LICHTMETINGEN TIJDENS DE ZONSVERDUISTERING VAN 29 MAART 2006 IN EGYPTE
Een ander licht op een uniek natuurverschijnsel

Terug naar reportpagina ;  Terug naar startpagina 

Door : Reinier C. Ott

Inleiding:
Opvallend is dat veel mensen het snel hebben over "hoe donker het werd" nadat zij een partiele eclips hadden beleefd. Is dat inderdaad zo, of speelt de verbeelding hierbij een grote rol? Mogelijk berust men zich in de onwetendheid het verschil niet te realiseren tussen een (ver gevorderde)  gedeeltelijke en een totale zonsverduistering.  Menigeen herinnert zich altijd wel die ene Zonsverduistering toen het 'echt' donker werd.  Intussen weet ik beter om te ervaren dat het donker worden tijdens een partiele eclips knap tegenvalt.  Tevens besef ik ook dat het meemaken van een totale verduistering geen vanzelfsprekendheid is, maar als het dan zover is de schoonheid van dit fenomeen letterlijk "met geen pen te beschrijven". Ondanks dat een totale eclips maximaal twee maal per jaar kan optreden moeten we er (bijna) altijd ver voor reizen. En dan ook nog vaak naar gebieden waar normaliter geen sterveling komt. (Dat laatste heeft overigens ook wel weer zijn charme!) 

Een van de vraagstukken die ik aan  mijzelf had opgedragen was om uit te zoeken hoe de donkerbeleving objectief is vast te leggen. Misschien kan ik dan eindelijk eens afrekenen met het ingebakken volksgeloof? 

Nu dit mijn 3e totale eclips is, weet ik ook dat de mate van duisternis  tijdens de afname van het hemellicht anders wordt beleefd dan de terugkomst ervan. Ik weet ook nog goed dat mijn donkerbeleving tijdens mijn eerste totale eclips in Frankrijk ruw werd verstoord doordat er een aantal rebelse straatlantaarns aansprong. Terwijl natuurlijk alle ogen op de verduisterde zon staan gericht, zal het hemellicht en dus ook onze donkerbeleving slechts worden opgemerkt door vaak haastig even perifeer rondom naar de omgeving te kijken. Doordat de totaliteitsseconden 'kostbaar' zijn, gunnen we ons vaak maar te weinig tijd voor die omgeving. 

Kortom, de enige manier om objectief iets over de "donkerheid" tijdens de verschillende fasen van de eclips te zeggen, is om de hoeveelheid licht van de hemel daadwerkelijk te meten.  Hierbij zal het diffuus verstrooide licht in de hemel gemeten moeten worden en wel zodanig dat zowel het direct zonlicht als circumsolair zonlicht vermeden dient te worden.

Uitvoering van de metingen:
De metingen zijn uitgevoerd direct na het 1e contact en pas voorbij het 4e contact stopgezet. De afname van het hemellicht is gemeten m.b.v. een speciaal voor dit doel ontwikkelde sensor in combinatie met een Laptop PC met bijbehorende zelf ontwikkelde software.  Hiermee konden de metingen volledig autonoom plaatsvinden, zonder dat de apparatuur afhankelijk was van onze aandacht tijdens het aanschouwen van het zeer unieke natuurverschijnsel. De metingen zijn uitgevoerd in het UV gebied (transmissie 360 nm , bandbreedte ~70nm). De reden hiertoe is het uitsluiten van artefacten, die veroorzaakt kunnen worden door kunstlicht. (aanspringen van b.v. straatlantaarns e.d. tijdens,  net voor, of na de totaliteit).

Fig 1.1: Een blik op het inwendige van de sensor

Voorafgaande aan de metingen is de sensor stevig bevestigd aan een paar betonnen blokken (ter plaatse aanwezig) en  zodanig opgesteld dat er tijdens de metingen geen direct zonlicht gemeten werd. De orientatie is hierbij zo gekozen, om min of meer horizontaal invallend licht uit noordelijke richtingen te kunnen meten. (De openingshoek van de sensor is vrij groot:  ~90°)  Tijdens de sessie zijn ruim 900 metingen gedaan met een interval van 10 seconden, die tezamen met tijdregistratie zijn vastgelegd. Voorafgaande aan de metingen is de systeemtijd van de Laptop natuurlijk gelijk gezet aan de GPS tijd! 

