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Die astronomische Einheit

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.

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

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

  5. Das Strahlungsspektrum der Sonne 700 nm 400 nm Die Sonne strahlt wie ein schwarzer Strahler mit ca. 5800 K.

  6. Das Sonnenspektrum: Fraunhofer-Linien

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

  8. (Fraunhofersche-) Absorptionslinien

  9. Vermessung der Sonnenatmosphäre: Spektroskopie

  10. Sonnenobservatorium am Schauinsland

  11. (1) Oberflächengeschwindigkeit v 0 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 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.

  13. (1a) Auswertung

  14. (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.

  15. 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

  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 11.07.2011 – 22.07.2011 Ein Bild pro Tag.

  20. Wanderung eines Sonnenfleckes 11.07.2011 – 22.07.2011 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 = 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

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