Willibald-Gluck-Gymnasium

Aus einer Facharbeit:

Sonnenspektroskopie: Geschichte und Methoden

2.3.2.2 Auftreten von chromosphärischen Emissionslinien am Sonnenrand

Die K-Linie Die beiden nächsten Aufnahmen zeigen jeweils einen Ausschnitt des Sonnenspektrum im Bereich der K-Linie des einfach ionisierten Calciums (Ca II) bei 3933,664 Å. Die obere Aufnahme zeigt das Spektrum in der Mitte der Sonnenscheibe, die untere stammt vom Randbereich.
geplottete Spektren Im Randspektrum ist im Zentrum der Ca II- Linie wieder eine Erhellung zu sehen, die im Mittenspektrum fehlt. Genaueres zeigt der Intensitätsverlauf:

Hier wird deutlich, dass der Absorptionslinie des Calciums eine Emissionslinie ebenfalls von Calcium überlagert ist. Der kleine dunklere Bereich in der Emissionslinie kommt durch Selbstabsorption zustande, worauf ich weiter unten noch genauer eingehen werde.

Die Emissionslinie muss auch von Calcium stammen, da es in diesem Wellenlängenbereich keine weitere starke Linie gibt die sie erzeugen könnte. Ebenso ist die Selbstabsorptionslinie durch Calcium verursacht, das ihr Minimum exakt mit dem der normalen K- Absorptionslinie übereinstimmt. Der ganze Effekt wird daher nur vom Calcium hervorgerufen. Die Emissionslinie kann nicht in der Photosphäre entstanden sein, da sie sonst in den höheren Schichten derselben absorbiert worden wäre. Sie muss also in noch höheren Schichten der Sonnenatmosphäre entstanden sein, sodass sie sich über die Absorptionslinie aus der hohen Photosphäre gelegt hat. In dieser Schicht muss es zudem deutlich heißer sein als direkt auf der Sonnen Oberfläche, da sonst die Linie nicht in Emission auftreten könnte. Sie würde dann nur die Absorptionslinie aus der Photosphsphäre verstärken.

Aufgrund der hohen Temperatur sendet diese Schicht ein Spektrum aus Emissionslinien aus. Diese sind aber im normalen Fall nicht im Spektrum zu sehen, da sie gegen den immer noch helleren Hintergrund der Sonnenscheibe nicht zu sehen sind.

Dass sie in diesem Spektrum trotzdem zu sehen sind, liegt wieder an der veränderten Sichtlinie Sonne beim Betrachten des Sonnenrandes. Wie im Bild zu sehen, verläuft die Sichtlinie beim Blick auf die Sonnenmitte senkrecht durch die verschiedenen Schichten der Sonne bis zu dem Punkt an der Basis der Photosphäre an dem sie undurchsichtig wird. Man kann auf diesem Weg am weitesten in die heißen und dichten Schichten der Sonne sehen, so dass das Licht dort eine sehr hohe Intensität hat. Durch diese hohe Intensität werden die Emissionslinien aus der Sonnenatmosphäre völlig überdeckt.

Beim Betrachten des Sonnenrandes wirken zwei Effekte zusammen, die es ermöglichen die atmosphärischen Emissionslinien zu beobachten: Zum einen ist die Intensität des von der Sonne kommenden Lichtes geringer, da es aufgrund der länger in der Photosphäre verlaufenden Sichtlinie (siehe voriger Gliederungspunkt) von höher in der Photosphäre liegenden Schichten stammt, die daher kühler und weniger stark emittierend sind.

Zum andern verläuft die Sichtlinie beim Betrachten des Sonnenrandes flacher und damit deutlich weiter durch die emittierende Atmosphärenschicht als beim senkrechten Blick ins Zentrum der Sonnenscheibe. Dadurch werden die Emissionslinien verstärkt, da die emittierende Schicht in der Sichtlinie jetzt stärker ist, und damit mehr Licht erzeugen kann.

Eine direkte Beobachtung dieser Atmosphärischen Schicht ist normalerweise nicht möglich, da sie im Vergleich zur Sonne nur sehr schwach emittiert, und daher von der Sonne überstrahlt wird. Die einzige Möglichkeit einer visuellen Beobachtung bietet eine totale Sonnenfinsternis.

Wenn dabei der Mond die Sonne fast völlig bedeckt hat, ist nur noch ein schmaler sichelförmiger Rand der Sonne zu sehen, der schließlich so schmal wirb, dass er nur noch die höheren Schichten der Atmosphäre zeigt, allerdings ohne den strahlenden Hintergrund der Sonnenoberfläche. In diesem Moment ist für wenige Sekunden nur eine rötliche atmosphärische Schicht der Sonne zu sehen.

Aufgrund ihrer roten Farbe wurde sie Chromosphäre (von griech. chroma = Farbe) genannt.

Das Spektrum der Chromosphäre wurde zuerst am 22. Dezember 1870 von dem amerikanischen Astronom Charles August Young (1834-1908) beobachtet. Aufgrund der nur sehr kurzen Zeit in der es beobachtet werden kann, wird es „Flash-Spektrum” genannt. Das Spektrum wird von der roten Wasserstofflinie bestimmt, woher auch die rote Farbe der Chromosphäre kommt.

2.3.2.3 Entstehung von Selbstabsorption

Die in meinem Spektrum zu sehende Emissionslinie des Calciums ist also ein Teil des Flash- Spektrums der Chromosphäre. Die dunklere Linie in der Mitte der Emissionslinie kommt durch Selbstabsorption zustande. Die Selbstabsorption tritt auf wenn ein heißes, Licht emittierendes Gas nach außen abkühlt. Dann sind die äußeren Bereiche so kühl, dass sie nicht mehr emittieren, sonder wieder absorbieren. Dadurch werden die Emissionslinien im Linienzentrum wieder von Absorptionslinien überlagert, sodass sie in der Mitte eine dunkle Linie aufweisen. Aufgrund der tieferen Temperatur und des geringeren Drucks am Rand der Gaswolke können diese Linien aber nicht so breit sein, dass sie die Emissionslinien völlig überdecken würden, die Emissionslinien bleiben zu beiden Seiten der Absorptionslinie deutlich zu sehen. Dieser Effekt tritt in dieser Aufnahme auch auf. Die Emissionslinie aus der heißen Chromosphäre wird in der Mitte von einer Selbstabsorptionslinie aus den äußeren Schichten der Chromosphäre verdunkelt.