Fig 1.2: Meetopstelling (sensor en laptop PC)

Resultaten:
Gedurende de gehele meetsessie zijn de resultaten regelmatig opgeslagen op de harde schijf van de PC. Dit is gedaan om de gegevens constant veilig te stellen; het zou erg sneu zijn, wanneer er spanningsuitval (b.v. door uitgeput raken van de batterijen) zal plaats vinden in de laatste minuten van de metingen. 

De onderstaande grafieken illustreren zowel gemeten, als berekende grootheden: 

- Berekend zijn: 
Verduisterd Zon oppervlak (donker blauwe curve)
Hoogte van de Zon boven de horizon

- Gemeten zijn:
Licht intensiteit (gele curven)
Temperatuur (rode curven)
Relatieve luchtvochtigheid (licht blauw curve)

Grafiek 1.1: scherpe lichtdaling en na-ijlen van de temperatuur.

Grafiek 1.1 toont de lichtcurve (witte curve) als kale meetdata "counter value", direct afkomstig vanuit de sensor en een gele curve,  waarbij de data, via een 5e graads polynoom fit, is omgerekend naar de eenheid Lux . Uit de grafiek blijkt dat er in de laatste minuten voor de totaliteit pas van een significante lichtdaling sprake is. De rode curve beschrijft het gemeten temperatuurverloop in °C. 

NB: Overigens kan de absolute waarde in Lux afwijken doordat de gebruikte ijkmeter het gehele lichtspectrum beslaat in tegenstelling tot de sensor die slechts gevoelig is in het UV. De eenheid lux is gebruikt om enig vergelijk krijgen dan wanneer de "kale"sensor data gebruikt zou zijn.  

Grafiek 1.2: alle gegevens in 1 grafiek

Grafiek 1.2  toont het vergelijk met de lichtverandering als gevolg van het verduisterde Zonsoppervlak (donker blauwe lijn) . Behalve het verloop van de lichtintensiteit in relatie met het verduisterde Zonoppervlak is ook het verloop van de berekende Zonshoogte boven de horizon gegeven (witte curve) . Verder zijn ook alle overig gemeten grootheden in grafiek 1.2 weergegeven. De temperatuur is in Fahrenheid uitgedrukt om illustratief te zijn binnen het interval van de schaal aan de rechterzijde van de grafiek. (Beperking Excell grafiek).  Het hoogtepunt van de totaliteit (= minimale lichtintensiteit) vond plaats omstreeks 12:40 locale tijd. Uit de berekende waarden van het verduisterde oppervlak blijkt dat de tijdstippen hiervoor inderdaad "aardig" samenvallen. 

Wanneer er wordt "ingezoomd" ten tijde van de totaliteit, ontstaat grafiek 1.3.

Grafiek1.3: Detail van 8 minuten voor en 8 minuten na de totaliteit.

Deze grafiek toont de daadwerkelijke llichtinstorting omstreeks de totaliteit. Het maximum van de eclips vindt plaats omstreeks 12:40:05 locale tijd. Het 2e en 3e contact zijn in de grafiek gemarkeerd met de bijbehorende tijden 12:38:05 resp. 12:42:04. Opmerkelijk is dat de figuur niet geheel symmetrisch is. Te verwachten is dat de grafiek symmetrisch zou moeten zijn om de tijdwaarde van 12:40:05, echter dit blijkt niet helemaal het geval.

Verklaringen van bevindingen: 

Asymmetrie:
Het lijkt erop dat de totaliteit geleidelijker op gang kwam dan tijdens het einde ervan, toen het zonlicht weer terugkeerde.  Tijdens de totaliteit laat de grafiek een enigszins onregelmatig gedrag zien. Echter dat laatste schrijf ik toe aan enige interne ruis van de sensor.

