149

Photometrie der Sonnenkorona vorn 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich

( M i t t e i l u n g e n d e s A s t r o p h y s i k a l i s c h e n O b s e r v a t o r i u m s P o t s d a m Nr. 66) Von MARLENE MADLOW, Potsdam

Mit 5 Abbildungen. (Eingegangen 1957 Oktober 18)

Es wird eine Aufnahme der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 rnit der effektiven Wellenlange Lff. = 633 my photometrisch ausgewertet. Um die Streulichtkorrektur aus der Helligkeit auf der Mondscheibe zu gewinnen, werden als Ansatze fur die Streufunktion die Messungen von S. GWNTHER [11] benutzt. Die Ergebnisse werden rnit denen von WALLENQUIST, ALLEN, WALDMEIER und BACHMANN und der Modellkorona von VAN DE HULST verglichen.

Die Aufnahme, uber deren Bearbeitung berichtet werden soll, wurde von E. ROHDE, H. FREYDANK und W. SCHMIDTKE, Mitarbeiter der WILHELM-FoRSTER-SternWaI-te! (Berlin) bei der Expedition der Ver- einigung der Sternfreunde (VdS) nach Galto (Westschweden) gewonnen. Eigentumer des venvendeten Instruments war der Berliner Amateur E. ENGEL, der die Expedition technisch betreute. Die Vorarbeiten fur die Expedition, insbesondere fur das photographisch-photometrische Programm wurden von E. MADLOW an der WILHELM-FORSTER-Sternwarte mit Unterstutzung von Prof. WEMPE (Potsdam), Prof. v. KLUBER (Cambridge, G. B.) und des Physikalischen Institutes der Technischen Universitat Berlin (Professor GOBRECHT) durchgefuhrt. Uber die Expedition und ihre Ziele ist an anderer Stelle bereits berichtet worden

Das wissenschaftliche Programm bestand nach Anregung von Professor GROTRIAN aus einer photo- graphischen Dreifarbenphotometrie (405,630,870 mp) der Korona. Jedoch ist wegen mannigfacher ZufUe nur die Aufnahme bei 630 mp, die in [I] reproduziert ist, zur Photometrie geeignet [3]. Trotzdem er- scheint es angebracht, diese Platte auszuwerten, da wegen ungiinstiger Wetterverhaltnisse wahrend der Finsternis nur recht wenig Material uber diese extreme Minimumkorona vorliegt. Auch in Galto war am Finsternistag dichte Cumulusbewolkung mit uberlagertem Cirrus. Kurz vor der Finsternis riB jedoch die Cumulusdecke auf, so daB die Korona in einer ausgedehnten Wolkenlucke beobachtet werden konnte. Visuelle Beobachtungen und simultan gewonnene Auf nahmen mit kleinen Kameras groBen Gesichtsfelds zeigen auBerdem, daB die Korona wahrend der Aufnahme frei war von bemerkbaren Cirren, deren Auslaufer jedoch 20 Sekunden spater die auBeren Koronapartien erreichten. Einzelheiten meteorologischer Beobach- tungen sind von SCHINDLER [4] sowie MALSCH und COMMERELL l) beschrieben.

Die Aufnahme wurde rnit einem visuell korrigierten Refraktor von 80 mm offnung und 960 mm Brennweite im direkten Fokus unter Vorschaltung eines Schott-Filters RG I (2 mm) auf Agfa-ISS-Platten gewonnen (1,~. = 633 mp). Das Filter befand sich etwa 10 mm vor der Platte. Die Belichtung von 8 Sekunden wurde mittels lose aufgesetzter Objektivkappe vorgenommen. Da die Exposition symmetrisch zur Finsternismitte erfolgte und der Beobachtungsort auf der Zentrallinie liegt, entfallt die Notwendigkeit einer Reduktion der Mittelpunkte von Sonne und Mond.

