5 6. Jg., He/t 7, 1969 K . O . KIEPNNttEU]~R: Ein neuer Fe rn roh r typ ftir die Sonnenforschung 347

formation, the complex western Pacific and the secondary oceanic ridges are examples of unsolved problems. While many aspects of the sea floor spread- ing theory may change, the essence of the theory seems to be well established.

Acl~nowledgements. This work was supported in part by the Office of Naval Research Contract Nonr-266 (84).

[i] WEO~ER, A.: Geol. Rundsehau 3, 276 (1912). - - D i e Entstehung der Kontinente und Ozeane. 4 th ed. Braunschweig: Vieweg 1929. - - [2] DARWIN, C.: The Structure and Distribution of Coral Reefs. 3ded. London: Smith Elder 1896. 344p. - - [3] HEss, H. 15.: History of the Ocean Basins in Petrologic Studies, pp. 599. New York: Geological Society of America t962. - - [4] VINE, F. J., and D. H. MATT~IEWS: Nature 199, 947 (1963). - - [5] HIEIRTZLER, J. R., et al.: Deep-Sea Res. 13, 427 (t966). - - [6] VI~E, F. J., and J. T. WILSON: Science lS0, 485 (1965). - - [7] PITMAn, W. C., and JAMES R. HEIRTZLE~: Science 1~4, 1t64 ( t 9 6 6 ) . - [8] WILSO~,J.T.: Nature 207, 343 ( 1 9 6 5 a ) . - [9] SYKES, L. R.: J. Geophys. Res. 72, 2131 (1967). - - [t0] EWING, JR., and M. EWlNa: Science 1~6, 1590 (1967). - - [ t t ] RILEY, J. P., in: Oceanography and Marine Biology. Annual Review. Vol. 5. Ed. by HAEOLI)B~g~ES, pp. t41. London: G. Allan and Unwin 1967. - - [12] TALWANI, M., et aI.: J. Geophys.

Res. 70, 341 (1965). - - [t3] TAYLOR, DONALD M.: Ocean Industry 3, 35 (t968). - - [14] H'IEIRTZLR~, J. R., et al.: J. Geophys. Res. 73, 2tt9 (1968). - - [15] HARRISON, C. G.A., and B. M: FVNNELL: Nature 204, 566 (1964). - - [16] OI'DYKE, N. D., et al.: Science 154, 349 (t966). - - [17] LE PIC~tON, X., and J. R. HEIRTZLER: J. Geo- phys. ires. 73, 2101 (1968). - - [18] I'IERROX, ELLEN M., and J. R. H~IRTZ~ER: Science 158, 775 (t967). - - RAFF, ART~IJE D.: J. Geo- phys. Res. 73, 3699 (1968). - - [19] HHERRON, ELLEN M., and D. E. HaYEs: A Geophysical Study of the Chile Ridge (abstract), Pro- gram, Geological Society of America, 1968 Annual Meeting, Mexico City, p. 134, t968. - - [20] DRAKE, C. L., and R. GIRI)LER: Geophys. J. 8, 473 (1965). - - [21] LARSON, R. L., et al.: Science 161, 78t (1968). - - MOORE, DAVID G., and E. C. BUF~IXGTON: Science 161, 1238 (1968). - - [22] DICKSON, G. O., et al.: J. Geophys. Res. 73, 2087 (1,968). - - [23] MI~DIE, JottN D., and C. G. A. HARRISON: Trans. Amer. Geophys. Union, (abstract), 4s, 133 ( 1 9 6 7 ) . - [24] MATTH~WS, D. H., and JENNIFER BATH: Geophys. J. Roy. Astron. Soc. 13, 349 (1967). - - [25] LE PicHo~, X.: J. Geophys. Res. 73, 366t (t968). - - MORGAN, JASON W.: ibid. 73, t959 (1968). - - [26] MATTHaWS, D. H., and C. A. WILLIAMS: Earth and Plan. Sci. Ltrs. 4, 315 ( t 9 6 8 ) . - [27] HURLEY, PAT~IcKM.: Scientific American 218, 53 (t968). - - [28] I-IEIRTZLER, J. R.: ibid. 219, 60 ( t 9 6 8 ) . - [29] AVER-GO. E., e tal . : J. Geophys. Res. 73, 4583 ( 1 9 6 8 ) . - [30] HAYS, J. D., and N. D. OeI)YKE: Science 158, 1001 (t967).

