de:praktikum:sonnenspektroskopie [OST Wiki]

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====== S2 - Bestimmung der Magnetfeldstärke eines Sonnenflecks ======


===== Aufgabe =====

Bestimmen sie die Magnetfeldstärke eines Sonnenflecks aus der Aufspaltung der Spektrallinien durch den
Zeeman-Effekt.

/*
==== Theorie ====
Beschreiben Sie die Grundlagen des Zeemann-Effektes im Hinblick auf die Anwendung in der Astrophysik.
*/

===== Beobachtung =====
Die Beobachtung wird mit dem Sonnenteleskop im Einsteinturm durchgeführt.

===== Datenreduktion =====

++++ Datenreduktion für Daten die vor 2016 aufgenommen wurden:|

Einloggen im [[de:praktikum:zugang| Praktikumspool]]. Kopieren der Beobachtungsdaten (TIFF-Files) aus dem Verzeichnis ''~/data/<datum>'' ins eigene Verzeichnis ''~/data_reduction/''. Mit dem Kommando **ls** wird der Inhalt des Verzeichnisses angezeigt. Es sollten nach dem Kopieren mindestens zwei TIFF-Dateien vorhanden sein, deren Namen u.U. auf Aufnahme des Ostrandes und des Westrandes hinweisen.

Die TIFF-Bilder können mit **ImageMagick** über das Konsolenkommando
  display filename.TIF 
angesehen werden. (Die Kontrasteinstellungen sind allerdings in der Regel unvorteilhaft eingestellt, so dass es extrem dunkel wirkt.) Zur Auswertung verwenden wir //GDL//. Das hier benötigte Programm muss dann folgende Schritte durchführen:
  * Konvertierung von TIFF in FITS mittels Befehlsbaustein vom Einsteinturm
  * Einlesen des Fits-Files
  * Umstellen der Byte-Ordnung der 16-bit-Zahlen (Bitte erst prüfen, ob dies bei den Daten vom Einsteinturm nötig ist!)
  * Für die anschließende Auswertung mit Python müssen die Bilder rotiert werden, sodass die Dispersionsrichtung in Richtung der x-Achse liegt. Dazu muss die Bildmatrix gedreht werden.
  * Speichern des konvertierten und rotierten Bildes als Fits-File

Praktischerweise steht bereits ein Programmbaustein im Skriptverzeichnis zur Verfuegung, der eine umfassende Konvertierungsroutine enthaelt. Im //GDL//-Programm ''konvert.pro'' ist diese inklusive eines kleinen Aufrufprogramms am Ende enthalten. Mittels eines Texteditors, z.B.
  kate konvert.pro &
muss nun nur noch der Aufrufteil an die aktuelle Sitation (Bilddimensionen, Dateinamen) angepasst werden. Kompiliert wird das Programm nach dem Aufruf von //GDL// mittels
  gdl> .compile konvert.pro
Der Aufruf selbst erfolgt ebenfalls unter gdl einfach mit dem Programmnamen, ueblicherweise
  gdl> konvert

Das Programm erzeugt dann die entsprechend gedrehten Fits-Dateien. Diese können dann ausserhalb von //GDL// mit
  ds9 filename.fits &
betrachtet werden. Das Bild sollte gegenüber dem Original
deutlich klarer aussehen und die Dispersionsrichtung gedreht sein.

/*
Sofern keine eigenen Beobachtungsdaten vorhanden sind, kopieren sie die Beobachtungsdaten aus dem
Verzeichnis //~prakdata/daten/zeeman-data06// oder dem entsprechenden Verzeichnis einer anderen früheren Praktikumsbeobachtung.
Die Bilder sollten mit ''ds9'' angesehen werden, um zu prüfen, ob die Byteordnung konvertiert und das
jeweilige Bild rotiert werden muss. Falls die Datensätze nicht bereits im Fits-Format vorliegen, müssen
sie zuvor konvertiert werden. Beides kann mit **GDL** gemacht werden. (siehe [[praktikum:gdl|GDL for Beginners]]).
*/