Die Kalibrierung erfolgte durch Aufkopieren zweier photographischm Stufenkeile auf die gleiche Platte, auBerhalb des Gesichtsfelds. Die Keile wurden hergestellt, indem eine Filmfolie Agfa Phototech- nischer Film A stufenweise diffus beleuchtet wurde. Die Belichtungszeiten waren so gewahlt, daB 20 Stufen mit insgesamt 2Yo Abschwachung entstanden. Als Lichtquelle fur die Kalibrierung diente das an einer MgO-Schicht diffus reflektierte Sonnenlicht [5]. Dabei war die Anordnung so, daB die Schicht 45 O gegen die Fernrohrachse geneigt war und die Sonnenstrahlung senkrecht auffiel. Durch Einbau in einen Kasten war Schutz gegen seitliches Streulicht gewahrleistet. Um auf gleiche Belichtungszeit zu kommen wie bei der Korona-Aufnahme und um einen moglichst groBen Schwarzungsbereich zu uberbrucken, wurden bei den beiden Keilkopien Neutralfilter (Schott NG 9) mit verschiedenen Dicken, und zwar 2.01 mm bzw. 2.63 mm, in den Strahlengang eingefuhrt. Die Kalibrierung erfolgte etwa drei Stunden nach der Totalitat; entwickelt wurde die Platte 10 Tage spater in Berlin rnit Agfa Atomal bei normalen Bedingungen.

Die Eichung des Keils wurde in Potsdam im Laboratorium durch AnschluB an ein geeichtes Rohren- photometer vorgenommen. Bei Benutzung des gleichen Films und Filters macht sich der Unterschied der Farbtemperaturen von Sonne und Gluhlampe nicht bemerkbar. Es wurde das gleiche offnungsver- haltnis verwendet wie bei den Korona-Aufnahmen.

Der Schwarzungsverlauf der Korona wurde rnit dem lichtelektrischen Registrierphotometer von ZeiB mit einer quadratischen Flache von 0.01 mm2 am Objekt registriert. Es ergaben sich photometrierbare

l) Unveroffentlichter Bericht.

[I], 121.

150 M. MIDLOW: Photometrie der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich

r Schwarzungen im Radienbereich 2 - < 5.4 am Aquator. Mit Hilfe der Keilregistrierungen wurde r CC

die scheinbare Intensitatsverteilung gewonnen (Abb. I), an die nun die Korrektion wegen uberlagerten Streulichts angebracht werden muB. Sie erfordert den groI3ten Arbeitsaufwand bei der ganzen Auswertung und bedingt gleichzeitig die groBte Unsicherheit des Ergebnisses.

Diese Streukorrektion kann nach Herkunft des Streulichts folgendermaI3en eingeteilt werden : I. Atmospharisches Streulicht

a) Mehrfachstreuung der Sonnenstrahlung aus der unverfinsterten Zone b). Einfachstreuung der Strahlung der inneren Korona

2. Instrumentelles Streulicht.

I 1 1 I I I I 1 1 2 2

1L ‘g’‘:t 1.2 f 1.0 1

2.0 2.5 3.0 3.5 6.0 5.0 5.5 ‘.’ r / r o

Abb. I . Scheinbare Intensitatsverteilung der Korona am Pol und Aquator

Zu I a). Die uber die Korona als konstant vorausgesetzte Himmelshelligkeit kann aus dem vorliegenden Material nicht ermittelt werden. Der Wert wird von ALLEN [6] ubernommen, da die Wetterlage in Syd- koster und Galto praktisch gleich war. Zu I b). Das Koronastreulicht kann man im allgemeinen vernachlassigen; in der vorliegenden Aufnahme zeigt jedoch die Schwarzungsverteilung auf dem Mond (allerdings bei stark uberbelichteter innerer Korona), daB merkliche Streuung vorhanden ist, so daB der EinfluB untersucht werden muB. Zu 2). Das instrumentelle Streulicht kann leider nicht getrennt untersucht werden, da das Objektiv kurz nach der Expedition verloren ging. Fruhere stark belichtete Vollmondaufnahmen geben jedoch eine obere Grenze fur das instrumentelle Streulicht (keine Schwarzung am Mondrand !), die nach grober Schatzung knapp eine GroBenordnung unter dem beobachteten Koronastreulicht liegt. Dieser Wert ist auch nach den Messungen von EINARSSON [7] plausibel. Da die optischen Teile des Instruments vor der Finsternis mit Alkohol gereinigt wurden, ist zu hoffen, daB diese Grenze nicht uberschritten worden ist.