NB. De metingen hadden een interval van 10 seconden. Dit betekent dat er rond de tijdstippen T2, T3 en de totaliteit zelf ongeveer 40 metingen zijn verricht. Mede eclipsganger,  Dhr. Henk Spoelstra,  maakte mij er onlangs terecht op attent om nog eens goed naar allerlei artefacten te kijken. Onverwachte waarnemingen zouden ook toe te schrijven kunnen zijn aan menselijk effecten (verstoringen door in de buurt van de sensor te komen, plotseling afgaan van flitsers tijdens de totaliteit e.d) maar ook aan onvolmaaktheden van de sensor en de wijze van data acquisitie. Intussen heb ik de lineairiteit van sensor nog aan een proef onderworpen. Hierbij is wel enige tijdsvertraging waargenomen, maar dat verklaart de asymmetrie niet.  Ook het tijdstip van de daadwerkelijke meting binnen het meetinterval is bekend en daarvoor zijn de grafieken gecorrigeerd. Ik verwacht niet dat plotselinge lichteffecten (afgaan flitsers) een rol hebben gespeeld. Ik heb dit zelf niet waargenomen en bovendien hadden de grafieken een minder vloeiend verloop gehad. Wat wel kan is dat er nog wat variatie is geweest in (hoge) bewolking.

1e:  Het asymmetrische gedrag zou mogelijk te verklaren zijn aan de duur en intensiteit van de "diamantenring" tijdens T2 en T3. (Ik heb deze ervaring (nog) niet kunnen delen met anderen). Het lijkt mij in ieder geval onwaarschijnlijk dat de Zonnestand hier invloed op heeft omdat de totaliteit slechts 15 minuten na de culminatie plaats vond. Hierdoor is het verschil in Zonshoogte voor en na de totaliteit vrijwel verwaarloosbaar. 

2e : De asymmetrie is de lichtcurve van grafiek 1.3 zou ook verklaarbaar zijn door het volgende:
De foto van de meetopstelling (fig. 1.3) is genomen op het tijdstip: 13:03:07 locale tijd. Er valt terug te rekenen dat de Zon (nog voor 67,3% in oppervlak verduisterd) zich bevond op 199°55' Azimut en op 60°25' boven de horizon. Uit de stand van de schaduw is af te leiden dat de sensor vrijwel op het noorden was gericht. Tevens kon worden berekend dat de Maanschaduw uit de richting 222,7° (= Zuid westen) kwam aanstormen (T2) en ons weer verliet vanuit de richting 43,3° (=Noord oosten). Tijdens het verloop van de totaliteit was duidelijk te zien hoe het "oranje"achtige licht aan de horizon zich verplaatste in tegenovergestelde richting dus van N-O naar Z-W. Dit betekent dat het aan de noordelijke hemel dus nog wat langer licht bleef tijdens het 2e contact. Dit fenomeen zou dan ook de scherpe knik in de curve kunnen verklaren toen de eerste zonnestralen vanachter de Maanrand weer tevoorschijn kwamen. (net voor T3 was de noordelijke hemel relatief erg donker, intussen was het zuidwestelijke deel van de hemel alweer een stuk lichter (zie ook fig. 1.3a en 1.3b) .

  
Fig 1.3a: De verduisterde hemel direct na T2      Fig 1.3b:  De verduisterde hemel direct voor T3

Met de bovenstaande simulaties (ASTRONOM) wordt de verduisterde hemel weergegeven tijdens het begin en het einde van de totaliteit. De windrichtingen worden met de kompas letters N,O,Z en W aangegeven. De pijl geeft de richting (azimut) aan van de aanstormende c.q. wegvliegende Maanschaduw. De afstand tot aan de centrale lijn wordt in km weergegeven voor de gegeven momenten (T2 en T3) . Duidelijk is ook te zien aan welk hemeldeel de verduistering het donkerst is. (De kleurstelling is hierbij intuïtief gekozen) . Tijdens het eclipsmaximum bevonden we ons (theoretisch) op 13km ten zuidoosten van de centrale lijn.

Een probleem hierbij zou te verwachten zijn in het feit dat de sensor gevoelig is in het UV terwijl de horizon, onder de slagschaduw van de Maan, zich kenmerkte door een zacht oranje licht. Deze "oranje stralen" zouden theoretisch niet de sensor moeten aanspreken. Echter het boek "Zonsverduistering, eclips 1999" van Jacob Kuiper en Harry Otten geeft hiervoor een mogelijke uitleg: Er wordt gesteld dat de blauwe component van het daglicht slechts een maximale afstand van 18 km door de atmosfeer kan afleggen. Wordt de afstand groter dan zullen de rode kleuren van het spectrum overblijven. (behalve dat blauw licht in de atmosfeer makkelijk verstrooid,  verzwakt deze component ook veel sneller dan rood licht). 

