Die Schicht, die wir im sichtbaren Licht als Oberfläche bezeichnen könnten, ist die Photosphäre, mit einer Temperatur von etwa 6000 K. Dies ist die tiefste Schicht, die der direkten Beobachtung zugänglich ist, da hier wegen der mit der Tiefe ansteigenden Dichte die Absorption des Sonnenplasmas ansteigt und damit tiefere Einblicke verhindert. Die Temperatur nimmt mit der Höhe zunächst ab, bis etwa 4300 K, um dann in der Chromosphäre wieder anzusteigen. Diese Schicht ist nur bei totalen Sonnenfinsternissen in Emissionslinien zu beobachten. Oberhalb der Chromosphäre schließt sich die Ûbergangsschicht ('Transition Layer') an, in der die Temperatur von ca. 10000 K bis auf einige Hunderttausend K ansteigt. Darüber liegt die Korona, mit sehr geringer Dichte und Temperaturen von Millionen K, die sich bis einige Sonnenradien erstreckt.

Da das Absorptionvermögen des Sonnenplasmas zu längeren Wellenlängen hin zunimmt, kann man im Radiobereich nicht mehr so tief in die Sonnenatmosphäre hineinschauen wie im sichtbaren Licht. Somit kommt die Strahlung aus immer höheren Schichten, je tiefer die Frequenz ist. Bei 10 GHz kann man bereits nur bis in die höhere Chromosphäre schauen, unterhalb von 1 GHz ist die Korona. In dieser Weise geben Radiobeobachtungen auf verschiedenen Frequenzen Aufschluß über die Temperaturen in der verschiedenen Schichten. Die solaren Radioflüsse werden täglich von einer weltweiten Kette von Radiosternwarten gemessen und werden von NOAA veröffentlicht. Im spektralen Verlauf des Radioflusses

spiegelt sich die Temperaturschichtung in der Sonnenatmosphäre wieder:

Bestimmung des Radioflusses der Sonne

• direktes Signal: wenn die Antenne auf die Sonne gerichtet ist: p(Sonne)
• Himmelshintergrundes auf derselben Elevation: p_sky(ε)
• Flusskalibration: p_cal
• Breite der Antennenkeule: HPBW

• Antenne wird auf die Position gerichtet, an der die Sonne in ca. 10 min sein wird
• die fortlaufende Registrierung hält den Anstieg des Signals fest, wenn die Sonne in die Antennenkeule eintritt ...
• ... ein Maximum durchläuft (dies ergibt p(Sonne)) ...
• ... und wieder abnimmt.
• danach (oder am besten auch vorher) wird die Antenne auf eine Position gedreht, die so weit von der Sonne entfernt ist, dass durch die Nebenkeulen keine Sonneneinstrahlung erfolgt. Auf derselben Elevation ε wie der Sonne wird der Hintergrund des 'leeren' Himmels gemessen: p_sky(ε)
• danach (oder am besten auch vorher) wird das Signal vom Fluskalibrator gemessen: p_cal

Dieses Verfahren erfordert eine präzise Positionierung. Kann diese nicht erreicht werden, wird man zunächst manuell nach dem maximalen Signal der Sonne suchen, um dann die Sonne bei feststehender Antenne durch die Keule laufen zu lassen. Ein solch halber Driftscan erfüllt ebenso seinen Zweck und erfordert weniger Zeit:

Auswertung

• Verwendet man direkt den gemessenen Himmelshintergrund, so reicht die Kenntnis der Systemtemperatur aus, um die Antennentemperatur der Sonne zu bestimmen: T_ant(Sonne) = (T_cal + T_sys)*(p(Sonne) - p_sky)/ p_cal
• Sind aus einer ebenfalls durchgeführten Analyse des Himmelshintergrundes die Systemtemperatur und Zenittemperatur bekannt - oder können wegen der Stabilität des Systems als bekannt vorausgesetzt werden - kann man auch diese Form verwenden: T_ant(Sonne) = (T_cal + T_sys)*p(Sonne)/p_cal - (T_zenit/sinε + T_sys + T_CMB)
• Da z.B. auf 1 GHz die Zenittemperatur nur schwach wetterabhängig ist, kann man darüber hinaus noch die Systemtemperatur bestimmen: T_sys = (p_sky(ε) T_cal - p_cal(T_zenit/sinε + T_CMB) /(p_cal - p_sky(ε))