Im folgenden wird vorausgesetzt, daB nur atmospharisches Streulicht vorhanden ist. Da keine besonderen Aufnahmen zur Bestimmung der Streufunktion gemacht worden sind, bietet

Die Intensitatsverteilung auf dem Mond ist die Helligkeitsverteilung auf dem Mond die einzige Moglichkeit dazu.

Ik ( r , y ) = ./ W , y’) S(e) d F + H + E . (1) Dabei ist

I(#, p7’) die Intensitatsverteilung der inneren Korona; die auBere kann vernachlassigt werden. S(e) Streufunktion e = e(r, 9, r‘, p7’) H konstante Himmelshelligkeit E

Abstand Aufpunkt - Integrationspunkt

Erdlicht. Nach Arbeiten von KING [8] und DANJON [g] kann man abschatzen, daB E < 0.05. Ik (o) . Daher wird E vernachlassigt.

In (I) ist auBer S(e) auch I(r , p7) unbekannt. Es erschien am besten, die Intensitatsverteilung von WALLENQUIST [IO] vorauszusetzen. Der unterschiedliche Spektralbereich (photovis.) ist bei der inneren Korona nicht von Bedeutung wegen der A-Unabhangigkeit der Elektronenstreuung.

Es wird also 2 2 n

l k ( r , p7) - H = ./ J I&’, p7’) S(e) r’ dr’ dy’ . r O - = 1

‘d Um Hund I’Q in gleichenEinheiten angeben zu konnen, wird aus der kleinsten Schwarzung auf der Platte abgeschatzt H < 0.3 I’Q(o). Die mit der Rechnung zu vergleichende GroBe -H wird in logarith- mischem MaBstab graphisch dargestellt fur H = 30, 25, 20 und 15% der Helligkeit der Mondmitte. Die

M. MADLOW: Photometrie der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich 151

Kurven unterscheiden sich nicht sehr wesentlich. Da I&, y ) und I i ( r , q ~ ) in verschiedenen Einheiten gegeben sind, kann S(@) aus (2) nur bis auf eine Konstante bestimmt werden. Es sei

Aus der Theorie ist kein einfacher Ansatz fur die relative Streufunktion f(e) zu entnehmen. Die ublichen,

allerdings physikalisch unbegrundeten Ansatze wie ePke, e-ke', __ -- @-a fuhren nicht zum

Ziel. Eine durch Probieren gefundene Funktion f(e) macht die Schwierigkeit der Extrapolation fur @ > I, die ja genauso fur analytische Ansatze vorliegt, besonders deutlich. Es scheint daher sicherer, gemessene Streufunktionen zum Vergleich heranzuziehen.

Fur diesen Zweck geeignete Messungen liegen von S. GUNTHER [11] vor. Sie sind am Koronographen des Wendelstein-Observatoriums ausgefuhrt und ergeben die Streuintensitat bis zu 2' Abstand von der Sonne bei verschiedenen Wetterlagen. Da bei der Finsternis Cirren in der Nahe der Korona beobachtet wurden, kann man damit rechnen, daB sich auch vor der Korona Eiskristalle befunden haben, die ja schon in geringer Anzahl die Streufunktion wesentlich beeinflussen. Tatsachlich gelang es mit der Kurve fur Eiskristalle Nr. Ia in [II] Abb. 4, die Helligkeitsverteilung auf dem Mond zu erklaren, nachdem die GuNTHERschen Werte wegen der GroBe der Sonnenscheibe entzerrt worden sind (Abb. z) . Jedoch kannnur die Form der Streufunktion ubernommen werden, da der absolute Wert von der Anzahl derEiskristalle abhangt.

