KZO Wetzikon Untersuchung von Sternenlicht Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold.

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KZO Wetzikon

Untersuchung von SternenlichtAstronomiefreifach HS 2001/2002Stefan Leuthold

Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 2

Geometrische Optik: Licht als Strahl Reflexion (Umbeugung)

Refraktion (Brechung)

Licht als Welle Dispersion

Absorption

Licht als Welle |2 Warum ist Glas durchsichtig?

Licht als Welle |3 Polarisation

Licht als Welle |4

~ h ·

Beschreibung einer Welle

Licht: Atommodell Elektronen bewegen sich auf

Schalen um den Atomkern (energetisch günstig).

Um ein Elektron vom Kern wegzuziehen (+ und – ziehen sich an) muss man Energie aufwenden, wenn das Elektron näher an den Kern herankommt, wird Energie frei.

p+ | n

Licht |2

Erhält das Elektron Energie springt es von der K-Schale auf die M-Schale.

Wieviel Energie? Wenn die Schalen Energie-zustände darstellen gibtes eine bestimmte Menge Energie, die not-wendig ist, um von derK-Schale auf die M-Schalezu springen.

Beispiele

K: -13,6 eV

L: -3,39 eV

M: -1,51 eVEnergie wird frei: 10,21 eV

Energie be-nötigt: 1,88 eV

K: -13,6 eV

L: -3,39 eV

M: -1,51 eV

Licht |3 Diese so erhaltene Energie entspricht gemäss

E = h · einer Frequenz und damit einer Farbe.

Energie in Elektronenvolt 1 eV = 1,602 ·10-19 J Planck‘sche Konstante h = 6,62608 · 10-34 JsLichtgeschwindigkeit c = 299‘792‘458 m/s

Übungena) Berechne Frequenz und Wellenlänge der Photonen von Folie 9. b) Photonenenergie beträgt für rotes Licht etwa 1,65 eV und für ultraviolettes Licht etwa 12,4 eV. Stimmt das?

Licht |4 Die berechneten Energiewerte der Schalen

gelten nur für das Wasserstoffatom, die komplizierte Rechnung müsste für jedes andere Atom wiederholt werden - erst dann kann man die Photonenenergien bei Elektronensprüngen zwischen Schalen von anderen Atomen bestimmen.

Sprünge von oder auf die erste Schale nennt man die Lymann-Serie, Sprünge von oder auf die zweite Schale die Balmer-Serie, danach kommen Paschen-, Brackett- und Pfund-Serie.

Licht |5

Während die Lymann-Serie komplett im unsichtbaren Bereich liegt, entsprechen die Energien der Balmer-Serie Photonen im sichtbaren Bereich (vgl. Übungen Folie 10).

Die Linien werden mit H, H, H usw. be-zeichnet.

Spektrum

Spektrum |2

Balmer Serie: Wasserstofflinien

n=2 auf n=3

656.3 nm

n=2 auf n=4

486.1 nm

n=2 auf n=5

434 nm

n=2 auf n=6

410.2 nm

Wenn wir Sternenlicht auffächern in das Spektrum sagen uns die Spektrallinien, von welchen Atomen das Licht des Sternes stammt.

Meiste e– im Zustand n=1Balmer-Serie

schwach

Kühler SternT < 7000 K

Mittlerer SternT ≈ 10‘000 K

Sehr viele e– im Zustand n=2

Balmer-Serie stark

Temperatur und Linienstärke

Heisser SternT > 20‘000 K

Meiste e– im Zustand n≥3

Balmer-Serie schwach

Je grösser T, destö höher die Energiezustände

Temperatur und Linienstärke |2

Violette Sterne sind sehr heiss mit schwachen Balmer-Linien

Bläuliche Sterne sind heiss mit den stärksten Balmer-Linien

Gelbliche Sterne sind mässig heiss mit schwachen Balmer-Linien

Rote Sterne sind kalt mit schwachen Balmer-Linien

Spektralklassen

O B A F G K Mviolett blau blau blau-weiss weiss-gelb orange-rot rot>28'000K 10'000-