Met in achtneming van de aanstormende Maanschaduw (ruim 2700 km/h) kan de "blauwe" zonlichtcomponent nog 23 seconden voortduren na het tweede contact T2.  Hieruit kan dus volgen dat de sensor wel degelijk aangesproken kan worden na T2.  

Duisternis:
Om terug te komen op de vraagstelling over de duisternis, gedurende het doorlopen van de partiele fasen van de eclips, kan nu ook een meer objectief antwoord worden gegeven. De  informatie uit waarnemingen en de metingen is samengevat in tabel 1.1:

Tabel 1.1:  Vergelijking tussen waarnemen en meten

Met de gegevens van de eclips is besloten om een vergelijk te maken met de schemering tijdens een gewone zonsondergang. 15 mei 2006 was een mooie gelegenheid om in Nederland een vergelijkende meting te doen. Het was een zeer heldere , wolkloze zomerse dag en volgens de weerstatistieken leek deze dag aardig overeen te komen met het weer dat zich afspeelde op de eclipsdag in Al Saloum.  

Naar aanleiding hiervan  kon een grof vergelijk worden gemaakt, dat ongeveer dezelfde lichtsterkte is gemeten:  
 -  15 minuten vòòr Zonsondergang en de eclips die voor 90% in oppervlak is verduisterd. (zie hiervoor ook grafiek 1.2)
 -  15 minuten na Zonsondergang en de eclips die voor 99% in oppervlak is verduisterd.

¹⁾ er is een gevoel dat er iemand via een reusachtige dimmer het licht uitdraait.

Conclusie: 
Het is opvallend dat ik zo weinig amateurs heb kunnen vinden die vergelijkbare metingen hebben verricht. Ik ben van mening dat het maken van lichtmetingen een interessante aanvulling kan geven op het waarnemen van een eclips. Door de metingen consistent gedurende de voortschrijden eclips te laten verlopen komen een aantal effecten aan het licht (letterlijk) die normaliter niet of nauwelijks opvallen. Zo lijkt het erop dat het lichtverloop van de overtrekkende Maanschaduw goed kan worden vastgelegd. Bovendien worden inzichten duidelijk over de mate van duisternis; het blijkt dat wijzelf door visuele waarneming nauwelijks dit objectief te kunnen vaststellen. Zelfs de resultaten die via (video) camera's zijn gemaakt geven hierbij geen bevredigend resultaat. 

Uit de resultaten van de metingen  mag worden opgemaakt dat  er van een objectieve donkerbeleving pas sprake is wanneer de totaliteit nog een kwestie van luttele minuten is. Of in ieder geval zodanig dat er tijdens de eclips meer dan 90% van Zonsoppervlak verduisterd moet zijn. 

NB: De beperkende factor is dat de waarnemingen van de eclips zijn gebaseerd op een eclips  die zich rond het middaguur voltrok. Uiteraard zal de donkerbeleving bij lage zonnestanden anders kunnen zijn. 

Tot dusver heb ik 1 artikel kunnen vinden: "A study of a Solar eclipse using a fotocell" Auteurs J.A. Liendo en G.H. Gacin (zie www.sbfisica.org.br/rbef/Vol26/Num4/040706.pdf

Toekomst: 
De sensor zoals die is gebruikt is gebaseerd op het meten van frequenties. Het voordeel ervan is dat de data gemakkelijk storingsongevoelig naar de PC kan worden gestuurd en dat de standaard COM poort ervoor toereikend is. De sensor componenten (L= licht , H = Relatieve vochtigheid , T = Temperatuur) vormen met wat electronische componenten een 3-tal oscillatoren. Een ander voordeel van frequentiemeting is de eenvoud om een hoge dynamiek te bereiken (nodig voor de lichtmeting), zonder gebruikt te hoeven maken van prijzige ADC's 

Wageningen, 23 juni 2006