Normalerweise braucht man zur Spektroskopie flächiger Objekte einen schmalen Spalt. Je schmaler der Spalt ist desto schärfer werden die Linien im abgebildeten Spektrum. Bei einer Sonnenfinsternis kann auf einen Spalt verzichtet werden. Kurz vor und nach der Totalität lässt der Mond nur einen schmalen Streifen Licht passieren. Dabei wird der Sonnenrand mit großer Detailauflösung abgescannt. Im Spektrum lassen sich die verschieden Schichten der Sonnenatmosphäre im einzelnen untersuchen. Es sind von innen nach außen Photosphäre, die innere L-Korona und die Chromosphäre. Auch die Protuberanzen lassen sich im Spektrum wiederfinden. Die grundlegenden wissenschaftlichen Arbeiten zur Finsternisspektroskopie sind schon vor mehr als 100 Jahren entstanden. Damals wurde während einer Finsternis das Element Helium entdeckt, das bis dahin auf der Erde unbekannt war und daher seinen Namen nach dem Sonnengott Helios erhalten hat. In früheren Zeiten verwendete man zur Spektroskopie noch brechende Prismen. Heute werden i.d.R auf Beugung basierende Gitter bevorzugt. Bei den Fotos der Sofi 2008 wurde ein auf dem Gitterprinzip basierender Trickfilter vom Typ Andromeda verwendet.
Der Filter wurde so im Strahlengang des Teleskops platziert, das die Spektren nicht die Sonne verdeckten. Auf diese Weise war es möglich Sonnenfotos und Spektren zugleich zu gewinnen. Es wurden verschiedene Belichtungszeiten durchgespielt um zumindest ein optimal belichtetes Foto zu gewinnen. Tatsächlich war ein guter Treffer dabei.
3 weitere Aufnahmen zeigten ebenfalls interessante Strukturen. Um die Linien auszuwerten wurde ein Vergleichsspektrum zur Eichung benötigt. Mit der gleichen Technik wurde daher einige Tage zuvor eine Testaufnahme von Altair angefertigt. Altair ist ein heller Stern vom Spektraltyp A7. Derartige Sterne haben sehr ausgeprägte Wasserstofflinien die sich gut zur Kalibration verwenden lassen.
Die Absorbtionslinien des Sterns ließen sich gut in den Emissionslinien des Flashspektrums wiederfinden. Nachdem die Lage der Linien klar war, wurde als erstes ein Protuberanzenspektrum untersucht. Dieses Spektrum zeigt praktisch nur Wasserstoff an. H-Alpha, H-Beta und H-Epsilon waren leicht zu identifizieren. Andere Linien waren wenig markant.
Bei den Protuberanzen unserer Sonne handelt es sich um leuchtende Wasserstoffwolken aus einer Sternatmosphäre, so dass die ähnlichkeit der Linien nicht verwunderlich ist. Die visuell sichtbaren Wasserstofflinien werden von Rot nach Blau als H-Alpha, H-Beta, H-Gamma, H-Delta und H-Epsilon durchgezählt. Im Sternspektrum waren H-Beta, H-Gamma und H-Delta besonders gut zu erkennen.
Die beste Aufnahme der Serie zeigt Spektren aus verschiedenen Tiefen. Dies wird an den unterschiedlichen Längen der Sicheln deutlich.
Die langen Sicheln sind ein Chromosphärenspektrum, nur die kurzen Sicheln sind das eigentliche Flashspektrum. Neben den Wasserstofflinien ist noch eine helle Linie im orangen Spektralbereich zu sehen. Diese Linie konnte klar als neutrales Helium bei 587.6nm identifiziert werden.
Die kurzen Sicheln zeigen Linien aus einer Region unmittelbar über der Photosphäre.
Markant ist eine Linie im grünen Bereich die zunächst nicht eindeutig identifiziert werden konnte. Ihr Maximum liegt bei etwa 517nm. Bei genauen Hinsehen sind weitere Linien bei 527nm und 533nm zu sehen.
Eine Aufnahme der Spektren der letzten Bailey-Beats lässt diese Emissionslinien besonders scharf hervortreten.