S(@) = a f(@) * (3)

I I

@ 2 + & ' @ + & I

90

80

f (?I 70

60

50

10

30

20

10

0

P Abb. 2. Relative Streufunktion

Anstelle der Konstanten a wird zunachst bestimmt a' = a . 2 . - 7.z .__. IVDH

r6 90 Iw Dann ist die gesuchte Streukorrektion, abgesehen von H

Dabei ist Kbr. der Zahlenwert des Integrals K = a' K k . . Iw(r', 0') f(@) dF I -

(4)

IVDH Der Faktor -- bewirkt, daB sich die Korrektion in der Skala von VAN DE HULST [IZ] ergibt, in IW

der auch H gegeben ist. a' soll nun aus Kc(o) = I i ( o ) - H , der Streuintensitat in der Mondmitte bestimmt werden. Urn

Z'g(o) in der Skala VOnVAN DE HULST zu ermitteln, wird die Intensitat der Korona gleich derjenigen der

Modellkorona vonVAN DE HULST gesetzt fur - = 3.64 am Aquator l). Y

ro l) Durch die Art der Kalibrierung ware auch ein unabhangiger AnschluD an die Sonne moglich, jedoch sind die

dafiir notwendigen Untersuchungen der MgO-Schicht nicht vorgenommen worden.

152 M. MADLOW: Photometrie der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich

Bei diesem Abstand ist die scheinbare Helligkeit der Korona gleich der der Mondmitte, also

(6) 1 I'(3.64) = I ~ ( o ) oder

I(3.64) + K(3.64) + H = Kc(O) + H - Da die Stelle der Gleichsetzung willkurlich gewahlt ist, wurde auBerdem noch mit I(2.05) = IVDH (2.05)

gerechnet. Es zeigten sich keine merklichen Unterschiede im Resultat. Da die Form der Streufunktion bekannt ist, kann K(3.64) in relativen Werten angegeben werden.

Es ergibt sich K(3.64) = 0.13 K ~ ( o ) . Mit I(3.64) = 1,,(3.64) kann dann K ~ ( o ) aus (6) berechnet werden und damit a' aus (5 ) . Es ergibt sich S(e) = 6.65 10-4 f (e) , wenn e in Sonnenradien gemessen wird.

Es bleibt die Frage offen, wie weit auch die gefundene Streufunktion S(e) nur formaler Natur ist, da die GuNTHERSchen Messungen in etwa 2000 m Hohe, die Korona-Aufnahmen jedoch in Meeresniveau gewonnen worden sind, und da der EinfluB des instrumentellen Streulichts nur unsicher bekannt ist. Man kann annehmen, daB der Hohenunterschied in diesem Fall nicht von Bedeutung ist, da bei Vorhandensein von Eiskristallen die tieferen Schichten sicher nur eine untergeordnete Rolle spielen werden. Bei der Vielfachheit der moglichen Streufunktionen bleibt naturlich trotzdem eine Unsicherheit, da die uber- einstimmung nur bis e = I einigermaBen gesichert ist.

Zu b) : Hatte die instrumentelle Streufunktion g(e) die gleiche Form wie f (e) , so ware naturlich das instrumentelle Streulicht berucksichtigt; dann bezieht sich die Konstante a auf die Summe g(e) + f (e) . Das wird zwar nicht exakt der Fall sein, jedoch ist es moglich, daB die Form ahnlich ist. Nach EINARSSON [7] kann man g(e) meist durch einen Potenzansatz A - e-" darstellen. Fur LY = 2 wurden g(e) und f(e) gut ubereinstimmen fur e> I; dann ware auch dem instrumentellen Streulicht in gewisser Weise Rech- nung getragen.

Vergleicht man die Ansatze e-ke (K = I, 2 , 3) und e+ fur die atmospharische Streufunktion mit den GuNTHERschen Messungen, nachdem die GroBe der Sonnenscheibe berucksichtigt worden ist, so erscheinen sie, jedenfalls bei Dunst, wesentlich zu steil. Bei dem von BAUMBACH [13] gefundenen Ansafz e-kQ fur Wassertropfen muB beriicksichtigt werden, daB bei den sicher groBeren Tropfchen im Laboratorium auch eine groBere Vonvartsstreuung als in der Atmosphare zu erwarten ist. AuBerdem sind die Messungen nur fur kleine Winkel durchgefuhrt, und die Extrapolation erscheint unsicher. Es ergibt sich die Notwendig- keit, die Streufunktion bei der Finsternis selbst besonders zu bestimmen, wenn auch im allgemeinen mit der Hoffnung, daB der EinfluB des Streulichts zu vernachlassigen sei. Die Bestimmung der Streufunktion, etwa bei der partiellen Phase oder beim Flash, erfordert keinen besonderen Aufwand, da eine Trennung von atmospharischem und instrumentellem Streulicht nicht erforderlich ist.

