Spektren analysieren (Werner Rockenbach)

Anleitung zur Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit der Sonne mit Hilfe von Absorptionslinien. Autor: Werner Rockenbach vom Herzog-Johann-Gymnasium Simmern.

Das Sonnenspektrum ist von einer Vielzahl von Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien) durchzogen. Die Linien entstehen durch Resonanzabsorption und erlauben Rückschlüsse auf die chemische Zusammensetzung. Heute sind mehr als 25000 Linien im Sonnenspektrum bekannt.



Quelle: Wikipedia (Fraunhoferlinien)

Die solaren Linien vom Ost- oder Westrand der Sonne zeigen eine Verschiebung, bedingt durch den Dopplereffekt.

Aus der Dopplerverschiebung solcher Linien kann die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne bestimmt werden. Das Bild zeigt einen Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum. Auf der x-Achse ist die Wellenlänge in nm aufgetragen. Die vier starken Spektrallinien des roten Wellenlängenbereichs werden von Eisen, Sauerstoff, Eisen und Sauerstoff, die schwachen Linien von Eisen und Titan erzeugt. Die Eisenlinien entstehen in der Sonne. Die hohe Temperatur an der Sonnenoberfläche bewirkt eine Verbreiterung durch den Dopplereffekt. Die Sauerstofflinien entstehen in der Erdatmosphäre. Die schwachen Linien von Eisen bzw. Titan entstehen ebenfalls an der Sonnenoberfläche. In dem Intensitätsdiagramm sind die Linien deutlich sichtbar.

Die Sonnenrotationsgeschwindigkeit wird mit dem Dopplereffekt bestimmt. Die Wellenlänge ändert sich auf Grund der Relativbewegung zwischen Beobachter und Sonne. Bewegen sich beide aufeinander zu, so verkürzt sich die Wellenlänge, bewegen sich beide weg voneinander, so verlängert sich die Wellenlänge. Die Spektren vom Ostrand bzw. vom Westrand der Sonne zeigen eine Verschiebung der solaren Eisenlinien. Die Linien vom Ostrand sind zu kürzeren, die vom Westrand zu längeren Wellenlängen verschoben. Die Sauerstofflinien sind dagegen unverschoben. Die verschobenen Linien zeigen, dass sich der Ostrand auf uns zu bewegt, während der Westrand der Sonne sich von uns weg bewegt.

Aus der Geschwindigkeit und dem Sonnenradius kann nun die Sonnenrotationsdauer mit T = 26,63 d bestimmt werden. Weitere Phänomene wie die differentielle Sonnenrotation können angesprochen werden.

Eine Schule mit entsprechender Ausrüstung kann die Spektren wohl eigenständig aufnehmen. Die hier vorgelegten Sonnenspektren wurden von einem astronomischen Institut einer Universität bereitgestellt.

Präsentation zu diesem Thema
SOFIA_Sonnenspektroskopie_Homepage.pps
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