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Sonnenspektrum
Fraunhofer Linien = schwarze Linien im Sonnenspektrum
Wasserstoffemissionslinien
Beugungsbilder
Berechnung der Wellenlänge der
Beugungsbilder
Max. 1. Ordng.
s
Röhre
Gitter
a
d
k    b  sin a
s
 tan a
d
1.Ordng.: k = 1
0. Ordng.
1. Ordng.

 s 
  b  sin a  b  sin arctan  
 d 

Erklärung der Spektrallinien
In Atomen können Elektronen nur diskrete Energiewerte
annehmen. Wird ein Elektron durch „Anregung“ auf ein
energetisch höheres Niveau gehoben, so fällt es in kurzer
Zeit (~10-8 s) auf ein niederes und emittiert ein Photon.
1

En  Rhc1  2 
 n 
Energie E=hf
E5 n=5
E3 n=3
E2 n=2
E1 n=1
Übergang von n2 nach n1:
1 1
h  f  En2  En1  Rhc 2  2 
 n1 n2 
 1
hc
1 
 Rhc  2  2 

 n1 n2 
 1
1
 R 2  2 

 n1 n2 
1
Erklärung der Spektrallinien
z. B. Ha: n1 = 2, n2 = 3
1 1
 R      656nm

 4 9
1
Energie des Photons:
E
hc

 1,89eV
Entstehung der Fraunhofer Linien
Emissionsspektrum
Absorptionsspektrum
Versuch zur Absorption
Hg-Dampflampe
oder
Na-Dampflampe
Na-Flamme
Schirm
Ist die Lichtquelle eine Na-Dampflampe, so wirft die Flamme
einen Schatten auf den Schirm.
Bei einer Hg-Dampflampe entsteht keine Schattenwirkung.
Versuch zur Absorption: Erklärung
Photonen müssen ihre gesamte Energie an das Quantensystem
Atom abgeben; Absorption ist nur dann möglich, wenn eine
passende Energiestufe vorliegt.
.
h f
E2
h.f
E1
Absorption
Emission in alle
Raumrichtungen
Fraunhofer Linien
In der Photosphäre der Sonne werden Photonen mit
passender Wellenlänge absorbiert (H-Spektrum). Da
bei der Reemission keine Richtung bevorzugt ist, ist
die Strahlung, die zur Erde gelangt, extrem schwach.
Es erscheinen schwarze Linien im kontinuierlichen
Sonnespektrum
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