2.5 1 I I I I I I 1 'g '

2.0

1.5

1.0

0.5 2.0 25 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0 5.5

r/r.

Abb. 3. Korrigierte Intensitatsverteilung im Vergleich mit der Modellkorona fur Fleckenminimum von VAN DE HULST

nach VAN DE HULST 1 Aquator 0 Pol x F-Korona

Bei bekanntem S(e) mu8 nun die Integralgleichung I'(r, q.9 = I ( r , y ) + J I(Y', 94 S(e) dF + H

gelost werden. Da jedoch nur die innere Korona eine wesentliche Streulichtquelle darstellt, genugt es, das Integral nur uber dleses Gebiet zu erstrecken. Mit den fruheren Bezeichnungen ist

A 1 = H + a' Kber.

M. MADLOW: Photometrie der Sonnenkorona voin 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich 153

Die Integration ( K k J wird ahnlich durchgefuhrt wie bei WALDMEIER und BACHMANN [14]. Das Ergebnis fur Pol und Aquator (gemittelt uber Nord und Sud bzw. Ost und West) ist in Tab. I

zusammengestellt . Dabei sind zum Vergleich die Korrektionen I ' - H ( A lg I ) H = - lg - I'

bei denen nur das Himmelsstreulicht berucksichtigt wird und I t - A I A lg I = -1g __- I' '

die gesamte Korrektion, eingetragen. lg I ist schliel3lich die korrigierte Intensitatsverteilung. Sie ist in Abb. 3 graphisch dargestellt und mit der Modellkorona fur das Fleckenminimum von VAN DE HULST ver-

glichen. Dabei ist eine Ubereinstimmung bei - = 3.64 durch das Auswertverfahren bedingt. AuSer Pol

und Aquator ist noch das Ergebnis einer Registrierung parallel zum Aquator, tangential an den Mond- rand (3") eingezeichnet. Diese Stelle wurde gewahlt, weil sich dort eine auffallende Lucke in der Schwar- zung zeigte. Zum Vergleich ist noch die reine F-Korona nach VAN DE HULST eingetragen.

7

ro

2s

'9 I

2.0

75

t O

0.5

2.04 2.46 2.66 2.86 3.28 3.68 4.09 4.50 4.91 5.11 5.52

0.03 I O.OG 05 I 0 OG I 2

0 7 13 I 0 I G I3 ' I 9 18 I 23 22 1 27

37 43

2.15 1.84 1.73 1.65 1.48 I .34

1.09 0.96 0.91

0.77

I .20

0.05 08 I 0 I 1

I5

25 30 38 42 52

20

.-... \... -... ...... \

0.12

15 17 19 23 28 33 4 0 46 51 60

... ............

1.78 I .59 1.49 1.40 1.26

0.98 0.84 0.73 0.65 0.51

1.11

I I I I I I - 6.0 5.5 r/r. 2.0 2.5 3.0 3.5 4.0 4.5 5.0

Abb. 4. Korrigierte Intensitatsverteilung im Vergleich mit Messungen bei der Finsternis vom 30. 6 . 1954 VdS ---- ALLEN x x x WALLENQUIST . . . . . . WALDMEIER und BACHMANN

Zum Vergleich mit Messungen der Korona vom 30. 6. 1954 wurden die Intensitatsverteilungen am Pol und Aquator nach WALLENQUIST (photovisuell) [IO], ALLEN (rot) [6], WALDMEIER und BACHMANN (infrarot) [14] herangezogen (Abbildung 4). Dabei wurden die zu vergleichenden Kurven derart parallel zur lg I-Achse verschoben, daB sich am Aquator die beste Ubereinstimmung ergab. Die auftretenden Unterschiede sind keinesfalls durch die verschiedenen Spektralbereiche zu erklaren. Bei WALLENQUIST 1aJ3t sich eine vollige Ubereinstimmung am Aquator erreichen, jedoch ist die Intensitat am Pol hoher als bei der vorliegenden Aufnahme. Das la& sich zum Teil vielleicht durch einen falschen Wert der Himmels-