++++

===== Auswertung =====

{{section>deng:praktikum:a12:python#Deutsch&noheader}}

Für die Auswertung kann das aus dem Versuch S1 bekannte Python-Skript //comparespecs.py// verwendet werden. Die Angaben sind entsprechend anzupassen und es ist zu beruecksichtigen, dass nun beide Spektren in einer Datei stehen. Verwenden Sie den Editor ihrer Wahl. Die Spektren sollten wiederum über einige Reihen gemittelt werden, um potentielle Pixelfehler auszugleichen, wobei
die Bereiche maximaler Aufspaltung auszuwählen sind.
Speichern Sie das Skript und führen es mit 

  python comparespecs.py

aus. Dies ergibt eine PS-Datei mit den überlagerten Spektren, die mittels

  okular spectrum.pdf &

betrachtet werden kann. Der Dateiname kann auch innerhalb des Skripts angepasst werden.
Die Verschiebung der Zeeman-Komponenten $\Delta \lambda$ muss ausgemessen werden. Für die Wellenlängeneichung
werden die atmosphärischen Sauerstofflinien (nach unten stehender Tabelle) benutzt.
Die magnetische Induktion ergibt sich zu:


$B[\mathrm{T}] = \frac{4\pi m_\mathrm{e} c}{e} \cdot \frac{\Delta \lambda}{g\lambda_0^2} = 2.142\cdot 10^7\cdot\frac{\Delta \lambda[\mathrm{nm}]}{g\lambda_0^2[\mathrm{nm}^2]} = 2.142\cdot 10^4\cdot\frac{\Delta \lambda[\mathrm{pm}]}{g\lambda_0^2[\mathrm{nm}^2]}$

mit den Wellenlängen $\lambda_0$ und Landé-Faktoren $g$:


^     ^  $\lambda_0\,[\mathrm{nm}]$  ^     ^
| Fe  |  630,151  | $g = \frac{5}{3}$ |
| Fe  |  630,250  | $g = \frac{5}{2}$ |
| O<sub>2</sub>  |  629.846  |   |
| O<sub>2</sub>  |  629.923  |   |
| O<sub>2</sub>  |  630,200  |   |
| O<sub>2</sub>  |  630,276  |   |

===== Protokoll =====

Es ein Praktikumsbericht nach den üblichen Richtlinien anzufertigen, der [[de:praktikum:sonnenrotation#report|S1]] und S2 beinhaltet. Allgemeine Hinweise und Details zur Ausarbeitung eines Praktikumsberichts können [[de:praktikum:protocol|hier]] eingesehen werden.

/*A combined report for [[https://polaris.astro.physik.uni-potsdam.de/wiki/doku.php?id=de:praktikum:sonnenrotation#report|S1]] and S2 with the usual content is to be handed in. See a general overview about the required structure and content [[https://polaris.astro.physik.uni-potsdam.de/wiki/doku.php?id=en:praktikum:protocol|here]].*/

Für diesen Versuch (S1+S2) soll im Rahmen des theoretischen Hintergrundes eine Einführung und Beschreibung des Einsteinturms und der dortigen Instrumentierung gegeben werden. Beschreibe dann wie die Rotation der Sonne bestimmt wird aus einer beobachtbaren Linienverschiebung und erläutere die physikalischen Grundlagen. Beachte hierbei auch mögliche geometrische Korrekturen, die in Betracht gezogen werden müssen. Erläutere die Grundlagen des Zeeman Effekts und wie sie für S2 genutzt werden. Das beinhaltet eine Herleitung der obigen Formel für die Magnetstärke. Diskutiere dabei auch die Wichtigkeit des Zeeman Aufspaltung f"ur unser Experiment, insbesondere die Polarisation des Lichtes und welche Komponenten wir messen.

