erstem und letzem Fleck: 11 Tage.

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

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

Zahlenwerte ohne Fehlerrechung Berechnung des Sonnendurchmessers: ;Dsonne = v * P / pi v = 1970. ; m/s P = 25.7 ; d Dsonne = (v * 1.e-6) * (P * 24. *60.*60.) / !pi ; Mm print,'Dsonne = ', Dsonne, ‘ Mm’ IDL> Dsonne = 1392.40 Mm ; Berechnung der astronomischen Einheit: ; AU = Dsonne * (f/d)) f = 1.00 ; m d = 0.0093 ; m AU = Dsonne * (f/d) /1.e3 ; Millionen Km (Gm) print,'AU = ', AU,’ Millionen Km IDL> AU = 149.720 Millionen Km