Received December 9, t968

Ein neuer Fernrohrtyp s die Sonnenforschung

K. O. KIEPENHEUER

Fraunhofer-lnstitut, Freiburg i. Br.

Ist der Astronom an den Erdboden gebunden, mug er die Sonne durch eine absorbierende Erdatmosph~ire beobachten, die wesentliche Teile des Spektrums ab- schneidet. Ferner treten innerhalb der ErdatmospMre Dichteschwankungen auf - - meist in Form von W/irmeschlieren - - , die das Winkelaufl6sungsver- m6gen eines Fernrohrs betr/ichtlich herabsetzen. Sie erzeugen eine Zitterbewegung (Luftunruhe) so`Me eine allgemeine Verschmierung des Bildes (Kontrast- minderung). Infolge dieser St6rungen ist es vom Boden aus selbst mit sehr grogen Fernrohren nicht m6glich, einzelne Strukturen auf der Sonne auf- zul6sen, die merklich kleiner sind als t Bogensekunde (in der Mitte der Sonnenscheibe einer Strecke von 750 km entsprechend). Die meisten dieser st6renden W~irmeschlieren sind Gebilde yon 10 bis 30cm Durehmesser, die um einige Zehntel Grad w~rmer sind als die Umgebung. Die Schlieren entstehen meist an der Erdoberfl~iche durch Sonnenerw~irmung und steigen infolge ihrer geringeren Dichte auf. Besonders h~iufig sind sic in Bodenn~the, dem Bereich der sog. erzwungenen Kon- vektion, mit stark superadiabatischem Temperatur- gradienten. Je nach der St~irke der Sonneneinstrah- lung, dem Reflektionsverm6gen und der Rauhig- keit des Bodens (die den Windgradienten in den ersten Metern fiber dem Boden bestimmt) reieht dieser superadiabatische Bereich bis zu 30 m H6he. Oberhalb dieser H6he - - die der sog. Obukhov-L~nge entspricht - - nimmt die Zahl der Schlieren ab, w~ih- rend das Aufl6stmgsverm6gen yon Fernrohren be- tr~ichtlich zunimmt. Man stellt deshalb Sonnen-

teleskope immer h~iufiger auf hohe Tfirme. St6rungen, die in H6hen fiber 25 m das Aufl6sungsverm6gen noch beeintr~ichtigen, haben verschiedene Ursachen: (t) Der tiber dem Observatorium liegende Luftk6rper kann thermisch instaN1 sein, ,Me etwa polare Kalt- luft, so dab sich die vom Boden ausgehenden W/irme- st6rungen bis in grol3e H6hen ausbreiten. (2) Auf Bergstationen tr i t t neben der bodennahen Konvektion noch eine allgemeine Aufwindstr6mung bzw. St6rung auf - - yon den Segelfliegern sehr gesch~itzt - - , die schon kurze Zeit nach Sonnenauf- gang die Bildgtite verdirbt. Dieser StSrung kann man durch Bau von Tiirmen leider nicht entgehen. In dieser Hinsicht ist also ein Turm in der Ebene besser. Neben diesen atmosph~irischen Einfliissen k6nnen schlieBlieh auch

(3) durch die Erw~irmung des Instrumentes selbst, des Geb~iudes und insbesondere auch durch die Erw~tr- mung der Beobachtungskuppel beachtliche St6rungen entstehen.

