AAU-Jugendgruppe

H-alpha Licht
Bei der Sonnenbeobachtung spielt das H-alpha Licht einen entscheidende Rolle, denn nur mit Hilfe eines H-alpha Filters können Oberflächenstruktu- ren und Protuberanzen gesehen werden. Doch was genau ist eigentlich dieses "H-alpha"? Um diese Frage beantworten zu können, muß man mehr über die Zusammenset- zung des Sonnenlichts wissen, die, in geschichtlichem Rahmen gesehen, erst seit relativ kurzer Zeit bekannt ist. Zwar hatten schon die Griechen Mutmassungen über die Natur des Lichts angestellt, aber erst Isaac Newton gelang im 17. Jahrhundert ein erster Durchbruch in ihrer Erforschung. Newton führte dazu folgenden Versuch durch: er dunkelte die Scheiben seines Fensters, bis auf einen kleinen Spalt, ab. Das durch diesen Spalt einfallende Sonnenlicht lenkte er durch ein dreieckiges Prisma auf die gegenüberliegende Wand. Dabei sah er, daß auf die Wand kein weißes Licht projiziert wurde, wie es eigentlich zu erwarten gewesen wäre, sondern statt dessen ein Streifen mit zueinander abgegrenzten Farben (siehe Abbildung). Die, bis heute gültige, Theorie Newtons besagt, daß das weiße Sonnenlicht durch das Prisma in seine (farbigen) Komponenten zerlegt wird. Diese Darstellung des Lichts in seinen Komponenten wird auch als Spektrum (oder elektromagnetisches Spektrum) bezeichnet. Nach der Wellentheorie des Licht die auf Christian Huygens, einen Zeitgenossen Newtons, zurückgeht, kann man die Eigenschaft des Lichts, die unsere Wahrnehmung als Farbe auffasst, durch zwei komplementäre Größen, die Wellenlänge und die Frequenz (Schwingungen pro Sekunde) charakterisieren. Die Wellenlänge nimmt also von rot nach violett hin ab, die Frequenz hingegen nimmt zu. Wenn man weiterhin annimmt, dass kurzwelliges Licht stärker am Prisma gebrochen wird als langwelliges, so ist dies die Erklärung für die Struktur des Spektrums. Anfang des 19. Jahrhunderts entdeckte jedoch der Münchener Optiker Joseph Fraunhofer Unregelmässigkeiten im Sonnenspektrum. Diese bestanden in dünnen, schwarzen Linien, die sich immer an der selben Stelle des Spektrums befanden. Nach sorgfältiger Kontrolle seiner optischen Instrumente nahm Fraunhofer an, dass die Ursache dieser Linien in der Sonnen selbst liegen müsse, eine Begründung dieses Phänomens konnte er jedoch nicht geben. Dies gelang erst dem Physiker Gustav Kirchhoff und dem Chemiker Robert Bunsen. Sie erkannten bei ihren Versuchen, dass jedes chemische Element ein für dieses Element charakteristisches Spektrum aussendet. Als man die Spektren verschiedener Elemente mit dem Sonnenspektrum verglich, sah man, dass diese dunklen Linien durch Elemente hervorgerufen wurden, die das Licht mit dieser Wellenlänge absorbierten. Dadurch konnte man erstmals die Elemente, die in der Sonne vorhanden waren, bestimmen. Das wichtigste ist der Wasserstoff (chemisches Symbol: H vom lateinisch Hydrogenium), dessen Spektrum mehrere solcher Linien aufweist. Wie aus der Abbildung ersichtlich ist, liegt die erste dieser Linien, die H-alpha Linie, im roten Bereich des Spektrums. Nun wird auch die Bedeutung dieser H-alpha Linie klar: es ist die Linie, die als einzige den H-alpha Filter passieren kann und die uns somit die Beobachtung der Sonnenoberfläche erlaubt. Das H-alpha Licht ist mit bloßem Auge nicht zu sehen, da es vom hellen Licht der Photosphäre überstrahlt wird. Der Grund, dass Elemente nur Licht von bestimmten Wellenlängen emittieren und absorbieren, konnte jedoch erst in unserem Jahrhundert mit dem von Niels Bohr vorgeschlagenen Atommodell befriedigend erklärt werden. Dieses Modell besagt, dass sich die negativen Elektronen auf Kreisbahnen um den positiv geladenen Kern bewegen. Eine solche Bewegung wäre aber nicht stabil, da das Elektron während seiner Bewegung um den Kern elektromagnetische Strahlung abgeben müßte und es dadurch Bahnenergie verliert, was letztendlich zum Sturz des Elektrons in den Atomkern führen würde. Bohr umging diese Problematik, indem er die Existenz von Bahnen forderte, in denen sich die Elektronen strahlungsfrei um den Kern bewegen können. Eine weitere Überlegung Bohrs war, dass ein Elektron beim Übergang von einer zu einer anderen erlaubten Bahn Energie aufnimmt oder abgibt. Diese Energie ist ein Vielfaches des sogenannten "Planckschen Wirkungsquantums", einer Naturkonstanten, und wird durch die Frequenz des eingestrahlten bzw. ausgesandten Lichts bestimmt. Geht also ein Elektron von seine ursrünglichen Bahn in eine "höhere" Bahn über, so ist dazu eine Energiezufuhr notwendig. Das Elektron bleibt jedoch nur sehr kurze Zeit in diesem angeregten Zustand, dann kehrt es, unter Aussendung von Licht einer bestimmten Frequenz (= Farbe), in seinen Grundzustand zurück. Das H-alpha Licht, das wir mit Hilfe des H-alpha Filters sehen können, entsteht nun durch einen Übergang eines Elektrons von der zweiten auf die dritte erlaubte Bahn im Wasserstoffatom; dieses beim "zurückfallen" des Elektrons in den Grundzustand ausgesandte Licht hat eine Wellenlänge von ca. 660 nm (was unser Auge als rot empfindet). Der schweizer Gymnasiallehrer Balmer hatte die Frequenzen des Wasserstoffspektrums bereits im letzten Jahrhundert empirisch bestimmt, ohne jedoch das Atommodell zu kennen. Ihm zu Ehren wird die Spektralserie, der auch das H-alpha Licht angehört, Balmer-Serie (das sind alle Elektronenübergänge, die auf der zweiten Bahn beginnen und auf ihr enden) genannt. Der Bereich der Sonne, in dem dieses Licht erzeugt wird, ist die sogenannte Chromosphäre. Sie liegt über der sog. Photosphäre, die uns das sichtbare Licht liefert. Die Chromosphäre besteht aus Wasserstoff, so dass Phänomene in diesem Teil der Sonnenatmosphäre nur mit speziellen Filtern beobachtet werden. Die H-alpha-Filter fangen das weisse Licht der Photosphäre ab, das sonst diese Wellenlänge überstrahlt.