Date post: | 06-Apr-2016 |
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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)
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 3
Licht als Welle Dispersion
Absorption
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 4
Licht als Welle |2 Warum ist Glas durchsichtig?
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 5
Licht als Welle |3 Polarisation
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 6
Licht als Welle |4
~ h ·
A
v
v ·
Beschreibung einer Welle
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 7
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.
e–
p+ | n
H
C
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 8
Licht |2
E
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.
KLMN
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 9
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
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 10
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?
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 11
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 12
Licht |5
1
2
3
45
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 13
Spektrum
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 14
Spektrum |2
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 15
Balmer Serie: Wasserstofflinien
H
n=2 auf n=3
656.3 nm
H
n=2 auf n=4
486.1 nm
H
n=2 auf n=5
434 nm
H
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 16
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
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 17
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
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 18
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:
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 19
Spektren
Sonnenspektrum (G-Stern)
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 21
Beispiele
B
O/A
F
G
M
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 22
Analyse des Spektrums
Entfernung zum Stern
Spektrum
des Sterns
Mathematik
(Physik)
Temperatur
des Sterns
Grösse des Sterns
Bewegung des Sterns
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 23
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
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 24
Analyse des Spektrums |3Intensität
Wellenlänge
Ultraviolett, Rönten-,
Gammastrahlen
SichtbaresLicht
Infrarot
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 25
Analyse des Spektrums |4Intensität
Wellenlänge
Absorbierte Wellenlänge
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 26
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?
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 27
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
=
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 28
Schwarzkörperstrahlung |2 Die Lage des Maximums und die Intensität
lassen auf die Temperatur schliessen.
Intensität
Wellenlänge
Sonne
kälter als Sonne
heisser als Sonne
Je weiter rechts das Maximum, desto kälter der Stern.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 29
Die Form der Kurve lässt auf die Temperatur schliessen.
Schwarzkörperstrahlung |3
Intensität
Wellenlänge
Sonne
kälter als Sonne (Arktur, Aldebaran)
heisser als Sonne (Rigel, Sirius)
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 30
Spektralverschiebung
Intensität
Wellenlänge
Stern mit rotverschobenem Spektrum
Stern mit blauverschobenem Spektrum
Sonne
Das gleiche Spektrum (:= identische Anordnung und Breite der Linien) kann bei verschiedenen Sternen rot- oder blauverschoben sein.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 31
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 32
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 33
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.
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 34
Welches Spektrum sieht man?
Schwarzkörper-Strahler
Kontinuierliches Spektrum
Emissionsspektrum des Gases
Absorptionsspektrum des Gases
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht. Folie Nr. 35
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.