Christian Netzel - astrospectroscopy.de

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Absorptionslinien
Absorptionsspektrum der Sonne
Emissionsspektrum Labor
Sonnenspektrum in einem Echellespektrographen
Erstellt von Martin Huwiler
Inhaltsverzeichnis
• Geschichte
• Wechselwirkung Licht – Materie
Streuung
Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten
• Thermische Gleichgewichte
• Literatur
Geschichte
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1802 William Wollaston entdeckt Spektrallinien zum ersten Mal
1814 Joseph Fraunhofer entdeckt sie wieder und erforscht sie
ab 1859 Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Kirchoff erkennen, daß mittels Spektren
die chemischen Elemente identifiziert werden können
1866 Angelo Secchi erarbeitet eine Klassifizierung der Sterne
ab 1885 Harvard Klassifizierung
1908, 1913 Hertzsprung-Russel Diagramm
1916 Einsteinkoeffizienten
Ab 1925 physikalische Erklärung durch Quantenmechanik
Vereinfachtes Sonnenmodell
•
Querschnitt, stark vereinfacht
heiß, thermisches Gleichgewicht
kühler ca 5700 K
kein thermisches Gleichgewicht,
aber stationärer Zustand
Wir nehmen den Zustand des blauen Bereichs als gegeben an.
Frage: Was geschieht mit den Photonen, die aus dem blauen Bereich in den roten eindringen?
Vereinfachtes Sonnenmodell
Plancksches Strahlungsgesetz
Kontinuum
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Kontinuum der Sonne aus David F. Gray, Stellar Photospheres
Thomson und Rayleigh Streuung
Thomson-Streuung:
Niederenergetische Photonen (große Wellenlänge) mit freien langsamen
(niederenergetischen) Elektronen
Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht
Wirkungsquerschnitt unabhängig von der Frequenz
Rayleigh-Streuung:
Niederenergetische Photonen mit gebundenen Elektronen, also Atomen oder
Molekülen
Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht
Aber Wirkungsquerschnitt abhängig von der Frequenz ~ ν4
Bei beiden Winkelabhängikeit ~ 1 + cos2 φ
d. h. Vorwärts- wie Rückwärtsstreuung gleich stark
Ein Teil der Strahlung wird also wieder in das Sterninnere zurückgeschickt
Durch beide Streuungsarten wird das allgemeine Strahlungsfeld, Kontinuum genannt,
abgeschwächt, aber keine Absorptionslinien erzeugt.
Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten
h*ν = E2 – E1
E1
E2
B12
Absorption
h*ν
A21
Spontane Emission
h*ν
h*ν
h*ν
B21
dN1
  N1 * B12 * J  N 2  B21 * J  N 2  A21
dt
Jedes eingefangene Photon wird also irgendwann wieder neu erzeugt.
Wie können dann Absorptionslinien entstehen?
stimulierte Emission
Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten (Forts.)
Kollision Atom – Atom oder Atom – Elektron, in kühleren Sternen auch Moleküle
C12
Anregung durch Stoß
C21
A21 2h
 2
B21
c
h*ν
Emission
B12
g
 2
B21
g1
A21
2h

B21
c2
C12
g 2  E21

e
C21
g1
kT
Diese Formeln gelten ohne lokales thermodynamisches
Gleichgewicht, letztere nur solange Maxwell-Verteilung herrscht.
Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten (Forts.)
Beispiel: Hα =656,2 nm
3,000E-01
C12/C21
2,500E-01
2,000E-01
1,500E-01
Reihe2
1,000E-01
5,000E-02
0,000E+00
00 500 000 500 000 500 000 500 000 500 000
0
5
5
6
6
7
7
8
8
9
9 10
T
Entstehung der Linien durch Zusammenstöße
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Wirkliche Absorption in einem engen Spektralbereich kann nur durch Kollision
entstehen.
Die dadurch verbrauchte Energie wird in Wärme umgewandelt
Die Photosphäre wird dadurch um 200 K erwärmt
Lokales thermisches Gleichgewicht:
Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können
natürlich wieder Atome angeregt werden. An der Verteilung der
Strahlungsenergie über die einzelnen Wellenlängen ändert sich nichts
•
Kein lokales thermisches Gleichgewicht:
Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können
natürlich wieder Atome angeregt werden. Jedoch werden dabei auch andere
Energieniveaus besetzt, sodaß sich beim Zerfall die Strahlung auf das
Kontinuum verteilt. Es findet also eine temperaturabhängige Umverteilung des
Energiniveaus auf andere Wellenlängen statt, die das Kontinuum erhöht.
Entstehung der Linien durch Zusammenstöße
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Querschnitt, stark vereinfacht
Thermisches Gleichgewicht
Kein thermisches Gleichgewicht
C12 g 2  E21

e
C21 g1
kT
Entstehung der Linien durch Zusammenstöße
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Was geschieht am Sonnenrand?
Das bisher gesagte gilt für die randfernen Bereiche der Sonne.
Die dort entstehende Strahlung kann wegen der geringen Dichte
ungehindert ohne Kollisionen entweichen. Daher haben wir statt der
Absorptions- Emisionslinien!
Thermisches Gleichgewicht
Kein thermisches Gleichgewicht
Parameter der Photosphäre
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Aus Michael Stix, The Sun
Weiteres Beispiel: ε Aur
Weiteres Beispiel: ε Aur
Aus D. Emerson, Interpreting astronomical spectra
Literatur
[1] R. J. Rutten, Radiative Transfer in Stellar Atmospheres,
http://www.astro.uu.nl/~rutten/Lecture_notes.html
[2] D. Mihalas and B. Weibel-Mihalas, Foundations of Radiation Hydrodynamics
[3] F. H. Shu, The Physics of Astrophysics, Vol. I Radiation
[4] D. Emerson, Interpreting astronomical Spectra
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