Radiofluss

• ist die Sonnenscheibe mit ihrem Winkeldurchmesser von durchschnittlich D = 0.5º kleiner als die Antennenkeule (d.h. HPBW) - bei den 1.3 GHz und 2.3 GHz Spiegeln - ist die wahre Temperatur auf der Sonnenoberfläche um den Füllfaktor höher:
      T_Sonne = 1.5393 * T_ant(Sonne) * (HPBW/D)²
  Der numerische Faktor ist eine Korrektur für die Form der Antennenkeule.
• Nur wenn die Sonne vollständig die Antennenkeule ausfüllt - bei den 10 GHz und 24 GHz Spiegeln - sind Antennen- und wahre Temperatur identisch:
      T_Sonne = T_ant(Sonne)

Half-Power Beam Width

Sonnenfinsternis 2015

Die totale Sonnenfinsternis am 20. März 2015 hatte in Kiel um 09:46 UT die größte Bedeckung von etwa 80 Prozent. Der erste Kontakt war um 08:38 und der letzte um 10:56 UT ...

... aber der Hochnebel kam genau zur rechten Zeit, und so haben wir nichts gesehen. Glücklicherweise konnte Hermann Fenger in unserer 'Zweigstelle' in Bielefeld durch die Wolken ein Bild um 10:54 UT schießen. Brennweite 200 mm, Belichtungszeit 1/320 s bei ISO 100 und Blende 7.

Aus den Wetterbildern von Meteosat im sichtbaren Licht wurden Videofilme erstellt: Links ist die Erdscheibe während des gesamten Tages zu sehen, rechts in Schwarzweiß wird gezeigt, wie der Halbschatten über Europa zieht. Ein Klick auf das Bild startet den Film in einem Videobrowser. Der Kernschatten ist zu klein, als dass er auf diesen Bildern zu erkennen ist. Der Halbschatten ist dagegen mehrere tausend km groß. Die Originalbilder haben eine Größe von 768 mal 576 Pixel. Die Aufzeichnung eines Einzelbildes beträgt etwa 12 min, weil das Bild zeilenweise abgetastet wird. Die Bilder, aufgenommen im zeitlichen Abstand 15 min, werden in Rönne in Videosequenzen zusammengestellt.

Bei DL0SHF haben wir die gesamte Finsternis auf 1.3, 2.3, 8.2, und 10 GHz beobachtet. Das Diagramm zeigt den zeitlichen Verlauf der Antennentemperaturen, die auf den Wert vor der Bedeckung normiert sind. Diese lineare Größe misst den Anteil des solaren Radioflusses, der auf jeder Frequenz gemessen wurde. Man sieht: bei größter Bedeckung ist das Restsignal desto kleiner, je höher die Frequenz ist. Bei höheren Frequenzen kommt die Radioemission aus den tieferen Schichten, nahe der 'Oberfläche' der Sonne, der Photosphäre, aus der auch das sichtbare Licht kommt. Auf tieferen Frequenzen entsteht die Radiostrahlung in der Korona, die über der Photosphäre liegt. auf tiefen Frequenzen fällt das Signal eher ab als bei höheren, und auch vor dem ersten Kontakt im sichtbaren Licht. Bei Frequenzen unterhalb etwa 3 GHz kommt die Emission aus der Korona, die eine Region mit sehr heißem Gas ist und die sich von oberhalb der Photosphäre bis in einige Sonnenradien Entfernung erstreckt. Der Mond bedeckt diese außen liegende Schicht bevor er die Sonnenscheibe berührt. die Kurve bei 10 GHz ist 'V'-förmig, während sie bei 1.3 GHz mehr einem 'U' gleicht. auf 1.3 und 2.3 GHz hat die Kurve leichte Knicks (roter Pfeil deutet auf den Knick nach der Finsternis) wo die Kurvensteigung sich etwas ändert ... ebenfalls auf 1.3 und 2.3 GHz gibt es zwei kleine Vertiefungen in der Nähe der maximalen Bedeckung. Dass sie bei beiden Frequenzen gleichermassen auftauchen, zeigt dass sie kein instrumenteller Defekt sind. Könnte dies durch eine Veränderung in der Erdatmosphäre verursacht sein, wie dem Vorbeizug von Wolken?