154 M. MADLOW: Photometrie der Sonnenkorona vom 30. Juni 1954 im roten Spektralbereich

helligkeit erklaren ; hier wurde der Wert von einem anderen Beobachtungsort ubernommen, bei WALLEN- QUIST ist die Methode der Bestimmung von H nicht einwandfrei. Der Vergleich mit ALLEN ist befriedigend, fur e > 2.5 wurde eine Berucksichtigung des Koronastreulichts bei ALLEN die Ubereinstimmung noch ver- bessern, da sie den Unterschied zwischen polarer und aquatorialer Helligkeit vergroBert. Dagegen weicht die Kurve von WALDMEIER und BACHMANN vollig ab. Das mag an der Unsicherheit der Streulichtkorrektur und der Standardisierung liegen, auf die die Verfasser selbst in der SchluBbemerkung hinweisen. Offenbar ist die Himmelshelligkeit nicht berucksichtigt.

I I I I I 6.0

5.0 r/ra 2.0 3.0 4.0

Abb. 5 . Die durch die Elliptizitat der Isophoten charakterisierte Koronaform

Abb. 5 gibt schliealich noch E , das wie ublich nach LUDENDORFF [IS] die Isophotenform charak- t erisiert .

Herrn Professor WEMPE danke ich fur wertvolle Hinweise und Diskussionen zum Streulichtproblem.

Literatur [I] E. MADLOW, Die Deutsche Amateur-Sonnenfinsternisexpedition 1954. Die Sterne 30.164 (1954). [2] E. MADLOW, Sonnenfinsternis 30. Juni 1954. Die Sterne 31.15 (1955). [3] H. C. VAN DE HULST, The Sun, Seite 207, herausgegeben von G. P. KUIPER. Chicago 1954. [4] G. SCHINDLER, Meteorologische Beobachtungen bei der totalen Sonnenfinsternis am 30. Juni 1954 am Siid-

[5] F. HENNING, W. HEUSE, Uber den Koeffizienten der diffusen Reflexion von Magnesiumoxyd. Z. f. Physik ausgang des Oslofjords. Ann. d. Meteorologie VI.252 (1953/54).

10.111 (1922). C. W. ALLEN, Coronal Photometry at the Eclipse of I954 June 30. Monthly Not. R. Astron. SOC. 116.69 (1956). T. EINARSSON, Uber die Moglichkeit fortlaufender Koronabeobachtungen. Z. f . Astrophys. 8.208 (1939) = Ver- offentl. Universitatssternwarte Gottingen Nr. 39. E. S. KING, Photographic Measures of Earthlight. Harv. Circ. 267 (1924). M. A. DANJON, Nouvelles Recherches sur la photombtrie de la lumi6re cendrb et l’albedo de la terre. Ann. Strassbourg 3.139 (1937). A. WALLENQUIST, On the distribution of light in the solar corona of June 30, 1954. Ann. Uppsala 4. No. 4 (1956). S. GUNTHER, Die Himmelshelligkeit in der Nahe der Sonne. Optik 5.240 (1949). H. C. VAN DE HULST, The electron density of the solar corona. Bull. Astron. Inst. Netherlands 11.135 (1950). S. BAUMBACH, Untersuchungen iiber Lichtzerstreuung und Absorption in Nebelschichten. Astron. Nachr. 257.81 (1935).

[14] M. WALDMEIER, H. BACHMANN, Ergebnisse der Ziiricher Sonnenfinsternisexpedition 1954. Z. f. Astrophys. 38.125 (1955/56).

[15] H. LUDENDORFF, Uber die Abhangigkeit der Form der Sonnenkorona von der Sonnenfleckenhaufigkeit. Sitzungsber. der PreuD. Akademie der Wiss., Phys.-Math. Klasse XVI, 185 (1928).