Die totale Sonnenfinsternis am 11.8.1999
Beobachtung des Flash-Spektrums
Kurz vor (2. Kontakt) und kurz nach (3. Kontakt) der Totalität
blitzt der Sonnenrand kurz rot auf, es wird die über der Photosphäre
(das ist die helle sichtbare Sonnenfläche) liegende Atmosphäre
sichtbar, die Chromosphäre, benannt nach der markanten Farbe (chromos
= griechisch: Farbe). Mit Hilfe eines Prismas oder Gitters kann das Licht
der Chromosphäre in ein Spektrum zerlegt werden, das vor allem Emissionslinien
zeigt.
Beobachtung
Bei der totalen Sonnenfinsternis am 16.2.1980 hat Rainer Beck mit
Hilfe eines Gitterprismas (geliehen von Prof. Dr. E.H. Geyer vom
Observatorium Hoher List) das Flashspektrum mit einer Motorkamera fotografiert.
Hier die wichtigsten Daten:
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Gitterprisma der Firma Bausch&Lomb, Gitterkonstante 600 Striche/mm,
Blaze-Winkel 10.55°, reziproke lineare Dispersion bei Hg:
11.1 nm/mm
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Kamera: Canon F-1 mit f=135mm, 1:2.8
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Film Kodak SO 115 (heute Technical Pan)
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Belichtungszeiten: 2. Kontakt 1/60 s (23 Aufnahmen),
3. Kontakt 1/250 s (15 Aufnahmen)
Spektrum
Aufnahmen vom 2. (unten) und 3. (oben) Kontakt,
klicken liefert grösseres Bild (172k), aber
vertikal, mit einigen Linien identifiziert.
Auf dem kleinen Bild ist blau links, rot rechts, auf dem vergrösserten
Bild ist blau oben, rot unten. Die hellsten Linien sind identifiziert,
in manchen Regionen des Spektrums auch schwächere. Die Wellenlänge
ist hier in nm (Nanometer 10-9m) angegeben. Auffällig sind
die chromatischen Fehler des Objektivs (charakteristisch für normale
Foto-Objektive) im Ultravioletten/Blauen und im Roten, dort erscheinen
die Linien unscharf. Oft sind die Linien "geblendet", daher ist eine eindeutige
Zuordnung zu einer bestimmten Linie eines bestimmten chemischen Elements
oft nicht möglich.
Linienidentifikation
Die Linienabstände auf den Aufnahmen wurden mit dem modifizierten
Abbe-Komparator am Observatorium Hoher List von Andreas Hänel
ausgemessen. Ausgehend von einigen markanten hellen und leicht zu identifizierenden
Linien wurden immer mehr schwächere identifiziert. Dazu wurde mit
den Wellenlängen und den auf den Aufnahmen gemessenen Abständen
der bekannten Linien ein Polynomausgleich gemacht (Dispersionskurve). Damit
konnten dann die Wellenlängen schwächerer Linien bestimmt werden,
die dann mit der folgenden Arbeit identifiziert wurden:
Mitchell, S. A. : Chromospheric spectrum from ten eclipse expeditions,
1947, Astrophys. Jour. 105, 1
In der Tabelle sind die Messwerte für die beiden Spektren (2.
und 3. Kontakt) in mm
angegeben, hier ist die Wellenlänge in Angstrom (10-10m)
angegeben.
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