Spanien
August 2026 - Tag 2 - Sonnenfinsternis II - Polarisation
Das der Taghimmel polarisiert ist, wurde schon vor etwa 100 Jahren
festgestellt. Im Abstand von 90 Grad der Lichtquelle ist die
Polarisation
maximal.
Die Polarisationsänderung während einer
totalen Sonnenfinsternis wurde jedoch erst in den 60er und 70er Jahren
ein Thema für die Wissenschaft.
Die Stärke und Verteilung der Polarisation schwankt mit den
Rahmenbedingungen der Finsternis. Die Breite des Schattenkegels, der
Gehalt an Aerosolen und Restbewölkung sind ein wichtige
Einflußfaktoren. Auch der Sonnenstand und die
Größe der Sonnenkorona haben einen
Einfluß. In der Literatur finden sich Studien zu etwa ein
Dutzend unterschiedlicher Sonnenfinsternisse. Die Meßwerte
schwanken teilweise um mehr als 50%!
Ein erstes Experiment zu dem Thema gab es bei
der Sonnenfinsternis vom 1.8.2008.
Geometrisch waren dort die Bedingungen für
Polarisationsexperimente besonders günstig. Die Sonne sollte
während der Totalität nur etwa 20 Grad Höhe
erreichen. Vor und nach der Finsternis sollte daher in
Zenitnähe die Polarisation fast maximal sein. Während
der Finsternis sollten sich die Verhältnisse komplett umkehren
und im Zenit die Werte dramatisch zurück gehen.
Für die Messung wurde eine einfache Digitalkamera mit
Weitwinkelvorsatz verwendet. Die Fotos waren extrem unterbelichtet und
die Meßwerte lagen nur marginal über der
Rauschschwelle. Erst durch eine heftige Bildbearbeitung war noch etwas
zu retten. Dadurch das mit einem starken Weichzeichner die Werte
mehrere Pixelfelder gemittelt wurden, ließ sich das
Signal-zu-Rauschverhältnis soweit verbessern, dass einige
qualitative Aussagen gemacht werden können.
Polarisationsstärke des Himmels als Grauwert in China 2006.
Links Totalität. Rechts vor der Totalität.
Die Umkehrung der Polarisations-Verhältnisse ist gut zu
erkennen
Auf diesem Bild ist der Zenit als Region mit der stärksten
Polarisationsänderung markiert
Wie nach den Modellen zu erwarten war, sank der Polarisationsgrad in
Zenitnähe drastisch herab. Die theoretisch vorhandene
Restpolarisation des Koronastreulichts lag unterhalb der
Meßgenauigkeit.
Das vom Horizont kommende Restlicht ist in seiner bevorzugten
Schwingungsebene 90 Grad gegen die Sonnenrichtung orientiert. Da die
Kamera nur ein Gesichtsfeld von 130 Grad besitzt, wurde sie etwas
Richtung Nordwesthorizont gekippt. Daher ist die Polarisation auf den
Bildern nicht rotationssymmetrisch und der Zenit außermittig
versetzt. Der untere Gesichtsfeldrand liegt etwa 10 Grad über
dem Westhorizont.
Leider
war der Himmel nur teilweise frei
und alle Aufnahmen waren um mehrere Blendenstufen unterbelichtet, so
das sie nur begrenzt auswertbar waren.
Wegen der Unterbelichtung der Bilder
ist die Auswertequalität
noch nicht zufriedenstellend.
2026 wurde das Thema Allskypolarisation nochmal aufgegriffen. Der Grund
ist die Entwicklung neuer Kamerachips durch Sony, die eine Polarisation
direkt messen können.
Statt
einer Bayermaske haben die Polarisationskameras eine
Schlitzmaske. Die 4 Pixel eines Clusters haben RGGB-Filtern
Schlitzmasken mit 45,90,135 und 180 Grad Drehung.
Lineare Polarisation lässt sich so durch die 4 Stokes
Parameter direkt messen.
Es gibt keine beweglichen Teile sondern ein Livebild wie bei einer
Farbkamera.
Der
Anwendungsbereich ist
primär die
Qualitätskontrolle in der Industrie.
Spannungen in Gläsern lassen sich per Polarisation ermitteln
aber auch einfach Reflexe minimieren.
Die
Polarsens-Technologie von Sony
(insbesondere durch Sensoren wie den IMX250MZR) wird zunehmend in der
wissenschaftlichen Astronomie und
Astrophysik eingesetzt.
Beispiel Mond:
Obwohl die Sensoren ursprünglich für die industrielle
Qualitätskontrolle (Machine Vision) entwickelt wurden, bietet
die On-Chip-Polarisation für
Astronomen einen
revolutionären Vorteil bei der Polarimetrie
The Firma The Imaging Source (TIS)
stellte freundlicherweise eine
Polarisationskamera
zur Verfügung.
Klassische
astronomische Polarimeter müssen ein mechanisches
Filterrad oder optische Modulatoren drehen, um nacheinander Aufnahmen
bei z. B. 0°, 45° und 90° zu machen. Das kostet
Zeit, und
atmosphärische Störungen (Szintillation) zwischen den
Aufnahmen verfälschen die Daten.
