Sterne 15 – Sternspektroskopie und Spektralanalyse (Teil 3)
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Sterne 15 – Sternspektroskopie und Spektralanalyse (Teil 3) Fourierspektroskopie Für hochauflösende Spektren – insbesondere im IR – Bereich – werden Spektrometer eingesetzt, welche mittels eines Michelson-Interferometers „Interferogramme“ aufnehmen, die dann mittels des mathematischen Verfahrens der Fourieranalyse in herkömmliche Spektren umgerechnet werden. Interferogramm Spektrum Grundprinzip Durch Änderung der Armlänge des Meßarms mit einem Abtastinterfall ∆𝑥 wird ein Interferenzsignal 𝐼 𝑥 = 𝐼1 + 𝐼2 + 2 𝐼1 𝐼2 𝑐𝑜𝑠 2𝜋 𝑥 𝜆 erzeugt Intensität über x ergibt Interferogramm Mit Hilfe der Fourier-Transformation kann das Interferogramm (=Frequenzbild) in ein herkömmliches Spektrum umgerechnet werden. 𝐼 𝜆 = ∞ 𝐼 0 𝑥 cos 2𝜋 𝑥 𝜆 dx Die Intensitätsverteilung des Abtastbereichs erhält man über den reellen Teil der inversen Fourier-Transformation. Wellenlänge und Amplitude Frequenz und Amplitude Vor- und Nachteile von Fourier-Spektrographen • Sind besonders für Detailuntersuchungen im IR geeignet (Molekülspektren) • Lassen sich sehr kompakt bauen (bevorzugter Spektrometer für Satellitenmissionen) • Erreichen eine hohe spektrale Auflösung (Radialgeschwindigkeitsmessungen – Exoplaneten) • Geringe Lichtstärke (auch bei Großteleskope auf helle Sterne begrenzt – S/N – Verhältnis) • Sehr genaue Realisierung des Abtastschritts (meist im µm – Bereich) über einen größeren Abtastbereich Beispiel: Ermitteln des Spektrums zwischen 𝜆 = 1 µm und 𝜆 = 1.2 µ𝑚 mit einer spektralen Auflösung von R=100000. Abtastlänge 27.5 mm, Abtastintervall 0.4 µm Abtastschritte 68700 Das kontinuierliche Spektrum Die Strahlungsleistung im Kontinuum ist eine Funktion der Lichtwellenlänge und temperaturabhängig Planck‘sche Strahlungsgesetz und Schwarzkörperstrahlung Anhand der Energieverteilung im Kontinuum läßt sich die Temperatur des Strahlers bestimmen Anwendung in der Astronomie: Breitbandphotometrie T=3000 K T=6000 K T=10000 K In dem man die Helligkeit (=Intensität) eines Sterns in mehreren „Fenstern“ über der Planck-Kurve mißt (z.B. UBV), kann man aus den Helligkeitsdifferenzen (z.B. U-V) die „Farbe“ und damit grob die effektive Temperatur des Sterns bestimmen. Anwendung: Farben-Helligkeitsdiagramme z.B. von Sternhufen Farben-Helligkeitsdiagramme für Sternhaufen • Geben einen „Schnappschuß“ ihrer Entwicklung • Erlauben im Zusammenspiel mit einer Theorie der Sternentwicklung die Bestimmung des Alters des Sternhaufens • FHD‘s von Kugelsternhaufen unterscheiden sich von denen offener Stedrnhaufen Das „Kontinuum“ des Sternlichts wird beim Durchgang durch die Erdatmosphäre wellenlängenabhängig durch Absorptionsprozesse verändert Sterne sind nur näherungsweise „Schwarze Strahler“ Thermisches Spektrum T=5700 K Sonnenspektrum T=5778 K Frage: Wie kommen die Abweichungen zustande? Absorptionslinien Emissionslinien Kirchhoff‘sches Strahlungsgesetz Gustav Robert Kirchhoff (1824-1887) Entdeckt zusammen mit Robert Wilhelm Bunsen (1811-1899) die grundlegenden Strahlungsgesetze und legt den Grundstein für eine wissenschaftliche Spektroskopie Bei Licht… bei Dunkelheit… Das Absorptionsvermögen eines Körpers ist gleich seinem Emissionsvermögen d.h. ein Körper, der gut absorbiert, emittiert auch gut… Erklärung der „dunklen Linien“ im Sonnenspektrum (Fraunhofersche Linien) Wasserstoff Krypton Durch Vergleich von Sternspektren mit den Laborspektren lassen sich die in den Sternen vorhandenen Elemente bestimmen…