/*For this experiment, the theoretical overview in the report should give a short introduction to the //Einsteinturm// and its instrumentation. Describe how the rotation of the sun is calculated from an observable line shift and the physical background behind it. Mention further geometric corrections that need to be accounted for. Then describe the basics for the Zeeman effect and how we use it in this experiment. This includes a derivation of the formula above. Discuss the importance of the Zeeman splitting for this laboratory course (e.g. which polarization components are visible and which are measured in our observation).*/

Die Datenauswertung beschreibt die Extraktion des Spektrums aus den Daten. Stelle hierbei die Punkte heraus, die von der allgemeinen Beschreibung, die hier gegeben wird, abweichen und liste alle gesetzten Parameter im Rahmen des Auslesens auf. Suche anschließend ein Bild des Sonnenflecks heraus, z.B. vom [[http://sohowww.nascom.nasa.gov/|SOHO-Archive]] und klassifizieren den Fleck anhand des Waldmeier-Schemas.

/*In the methods section describe the observations and the data extraction, highlight points that deviate from general description in here and list all the parameters you set for the extraction. Search for an image of the investigated sunspots in the [[http://sohowww.nascom.nasa.gov/|SOHO-Archive]]. Classify the sunspot following the Waldmeier (Zurich) scheme. */

Der Analyseteil des Reports präsentiert und beschreibt das extrahierte Sonnenspektrum. Beschreibe hier die Messungen von Linienverschiebungen und die Berechnung des Radialgeschwindigkeit, Rotationsperiode und der Magnetfeldstärke. Vergiss nicht, die Details der genutzten Linien (Wellenlänge, Verschiebung, etc), anzugeben.

/*The results and analysis part presents the extracted solar spectra. It also includes the measurement of the radial velocity shift and the line splitting.  Do not forget to list the individual lines that you use with their respective rest frame wavelength, line shift, etc. Calculate the solar rotation and the strength of the magnetic field.*/

Diskutiere zum Abschluss die Ergebnisse. Bringe sie dazu in den größeren Kontext und vergleiche mit Literaturwerten. Identifiziere mögliche Probleme in der Datenauswertung und denke über Lösungen nach. Gibt es Inkonsistenzen zwischen Literaturwerten und euren Ergebnissen? Erfüllen die Ergebnisse oder die Daten selbst eure Erwartungen? Wenn nicht, was genau ist unerwartet, und was sind mögliche Erklärungen dafür?

/*Finally, discuss your findings. Bring your results into a larger context and make a literature comparison to known solar rotation period and typical magnetic field strength in sun spots. This also includes that you identify potential problems with the data, the data reduction, or the analysis and possible solutions for them. Are their inconsistencies? Do your resulting period and field strength match your expectations? If not, what are potential reason for that?*/

/*
//Es ist ein gemeinsames Protokoll aus den Versuchen S1 und S2 zu erstellen.//

Im Protokoll ist zunächst auf die Theorie des Zeeman-Effektes einzugehen, sowie die Formel zur Bestimmung der Magnetfeldstärke aus dem Zeeman-Effekt herzuleiten.
Des Weiteren ist die Bedeutung des Zeeman-Splittings für diesem Versuch zu erläutern (e.g. welche Polarisationskomponenten sind sichtbar und welche werden in diesem Versuch gemessen). Suchen sie im SOHO-Archiv das Sonnenfleckenbild, welches zum Beobachtungsdatum gehört und klassifizieren sie die Flecken nach dem Waldmeier-Schema. Die Magnetfeldstärke ist zu bestimmen und im Hinblick auf Plausibilität und Vergleichszahlen zu diskutieren. 
*/

Ein paar weitere Stichpunkte kann man in diesen (englischsprachigen) {{en:labcourse:talks:s1s2_presentation_fmattig.pdf|Präsentationsfolien}} finden.
=== Empfohlene Literatur ===

Zum Zeeman Effekt: //Joachim Stöhr - Magnetism: From Fundamentals to Nanoscale Dynamics// (Ausgabe in der Bibliothek Golm, IKMZ)

[[de:praktikum:index|Übersicht: Praktikum]]