Mit einer Kamera mit Sony-Chip kann man die
Polarisationsänderung
währen der Totalität ´life´
dokumentieren
Die
mitgelieferte Software
hat 2 Modi. Der Schwarzweißmodus zeigt die Stärke
der Polarisation als Helligkeitswert an. Ein Farbmodus zeigt die
Polarisationswinkel. Erste Tests machte Peter Slansky anhand eines
Regenbogens:
Die
verschiedenen Modi zeigen leider nur entweder den Polarisationsgrad
oder den Polarisationswinkel. Immerhin ist zu erkennen, dass
das Licht innerhalb des Regenbogen polarisiert ist und der Verlauf zum
Zentrum abnimmt. Wir
mussten uns
für die Sonnenfinsternis
für einen der Modi entscheiden.
Der Farbmodus zeigt zumindest im geringen Maße auch die
Stärke über die Farbintensität.
Vor der Totalität ist die Sonne die dominante Lichtquelle. Da
sie am Horizont steht und im Abstand von 90 Grad die
Himmelspolarisation maximal ist, bildet sich mit der Sonne im Westen
am Himmel ein polarisierter Balken der etwa durch den Meridian
läuft.
Mit
der Totalität wandelt sich das Bild. Die Lichtquelle ist
bei einem runden Kernschatten eine am Horizont entlanglaufende
Ringbeleuchtung. Da der Zenit 90 Grad vom Horizont entfernt ist hebt
sich die Polarisation dort auf und erreicht ein Minimum.
Durch
die Horizontnähe war der Mondschatten bei der Finsternis
2026 jedoch nicht rund sondern länglich. Man konnte mit freien
Auge gut erkennen, das in Richtung Sonne ein langgestreckter
Mondschatten lag. Da die Sonne im Westen Stand lag der lange
Mondschatten auf der Linie Ost-West. In Richtung Nord-Süd war
der Mondschatten viel kürzer und man konnte aus den Schatten
heraus in die noch beleuchtete Landschaft schauen. Auf der
sonnenabgewandten Seite reichte der lange Schatten bis über
den Horizont hinaus.
Welche Auswirkungen hat dies auf die Polarisation? Das Licht kommt
nicht von einer Ringbeleuchtung sondern von 2 Schlitzen in Nord und
Süd.
In Zenitnähe sollte es weiterhin ein Minimum geben das aber
länglich in Ost-West gezogen ist.
Die Ergebnisse der Kamera zeigten kein längliches Minimum. Das
kann einfach am gewählten Kameramodus liegen, der nur Winkel
aber kaum Intensitäten anzeigte.
Interessant ist, dass das Minimum aus dem Zenit versetzt ist. Dies
liegt daran, das der Schatten in Ost-West asymmetrisch ist. Der Versatz
entspricht im Winkel etwa der Resthöhe der Sonne.
Die Polarisationswinkel konnten anhand eines früheren Regenbogens
geeicht werden,
der als Testbild verwendet wurde.
Frühere
Experimente an Regenbögen hatten gezeigt, das
der blaue Bereich etwa dem Winkel von 135 Grad entspricht.
Grün liegt grob bei 45 Grad.
Der Gegensonnenpunkt entspricht 180 Grad und ist damit identisch zum
Winkel in Sonnenrichtung.
Resultat:
-Während der Totalität kippt die Polarisation und
ändert sich trotz des beweglichen Mondschatten
in den 1,5 min nur wenig.
-Die Polarisationswinkel laufen zum Horizont
zirkular um das Minimum
-Das Minimum der Polarisation ist nicht
exakt im Zenit, sondern leicht versetzt.
-Ein länglich verformtes Minimum war nicht nachweisbar, was
technische Gründe haben könnte.
Literturtipps:
1) A. Wilkie: An Analytical Model for Skylight Polarisation
http://www.cg.tuwien.ac.at/research/publications/2004/Wilkie-2004-AMS/Wilkie-2004-AMS-.pdf
2) Können, G. P.: Skylight polarization during a total solar
eclipse: a quantitative model.
http://www.guntherkonnen.com/downloads/1987_eclipsesky_JOSAA.pdf
3) M. Vollmer: über die Farben der Sonne und des Himmels:
Rayleigh- und Miestreuung in der Atmosphäre
Physikalische Ingenieurwissenschaften, Fachhochschule Brandenburg
http://www.didaktik.physik.uni-essen.de/heraeus_2005/DVD/Vollmer/Streuung_cd_rom.pdf
4) C. Emde: Simulation of solar radiation during a total eclipse: a
challenge ...
http://hal.archives-ouvertes.fr/docs/00/29/62/13/PDF/acp-7-2259-2007.pdf
5) Glenn E. Shaw: Sky Brightness and Polarization During the 1973
African Eclipse
4) I. Pomozi: Fine structure of the celestial polarization pattern and
its temporal change during the total solar eclipse of 11 August 1999
http://eos.wdcb.ru/transl/izva/9404/pap07.ps
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