Neuer Fernrohrtyp

Um Erw~rmungseffekte in der n~heren Umgebung des Instrumentes zu verhindern und um gleichzeitig eine freie Zirkulation der Luft um das Fernrohr- objektiv zu erm6gliehen, wurde ein Fernrohrtyp ent- wickelt, der aus zwei Rohren und zwei Montierungen besteht. Das konzentrisch anliegende ~iul3ere Rohr sorgt Itir Schutz gegen Wind und Wetter, das innere Rohr tr~tgt die optischen Teile. Beide Rohre bertihren

348 K . O . t{IEPENI-IEUER: E in neue r F e r n r o h r t y p ftir die S o n n e n f o r s c h u n g Na~u~wissenscha[te~r

einander nicht und werden unabh~ingig voneinander (der Sonnenbewegung) nachgeftihrt. Eine Kuppel ist nicht mehr erforderlich. Ein derartiges Instrument wurde als Coudd-Re/raktor yon Zeiss in Oberkochen gebaut und an der Be- obachtungsstation des Freiburger Fraunhofer-Insti- tutes auf der Insel Capri etwa 150 m fiber der Blauen Grotte aufgestellt. Ein ~tul3erer Betonturm yon t t m HShe tr~tgt die ~iuBere Umhiillung des Instrumentes, wiihrend das optische Teleskop samt seiner Montierung yon einem unabh~ingigen Turm im Inneren des GeNiudes ge-

Weise kann das apparative Streulicht bedeutend herabgesetzt werden. Der zweite Spiegel reflektiert das Btindel im rechten Winkel zur Polachse in das Laboratorium. Der Durch- messer des Sonnenbildes wird durch ein Vergr613e- rungssystem wahlweise auf 150 bzw. 33O mm gebracht. Um einen W~irmestau in der N~ihe des prim~iren Fokus zu verhindern, sorgen Ventilatoren dafiir, dab dauernd yon der Objektivseite her ein Luftstrom dutch das Fernrohr gesaugt wird. Der Stundenantrieb des Instrumentes erfolgt durch eine Quarzuhr mit Verst~irker und Synchronmotor. Die Nachftihrung wird elektro-optisch durch vier Photozellen am Rande des Sounenbildes kontrolliert, und zwar werden die auftretenden Fehlersignale nicht verwendet, um die Stellung des Fernrohrs selbst zu korrigieren, sondern es wird der zweite Spiegel um sehr kleine Winkel verdreht. Auf diese Weise erfolgen die Korrekturen sehr rasch (Einstellzeit < 0,t sec). Das Instrument besitzt terrier einen Seeing Monitor; durch automatisches Abtasten der Sonnengranula- tion liefert dieser als Mal3 ftir die Bildsch~rfe ein Wechselstromsignal und durch Abbildung des Son- nenrandes auf einen radialen Spalt ein Signal ft~r die Luftunruhe (Bildbewegung durch atmosph~irische Einfliisse). Die Beurteilung der Bildgtite dutch einen solchen Monitor und damit die MSglichkeit der Aus- wahl gtinstiger Augenblicke ffir Sonnenaufnahmen ist sehr viel sicherer und weniger ermtidend als bei visueller Beobachtung im Okular!

Fig. 1. Querschnitt durch die Gesamtanlage des Fernrohrs: 1 Augen- turm, S Innenturm, 3 Hauptobjektiv, 4 Hauptfokus, 5 Coud6- Spiegel, 6 Vergr6flerungssystem, 7 zweiter Spiegel, 8 Hauptfokus, 9 Spektrographenspalt, 10 Spektrographen-Objektiv, 11 optisehes Gitter, 12 Lyot-Filter mit automatiseher Kamera, 13 MagnetogTaph