In der Literatur wird die grüne Lines des Eisen XIV bei 530.3nm als besonders markant für die L-Korona beschrieben. Doch grade bei 530nm ist keine Emissionslinie zu erkennen. Im Gegenteil, es scheint eher eine leichte Absorbtion sichtbar zu sein.
Generell gibt es jedoch im Grün einige sehr starke Eisenlinien die dicht gestaffelt durchaus für den grünen Berg im Spektrum verantwortlich sein könnten. Die Auswertesoftware VSPEK nennt starke Eisenlinien bei 516.7, 522.7 und 527.0nm. Selbst wenn man einige Nanometer Toleranz einräumt lassen sich viele Linien noch nicht eindeutig identifizieren. Hier ist noch Literaturstudium gefordert. Rätselhaft blieb bislang auch eine einzelne Emisionslinie bei etwa 561nm die erst sichtbar wurde als das Kontinuum der Photosphäre schon alle anderen Linien überlagerte.
Mit einer Arbeit von H.C. Wilson aus dem jahre 1918 gelang es für einige Linien glaubhafte Kandidaten zu finden. Bei 561.5nm gibt es eine Kontinuumslinie des Eisen die gut passen würde:
Bei 457.2nm gibt es eine kräftige Titanlinie die ebenfalls sicher nachgewiesen werden konnte.
Neben der Titanlinie bei 457.2nm, konnte dem Peak bei 517.6nm (oben) bzw. 517.1nm (unten) die Eisenlinie bei 517.3nm sicher zugeortnet werden. Der kleine Hügel auf der auslaufenden H-Beta-Kurve könnte die Eisenlinie bei 492.4nm sein.
Direkt hinter der Eisenlinie bei 517.3 könnte eine Magnesiumlinie bei 518.3 für einen der kleinen 'Hügel' verantwortlich sein. Ansonsten gibt es für die vielen Linien bis zum Helium bei 587.6 zwar viele Kandidaten aber keine überzeugenden Intensitäten.
Anders ist dies bei den kurzen Wellenlängen. Im 'eigentlichen' Flashspektrum gibt es für Barium bei 455.4nm und Kalzium bei 422.6 zwei passende Ausschläge.
Nach einem Mailposting kam eine re-mail von Andreas Hänel der ein Flashspektrum von Rainer Beck ausgewertet hatte das am 6.2.1980 entstanden war. Damit war es möglich einige zusätzliche Linien aufzuschlüsseln.
Eine zusätzliche Bariumlinie und vermutlich 5 weitere Eisenlinien wurden identifiziert. Die Eisenlinien bei 531.7 und 532.8 sind jedoch nicht zu trennen.
Fazit:
- Die schrittweise Abdeckung der Sonne durch den Mond offenbart verschiedene Schichten in der Sonnenatmosphäre.
- In der oberen Photosphäre ist nur eine markante Emmissionslinie des Eisens bei 561.5nm zu sehen.
- Direkt über der Photosphäre gibt es eine Schicht mit intensiven Metallinien. Gut nachgewiesen wurden Kalzium bei 422.6, Barium bei 455.4 und 649.7 sowie Titan bei 457.2nm.
- Die in der Literatur oft beschriebene Eisenline bei 530.3 konnte nicht nachgewiesen werden. Statt dessen gibt es eine extrem helle Eisenline bei 517.3, sowie schwächere Eisenlinien bei 458.4, 492.4, 501.8, 531.7 und 532.8nm.
- Die Schicht mit den intensiven Metallinien muß sehr dünn sein. Das ist an der Sichellänge zu erkennen. Die Breite liegt vermutlich nur bei wenigen Hundert Kilometern.
- Nach Außen hin nimmt die Intensität der Metallinien rasch ab und die Wasserstoffinien gewinnen an Bedeutung. Die Linie bei 587.6 des neutralen Heliums bei 587.6nm wird gut sichtbar.
- In den Protuberanzen wird das neutrale Helium wieder etwas schwächer dafür wird H-Epsilon deutlicher. Außer den Wasserstofflinien H-Alpha, H-Beta und H-Epsilon ist kaum noch etwas zu erkennen.
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