Hier sind die Erklärungen: im sichtbaren Licht und auch bei 10 GHz ähnelt die Sonne einer Scheibe von fast gleichmäßiger Helligkeit. In der nebenstehenden einfachen Modellierung der Finsternis bekommt man dann ein 'V'-förmigen zeitlichen Verlauf der gemessenen Helligkeit. Dazu wurde der Abstand der Zentren von Mond und Sonne gewählt, dass sich eine größte Bedeckung von 80 Prozent ergibt. Die Helligkeit fällt natürlich genau im Zeitpunkt des ersten Kontakts ab!

Auf 1.3 and 2.3 GHz entstammt die Radioemission der Korona, die oberhalb der Photosphäre liegt. Wenn wir diese durch einen hellen Ring modellieren, dessen Innenradius 0.8 und Außenradius 1.25 Radien der optischen Sonnenscheibe betragen, erhalten wir: die Kurve hat 'U'-Form der Abfall des Signals beginnt noch vor dem ersten Kontakt, der durch den senkrechten violetten Strich markiert ist Bei Abständen (offsets) von -1.5 und 1.5 Radien der Sonnescheibe ändert sich die Steigung der Kurve etwas, aber deutlich. Dies entsteht durch die Bedeckung des Rings durch den Mond, der etwas kleiner als die Außenrand des Rings ist. bei größter Bedeckung gibt es ein kleines Maximum im Signal. Dies entsteht, da der Mond auch bei diesem Zeitpunkt nur die inneren Teile des Rings bedecken kann, und somit tragen alle Teile des nunmehr vollständig freien Außenrandes zum Signal bei vor und nach diesem Maximum gibt es zwei kleine Einbuchtungen, so wie sie auf 1.3 und 2.3 GHz beobachtet werden. Daher sind diese Dellen nicht etwa vorbeiziehenden Wolken der Erde, sondern die Folge der Bedeckung der ringförmigen Emission der Korona durch die Mondscheibe. Sie sind die Folge der Bedeckung einer Aufhellung der Korona auf ihrer Ostseite.

Trotz des grauen Himmels über Schleswig-Holstein gibt die Aufzeichnung der Leistung einer Photovoltaikanlage einen eindeutigen Beweis dass die Finsternis auch hier stattfand ... ;-)	Die Aufzeichnung einer Anlage in Süddeutschland erlaubt es, die Resthelligkeit von 31 Prozent zu messen, in sehr guter Übereinstimmung mit den für diesen Standort vorhergesagten 30 Prozent.

Sonnenfinsternis 2006 TBD

Zu Beginn fällt der Kernbereich des Schattens zunächst auf Brasilien, dann überquert er den Atlantik und durchstreift Afrika von Ghana bis Libyen. Hier ist der Schattenwurf am stärksten ausgeprägt, der Kernschatten hat einen Durchmesser von 183 Kilometern und die Finsternis dauert für einen Beoachter am Erdboden gute 4 Minuten. Der Schatten bewegt sich weiter über das Mittelmeer, die Türkei, Kasachstan, Teile Russlands, bis an die Mongolei.
Von Deutschland aus war nur eine partielle Sonnenfinsternis zu beobachten, da der Kernschatten Deutschland nicht berührte.

Die Animation durch einen Film aus Bildern des geostationären Wettersatelliten METEOSAT Second Generation (MSG) zeigt die Wanderung des Mondschattens über die Erdoberfläche:

Informationen zum Film Im Vis-Film (sichtbares Licht) ist der eigentliche Kernschatten kaum zu erkennen, dafür aber der große Bereich des Halbschattens, der mehrere tausend Kilometer durchmisst. Um den Kernschatten darzustellen reicht weder die Bildauflösung (768x576 Pixel für einen Erddurchmesser = 12.000 km) noch die Farbtiefe von 256 Graustufen (je 8 Bit Farben im Rot-, Grün- und Blau-Kanal des Bildes) Das bloße Aufzeichnen eines einzelnen Bildes nimmt ca. 12 Minuten in Anspruch, das jedes Bild vom Satelliten Zeile für Zeile ausgegelesen wird. Der Kernschatten wandert zu schnell, als dass er mit dieser Methode scharf aufgezeichnet werden könnte. Im Infrarotfilm kann man vor allem in Nordafrika eine deutliche Temperaturverringerung während des Durchzuges des Mondschattens sehen.

Aufnahme durch die Satellitenstation in Rönne

Download

Aufnahmen vom 28. und 30.März, und 5.April 2006 [2,26 MB]