tragen wird. Der Abstand zwischen den beiden Teleskop-Rohren betr~igt nur einige Zentimeter. Selbst bei starkem Wind treten kaum st6rende Erschiitte- rungen des Teleskops auf. Das Objektiv befindet sich mittags etwa t 5 m tiber dem Boden. Es gibt keine Deklinationsachse, vielmehr wird die Neigung des Fernrohrs gegen die Polarachse durch ei~e Hilfsachse erreicht. Diese ungew6hnliche Kon- struktion wurde gew~thlt, um das innere System optimal gegen Wetter zu schiitzen. Es ergibt sich so iiberdies eine sehr kompakte Bauweise. Das Hauptobjekt iv (35 cm Durchmesser, 4,45 m Brennweite) ist ein dreiteiliger Apochromat. Im Pri- marfokus, der vor dem Coud6-Spiegel liegt, befindet sich ein aus der Ferne bedienbarer, rotierbarer Dia- phfagma-Revolver. Der Beobachter kann hiermK kleine Bereiche der Sonnenoberfl~tche herausschneiden, so dab die weiteren optischen Teile nur noch von dem interes- sierenden Lichtanteil getroffen werden. Auf diese

Anwendunge~

Das Coud6-Fernrohr dient im wesentlichen dazu, hochaufgelSste Spektrogramme, Magnetogramme und Aufnahmen der Sonnenatm0sph~re durch enge Lyot- Filter (Filtergramme) zu erhalten. Der Spektrograph ist auf einem eigenen, unabh~ngigen Betonsoekel untergebracht. Bevor das Sonnen-Licht- bttndel in den Spektrographen tritt , I~tllt es auf die reflektierenden Backen des Spektrogr~phen-Spaltes. Der so reflektierte Ausschnitt der Sonnenoberfl~iche wird durch ein Lyotsches Hot-Filter (DurchlaBbreite 0,5 bzw. 0,25 X) photographiert. Das Hct-Bild zeigt dann die Lage des Spektrographen-Spaltes als dunkle Linie. Auf diese Weise kann genau Iestgestellt werden, voI1 welchem Phiinomen auf der Sonnenoberfl~iche die einzelnen Teile des Spektrums stammen. Der Spektrograph (Brennweite etwa 20 m) arbeitet in Autokollimation mit einem Plangitter (geteilte Fl~iche 212• mm). Das Bausch und Lomb Gitter ist in der 5. Ordnung verst~irkt und ergibt bei einem mit Laser gemessenen AuflSsungsvermSgen yon etwa 500000 eine Dispersion yon 1t mm/X. Um Tempera- turflukuationen zu reduzieren, ist der gauze Spektro- graph in einem schweren, gugeisernen Rohr unter- gebracht. Der Spektrograph findet aueh Verwendung, um einen solaren Magnetographen zu betreiben. Dieses Instru- ment nimmt automatisch Karten yon begrenzten Ge- bieten der Sonnenoberfl~iche auf, die die Verteilung des Iongitudinalen und transversalen Magnetfeldes registrieren und auBerdem Angaben tiber das Ge- schwindigkeitsfeld der Sonnenatmosph~re (aus dem Dopplereffekt der benutzten Fraunhofer-Linie im Sonnenspektrum) enthalten.

56. ]g., Heft 7, 1969 K. O. KIEPENHEUNR: E i n n e u e r F e r n r o h r t y p f i i r d ie S o n n e n f o r s c h u n g 349

Das Lyot-Filter zur visuellen Beobachtung, Photo- graphie und Kinematographie der Sonnenchromo- sph/ire kann vollautomatisch betrieben werden. Eine Programmier-Einrichtung sorgt daftir, dab Filter- gramme in der gewtinschten Zeit- und WellenlS~lgen- Folge aufgenommen werden. Die Belichtungszeit wird elektronisch geregelt. Mit Hilfe des Seeing- Monitors kann die Kamera gegebenenfalls bei guter Sicht automatisch ausgel6st werden.