28'000K7'500- 10'000K

6'000- 7'5000K

5'000- 6'000K

3'500- 5'000K

<3'500K

wenig sichtbare Absorptionslinien, schwache Balmer-Linien

stärkste Balmer-Linien, andere starke Linien

Balmer-Linien schwach, dominant sind ionisierte Ca-Linien

neutrale Metall-Linien am stärksten

Mit dem Zusammenhang zwischen Spektrum und Temperatur teilt man die Gesamtheit aller Stern ein in die folgenden Spektralklassen:

Spektren

Sonnenspektrum (G-Stern)

Beispiele

Analyse des Spektrums

Entfernung zum Stern

Spektrum

des Sterns

Mathematik

(Physik)

Temperatur

des Sterns

Grösse des Sterns

Bewegung des Sterns

Analyse des Spektrums |2 Eine genauere Analyse eines Spektrums

bekommt man, wenn man statt der Absorptionslinien alleine auch die Intensität betrachtet:

Wellenlänge

Intensität Absorptionsspektrum

Emissionsspektrum

Analyse des Spektrums |3Intensität

Wellenlänge

Ultraviolett, Rönten-,

Gammastrahlen

SichtbaresLicht

Infrarot

Analyse des Spektrums |4Intensität

Wellenlänge

Absorbierte Wellenlänge

Analyse des Spektrums |5 Nun sucht man den Zusammenhang der

Eigenschaften eines Sternes mit der Form des Spektrums:

Welche Eigenschaften des Sterns bestimmen Höhe, Wellenlänge (= Farbe) mit maximaler Intensität, und Breite des Spektrums?

Weshalb sind Linien verschoben gegen rot oder gegen blau oder weshalb wird eine Linie verschmiert und schwächer?

Schwarzkörperstrahlung Definition Schwarzkörperstrahlung :=

Alle einfallende elektromagnetische Strahlung wird absorbiert. Der schwarze Körper erhält dadurch eine Temperatur, weshalb er selbst wieder strahlt gemäss idealisierten Gesetzen.

Gesetz von Stefan-Boltzmann: Stefan-Boltzmann-Konstante

Wien‘sches Verschiebungsgesetza = 0,00289 m·K

E = T4

Schwarzkörperstrahlung |2 Die Lage des Maximums und die Intensität

lassen auf die Temperatur schliessen.

Intensität

Wellenlänge

kälter als Sonne

heisser als Sonne

Je weiter rechts das Maximum, desto kälter der Stern.

Die Form der Kurve lässt auf die Temperatur schliessen.

Schwarzkörperstrahlung |3

Intensität

Wellenlänge

kälter als Sonne (Arktur, Aldebaran)

heisser als Sonne (Rigel, Sirius)

Spektralverschiebung

Intensität

Wellenlänge

Stern mit rotverschobenem Spektrum

Stern mit blauverschobenem Spektrum

Das gleiche Spektrum (:= identische Anordnung und Breite der Linien) kann bei verschiedenen Sternen rot- oder blauverschoben sein.

Spektralverschiebung |2

Spektrum eines Objektes, das sich gegenüber der Erde nicht bewegt

Objekt bewegt sich schnell auf Erde zu:

BlauverschiebungDas Objekt bewegt sich schnell auf die Erde zu, es kommen in gleichen Zeitabschnitten immer mehr Wellen an, Wellenlänge wird kürzer.

Spektralverschiebung |3

Spektrum eines Objektes, das sich gegenüber der Erde nicht bewegt

Objekt bewegt sich schnell von Erde weg:

RotverschiebungDas Objekt bewegt sich schnell von Erde weg, es kommen immer weniger Wellen in gleichen Zeitabschnitten an, Wellenlänge wird länger.

Verbreiterung des Spektrums

Wellenlänge

Intensität

Wellenlänge

Intensität

Kalter Stern

Heisser Stern

In heissen Sternen bewegen sich die einzelnen Partikel sehr schnell und senden so mehr rot- bzw. blauverschobenes Licht aus.

Welches Spektrum sieht man?

Schwarzkörper-Strahler

Kontinuierliches Spektrum

Emissionsspektrum des Gases

Absorptionsspektrum des Gases

Astronomie ist schön.

Credits: Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/)Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen.

KZO Wetzikon Untersuchung von Sternenlicht Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold.

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