Beobachtung der Chromosphäre der Sonne mit hoher räumlicher und zeitlicher Auflösung bei sehr großem Gesichtsfeld
Final Report Abstract
Kühle Sterne wie unsere Sonne sind von einer heißen äußeren Atmosphäre umgeben, der Korona. Als eine Art Trennschicht zwischen Oberfläche, oder genauer der Photosphäre, und der Korona spielt die Chromosphäre eine wichtige Rolle beim Verständnis der Heizung und Dynamik in der Sonnenatmosphäre. Die Chromosphäre hat ihrem Namen von ihrem farbenprachtigen Glanz (rot von der Ha-Emission), der sichtbar wird, wenn bei einer Sonnenfinsternis der Mond gerade die Photosphäre bedeckt und die Korona noch nicht sichtbar ist. Physikalisch gesehen ist die Chromosphäre interessant, da sie eine Art "magnetische Übergangsregion" darstellt. In der Photosphäre ist die (thermische) Energiedichte des Plasmas größer als die Energiedichte des Magnetfelds, womit dort die Plasmabewegungen z.B. der Oberflächen nahen Konvektion (Granulation) das Magnetfeld bewegen. In der Korona sind die Verhältnisse umgekehrt, und das Plasma wird auf den von den Magnetfeldlinien vorgegebenen Bahnen gehalten. In der Chromosphäre findet sich der Bereich, in dem sich (im Mittel) die thermische Energiedichte und das Magnetfeld gerade die Wage halten. Damit hat die Chromosphäre eine Schlüsselrolle für das Verständnis der Materie- und Energietransportes in der Atmosphäre eine kühlen Sterns inne. Moderne räumlich hochaufgelöste Beobachtungen der Chromsphäre können Strukturen von etwa 0.1" bis 0.2" auflösen, entsprechend etwa 75 km bis 150 km auf der Sonne. Allerdings ist hier das Gesichtsfeld meist sehr klein, typisch nur etwa 50" im Quadrat. Dies ist einerseits der begrenzten Detektorgröße geschuldet, andererseits kann die Adaptive Optik, die in Echtzeit die Luftunruhe durch Spiegeldeformation ausgleicht, nur ein sehr begrenztes Gesichtsfeld korrigieren. Viele Phänomene der Chromsphäre haben jedoch weit größere räumliche Ausdehnung. z.B. Protuberanzen mit bis zu vielen 100.000 km Länge, oder das chromosphärische Netzwerk mit einer Strukturgröße von über 20.000 km. Damit sind neben den hochaufgelösten Beobachtungen auch solche von Nöten, bei denen diese Strukturen ganz erfasst werden, zu dem Preis einer geringeren räumlichen Auflösung. Zudem sind viele der chromosphärischen Ereignisse transient, so dass man sie bei einem begrenzten Gesichtsfeld einfach verpassen würde. Im Rahmen dieses Projekts wurde daher ein Teleskop zu Beobachtung der ganzen Sonnenscheibe im Licht der Chromosphäre entwickelt und in Betrieb genommen. Dieses chromospärische Teleskop (ChroTel) beobachtet in den drei wichtigsten vom Boden aus beobachtbaren chromosphärischen Spekrallinien, Ca ll K im Blauen bei 393.3 nm, Ha im Roten bei 656.3 nm und He I im Infraroten bei 1083 nm. Hierbei kommen aufwendige Lyot-Filter zum Einsatz, die es durch ihre geringe Bandbreite in Wellenlänge erlauben, tatsächlich nur die chromosphärische. Emission abzubilden. Breitere Filter lassen auch Emission aus den Linienflügeln und somit aus fieferen Schichten in der Photosphäre durch. Zudem ist das Filter in He I-Kanal durchstimmbar, womit eine Bestimmung der Dopplerverschiebungen in der Chromosphäre möglich wird. Die Steuerung von Chrotel ist weitgehend automatisiert, so dass ein robotischer Betrieb möglich ist. Die Daten können mit einer Bildfolge von etwa einer halben Minute aufgenommen werden. Diese Zusammenstellung der gemeinsamen Beobachtbarkeit dieser drei Linien an einem Ort ist ein Alleinstellungsmerkmal von ChroTel. Zum Abschluss diese Projektes ist ChroTel weitgehend betriebsbereit. Die Fördemng der noch nötigen Schritte zur automatisierten Datenverarbeitung und der wissenschaflichen Datenauswertung sind durch ein Folgeprojekt sichergestellt.
Publications
- (2002): Astronomy & Astrophysics 394, 1069-1076. 2D-spectroscopic observations of G-band bright structures in the solar photosphere
Langhans K., Schmidt W., Tritschler A.
- (2002): Solar Physics 211, 17-29. High-resolution spectroscopy with TESOS: Upgrade from a double to a triple system
Tritschler A., Schmidt W., Langhans K., Kentischer T.J.
- (2003): Astronomische Nachrichten 324, 354. Observations of G-band bright structures with TESOS
Langhans K., Schmidt W., Tritschler A.
- (2004): Astronomy & Astrophysics 415, 731-737. Two-dimensional spectroscopy of a sunspot. II. Penumbral line asymmetries
Schlichenmaier R., Bellot Rubio L.R., Tritschler A.
- (2004): Astronomy & Astrophysics 415,717-729. Two-dimensional spectroscopy ofa sunspot. I. Properties of the penumbral fine structure
Tritschler A., Schlichenmaier R., Bellot Rubio L.R.
- (2004): Astronomy & Astrophysics 423, 737-744. Phase diversity restoration of sunspot images. Relations between penumbral photospheric features
Bonet J.A., Marquez L., Muller R., Sobotka M., Tritschler A.
- (2005): Astronomische Nachrichten 326, 301-304. On the relation between penumbral flow and intensity filaments
Schlichenmaier R., Bellot Rubio L.R., Tritschler A.
- (2007): Astronomy & Astrophysics 462, 303-310. On the fine structure of the quiet solar Ca ll K atmosphere
Tritschler A., Schmidt W., Uitenbroek H., Wedemeyer-Böhm S.