nach Beobachtungsorten zu suchen, die nicht nur eine ausreichende Sonnenscheindauer besitzen, sondern auch gentigend Zeitintervalle gew~ihrleisten mit einer hinreichend turbulenzfreien Atmosph~ire. Vollkommene Sichtverh~iltnisse trifft man erst aul3er- halb der Erdatmosph~tre an. Dort gibt es keine Schlieren mehr, ferner steht das gesamte Sonnenspektrum vom R6ntgengebiet his zur Infrarotstrahlung ungeschw~icht zur Verfiigung. Doch ist es bis heute nicht gelungen,

Schlu/3bemerkungen

Der Coud6-Refraktor mit seinen Znsatzeinrichtungen ist jetzt seit fast drei Jahren in Betrieb und hat die an ihn gestellten Hoffnungen nicht entt/iuscht. Der an diesem Instrument beobachtete Tagesgang der SichtgCite unterscheidet sich deutlich yon einem in etwa 40 m Abstand betriebenen Refraktor mit konventioneller Kuppel. W~thrend bei letzterem die Bildgtite mit stei- gender Sonne monoton abf~illt, er- reicht sie am kuppellosen Instrument (an Tagen mit einem stabilen Luft- k6rper) gegen 11 bis t 2 h Lokalzeit ein deutliches Maximum, zu einer Zeit also, zu der der andere Refrak- tor durch Kuppel und unzureichende H6he tiber dem Boden bereits sehr m~igige Bildgtiten ergibt. Das mittag- liche Sichtgtite-Maximum hat an sich wohl nichts mit der Konstruk- tion des Instruments zu tun, son- dern h/ingt in komplizierter Weise

Fig. 2. Ausschn i t t aus e inem mi t dem kuppel losen Coud6-Refraktor gewonnenen He-F i l t e r - g r a m m der gestSrten Sonnenchromosphfire. Mags tab t m m = t500 km auf der Sonne

mit dem Windsystem zusammen, das sich im Laufe eines Sonnentages infolge der komplizierten T o p o - graphie der Insel Capri ausbildet. Wir wissen hente, dab man ideale SichtverMltnisse tiber l~ingere Zeit- spannen nur erreichen kann, wenn die Umgebung des Observatoriums sehr eben ist, d .h . weder,Aufwinde noch irgendwelche orographischen Effekte auftreten k6nnen.

Auf jeden Fall hat uns der kuppellose Refraktor w~ihrend der kurzen Zeit seines Bestehens wertvolle Informationen tiber dell A u/bau der Sonnenatmosphdre vermittelt. Sowohl in Filtergrammen und Sonnen- aufnahmen im Integrallicht als auch bei Spektren sind Aufl6sungen besser als t Bogensekunde erzielt worden. Ferner wurden eine Reihe von Untersuchungen tiber die Natur der optischen StOrungen in der Erdatmo- sphere ausgel6st. Diese Untersuchungen werden es er- m6glichen, nunmebr systematisch mit Hilfe yon quanti- tativen meteorologischen und physikalischen Indizien

diese extrem gtinstigen VerMltnisse voll auszunutzen. Entsprechende Bemtihnngen sowohl in der Strato- sphere vom BaRon aus (Stratoscope und Spektro- stratoskop) als auch yon Satelliten aus (Orbiting Astronomical Observatory und Apollo Telescope Mount Project) sind im Gauge. Selbst wenn diese kostspieligen Verfahren den erhofften Erfolg bringen, wird es weiterhin unbedingt erforderlich sein, auch am Boden das Optimum an Aufl6sung bzw. Informa- tion herauszuholen. Denn nur am Boden kann man fiber lange Zeitriiume hinweg beobachten und experi- mentieren oder auch Programme ftir extraterrestrische Projekte entwickeln.

KIEPENHEUER, K. O.: Appl. Optics 3, t367 (1964); - - Sky and Telescope 31, 256 (1966); - - The Fine S t ruc ture of the Solar Atmo- sphere. Ed. b y K.O. KIEPENHEUER. D F G Forschungsber ich t Nr. 12 (1966).

E ingegangen am t 7. J a n u a r t969

23b Naturwissenschaften 1969