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Die Randverdunklung der Sonne

 

Das Projekt "Messung der Randverdunklung der Sonne"
Ein Projekt von Eric Pfeiffer und Richard Beyer unter Leitung von Peter Scheuermann


Physikalische Grundlage

Die Randverdunklung der Sonne ist ein Effekt, der nur sehr selten mit dem bloßem Auge zu erkennen ist. Viel deutlicher lässt er sich jedoch mittels spezieller Sonnenfilter oder auch ganz einfach über die Sonnenprojektion auf einem Schirm darstellen. Wie der Name schon vermuten lässt und Ihnen wahrscheinlich schon bekannt sein dürfte, handelt es sich dabei um die Abnahme der Strahlungsintensität in Richtung der äußeren Bezirke der projizierten Sonnenscheibe.

  Abb. 1: Schema der Lichtwegverlängerung

Die Ursache hierfür ist in dem längeren Lichtweg des Lichtes vom Rande der Sonne durch die kälteren, äußeren Atmosphärenschichten zu suchen. Beim Durchdringen dieser Gase wird das Licht der Photosphäre teilweise absorbiert, so dass man am Rande nur noch in höhere, kältere und damit dunklere Photosphärenschichten blickt als im Zentrum. Weiterhin kann an dieser Stelle vermerkt werden, dass die Randverdunklung wellenlängenabhängig ist, sich also zum Beispiel im blauen Licht stärker als im roten Licht bemerkbar macht. Somit gibt die Randverdunklung nicht nur Hinweise auf die Zusammensetzung der durchdrungenen Atmosphäre, sondern lässt ebenfalls Aussagen über die Temperatur der Photosphärenschichten zu.

Die Messanordnung

Nach kurzer Überlegung stand fest, dass nur die Projektion der Sonne auf einen Schirm für die Messung in Betracht kommen konnte. Damit möglichst nur die auf einen bestimmten Punkt auftreffende Sonnenstrahlung unabhängig von der Umgebungshelligkeit gemessen werden kann, wurde ein kleines Loch in den Schirm gebohrt und unser Sensor, ein Phototransistor, dahinter befestigt. Somit erreicht nur die senkrecht auf das Loch treffende Strahlung die Sonde und man hat die Möglichkeit auf eine hinderliche Abdunklung des Schirmes verzichten. Der Phototransistor wurde zusätzlich in ein Linsensystem eingefasst, was aber für die Funktion der Anordnung nicht zwingend notwendig ist. Auf eine Nachführung des Teleskops wurde verzichtet, da die Helligkeitsverteilung über die gesamte Sonne hinweg ermittelt werden sollte und somit die Wanderung der Sonne oder besser die Drehung der Erde als langsamer und konstanter Vorschub genutzt werden konnte.

Die entworfene Messschaltung basiert auf der Verwendung zweier Operationsverstärkers, womit man den Aufbau in zwei Teilen charakterisieren kann. Um unabhängig von Netzanschluss und zusätzlichen Geräten zu sein, musste ein Weg zur Selbstversorgung entwickelt werden. Der erste Teil stellt somit die Stromversorgung dar, welche in Form eines 9V Blockbatterie gelöst wurde. Die Spannungsversorgung realisiert dabei die Umwandlung des unipolaren Batteriestromes in eine bipolare Versorgung mit virtuellem Nullpunkt, also der Masse. Der zweite Teil der Schaltung umfasst die eigentliche Messanordnung. Der Phototransistor steuert dabei den Operationsverstärker über einen Emitterfolger an. Über den regelbaren Widerstand kann man die Verstärkung des OP einstellen, was zum Ausgleich der verschiedenen Intensitätsniveaus nach dem Neuaufbau der Messanordnung meist notwendig ist. Der endgültige Messwert kann dann über Masse und Ausgang 6 des OP abgenommen werden. Da eine schnelle Übertragung der Daten in einen Parallelport nicht nötig war und der Schule ein digitales Messgerät (Digitalmultimeter M-3830) mit integriertem AD-Wandler zum Anschluss an einen seriellen Computerport zur Verfügung stand, verzichtete man bisher auf den Bau eines eigenen Moduls zur Übertragung der Daten. Das anschließend entwickelte Programm kann die Daten vom entsprechenden Port in den Speicher lesen, auf der Festplatte sichern und natürlich übersichtlich auswerten. Die genaue technische Anordnung ist am Ende des Beitrags zusammenfassend abgebildet.

Ergebnisse

Wenngleich sich die Sonne im Schuljahr 1997/98 nicht übermäßig häufig blicken ließ, konnten doch genügend Messreihen aufgenommen werden, so dass eine verlässliche Auswertung möglich und sinnvoll wurde. Da sich bereits nach wenigen Messungen eine für den Phototransistor charakteristische Spannungskurve abzeichnete, wurde es möglich diese statistisch zu erfassen und in einer gültigen Näherungsformel zu beschreiben. Über die Einbeziehung weiterer in der Praxis bereits mehrfach nachgewiesener Zusammenhänge konnte schließlich ein Weg zur Ermittlung der prozentualen Strahlungsintensität auf der Sonne gefunden werden. Die Auswertungsergebnisse zeigten eine Bestätigung der vorherrschenden theoretischen Aussagen und zeigten schließlich, dass die Helligkeitsdifferenzierung der Sonnenoberfläche deutlicher als über viele andere Messverfahren dargestellt werden konnte. Die gezielte Messung über Sonnenflecken hinweg zeigte deutlich den dortigen Helligkeitsabfall, konnte aber zugleich beweisen, dass die Intensität der unseren Augen schwarz erscheinenden Flecken maximal 20 Prozent unter der normalen Helligkeit der Sonnenphotosphäre lag.

Technische Zusammenfassung

Nachfolgend sind einige Informationen zusammengestellt, die das Prinzip der Messung und den Aufbau der Apparatur verdeutlichen.

Abb. 2: Schema der Messanordnung

Als Photoelement wurde der Phototransistor SP211 gewählt, der sich aufgrund seiner geringen Ausmaße (Ø2.5mm) gut hinter dem Schirm befestigen ließ. Die grobe Funktion der folgenden, verwendeten Schaltung wurde bereits in einem der vorhergehenden Textabschnitte beschrieben.

Abb. 3: Schematische Messschaltung

Die am Ausgang abfallenden Messwerte werden vom Programm aufgezeichnet und können, wie in der folgenden Hardcopy dargestellt, ausgewertet werden.

Abb. 4: Auswertungsbeispiel

Die Leiterplatte

Hier können Sie das PC-Programm herunterladen.


Autoren: Eric Pfeiffer, Peter Scheuermann, Wilhelm-Ostwald-Schule, Willi-Bredel-Str.15, 04279 Leipzig,


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