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. |
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