Astro_Licht

Astronomie NWT9
GZG FN
Sj. 09/10
Licht
Elektromagnetische
Strahlung
1
Astronomie, Kl. 9, Sj
09/10
GZG FN W.Seyboldt
Licht



Wir sehen Sterne, weil sie Licht aussenden.
Licht ist der Teil der elektromagnetischen Strahlung, der mit dem
Auge wahrgenommen werden kann. Fast alle Informationen, die wir
von den Sternen bekommen, erreicht uns in Form von elektromagnetischen Strahlen.
Eine elektromagnetische Welle ist eine Welle aus gekoppelten
elektrischen und magnetischen Feldern, die sich im leeren Raum mit
ziemlich genau 300 000 km/s ausbreiten.
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Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
GZG FN W.Seyboldt
Elektromagnetische Strahlung 1



Elektromagnetische Strahlung entsteht durch die
Schwingung elektrischer Ladungen und breitet sich als
elektrisch-magnetisches Wechselfeld im Vakuum aus.
Die Schwingung erfolgt dabei in Wellenform senkrecht
(transversal) zur Ausbreitungsrichtung
Das elektromagnetische Spektrum erstreckt sich von den
niederfrequenten Radiowellen über das sichtbare Licht
bis zur hochfrequenten Gammastrahlung. Dabei ist die
Energie der Strahlung proportional zur Frequenz.
Zwischen Wellenlänge λ und Frequenz f im Vakuum gilt
die folgende Beziehung:
λ ∙ f = λ /T = Strecke/Zeit = c = 299.792,458 km/s
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GZG FN W.Seyboldt
Elektromagnetische Strahlung 2
UKW = Ultra-Kurzwelle
HF = Very High Frequency
UHF = Ultra High Frequency
Radar = Radio Detecting and Ranging
IR = Infrarot (Wärmestrahlung)
UV = Ultraviolett
µm = Mikrometer (10-6 m)
nm = Nanometer (10-9 m)
pm = Picometer (10-12 m)
fm = Femtometer (10-15 m)
λ∙f=
=299.792.458 m/s
MHz = Megahertz (106 Hertz)
GHz = Gigahertz (109 Hertz
THz = Terahertz (1012 Hertz)
PHz = Petahertz (1015 Hertz)
EHz = Exahertz (1018 Hertz)
PC-Monitor
75 Hz / 4000 km
Langwelle
30 kHz, / 10km
UKW
30 MHz / 10m
Radar, Mikrowelle 1 GHz / 30cm
Rotes Licht
430 THz / 700nm
Violettes Licht 750 THz, / 400 nm
Röntgenstrahlung 30 PHz / 10nm
Gammastrahlung
3 EHz / 1pm
Kosmische Strahlung 3000 EHz / 1fm
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GZG FN W.Seyboldt
Licht und Augen
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Unsere Augen und unser Gehirn benutzen das Licht, um die Welt zu „sehen“
– wir erfahren mit Hilfe des Lichts, das Gegenstände aussenden oder
reflektieren, wie unsere Umwelt beschaffen ist. Das Wesentliche läuft dabei
im Gehirn ab.
Licht transportiert Energie. Das spüren wir auf der Haut und mit den
geschlossenen Augen – sie werden warm.
Unsere Retina (Netzhaut des Auges) enthält Millionen von Lichtrezeptoren.
Wir können 4 Arten unterscheiden. Stäbchen (120 Mio) reagieren auf wenig
Licht, drei Zäpfchen (6 Mio) reagieren auf verschiedene Wellenlängen des
Lichts: rot, grün, blau
Diese drei Arten der
Rezeptoren werden beim
Fernsehen ausgenutzt. Man
reizt diese Rezeptoren durch
drei Lichtpunkt, wie wenn
normales Licht auf das Auge
fällt.
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GZG FN W.Seyboldt
Licht und Materie
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

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Absorption
Transmission
Reflexion (diffus)
Reflexion (gerichtet)
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GZG FN W.Seyboldt
Geschichte der EMS
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1831: Das physikalische Konzept der elektrischen und magnetischen
Feldlinien, sowie der gegenseitigen Induktion elektrischer und
magnetischer Felder wurde von Michael Faraday (England)
aufgestellt und experimentell bewiesen.
1873: Der schottische Physiker James Clerk Maxwell entwickelt die
nach ihm benannten Gleichungen. Die 4 Maxwell'schen Gleichungen
beschreiben Licht als oszillierendes elektromagnetisches Feld und
erlaubten die theoretische Berechnung von dessen Ausbreitungsgeschwindigkeit.
1888: Der deutsche Physiker Heinrich Hertz konnte die von Maxwell
vorhergesagten Radiowellen künstlich erzeugen und nachweisen.
Zu Ehren von Hertz, dessen Experimente die Grundlagen der drahtlosen
Telegraphie und der Rundfunktechnik bildeten, erhielt die physikalische
Einheit der Frequenz seinen Namen (1 Hertz = 1 Schwingung pro Sekunde).
Aus quantenphysikalischer Sicht besteht elektromagnetische Strahlung aus
Photonen, siehe unten.
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Wie entsteht EMS?
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Wechselstrom: Die in Stromleitungen periodisch bewegten Elektronen, senden Radiowellen aus.
Funkwellen: Der in einer Dipolantenne fliessende Wechselstrom führt zur Abstrahlung von
Radiowellen, die für Kommunikations-Zwecke genutzt werden können. Auch kosmische Objekte
mit starken Magnetfeldern können Radiowellen aussenden (Radioastronomie).
Mikrowellen: Sie haben eine höhere Frequenz als Radiowellen und können polare Moleküle zur
Rotation anregen.
Infrarotstrahlung: Wärmestrählung entsteht durch die Schwingung von Molekülen und geht von
heissen Objekten, wie z.B. einem Ofen aus. Da infrarotes Licht Gas- und Staubwolken
durchdringen kann, werden in diesem Wellenlängenbereich auch astronomische Beobachtungen
durchgeführt.
Sichtbares Licht: Das mit den Augen wahrnehmbare Licht - 700nm (Rot) bis 400nm (Violett) entsteht bei Energieübergängen von Valenzelektronen in den Außenhüllen von Atomen und
Molekülen. Die optische Astronomie mit Fernrohren nutzt die Durchlässigkeit der irdischen
Atmosphäre für sichtbares Licht.
Ultraviolettes Licht: UV-Licht hat eine etwas höhere Frequenz als sichtbares Licht und entsteht
ebenfalls bei Elektronenübergängen. Es ist ein unsichtbarer Bestandteil des von der Sonne
empfangenen Lichts und kann photochemische Reaktionen auslösen. In Solarien dient UV-Licht
zur kosmetischen Bräunung der Haut.
Röntgenstrahlung (X-ray): Die nach ihrem Entdecker Wilhelm Conrad Röntgen benannte,
hochfrequente Strahlung entsteht beim Sturz von Elektronen aus den Aussenhüllen von Atomen
auf kernnahe, innere Orbitale und kann menschliches Gewebe ungehindert durchdringen. Auch
extrem heisse kosmische Objekte oder Materie, die in ein Schwarzes Loch fällt, senden
Röntgenstrahlung aus (Röntgenastronomie).
Ionisierende Strahlung: Die äusserst hochfrequente Gammastrahlung entsteht beim Zerfall
schwerer Atomkerne oder bei Nuklearreaktionen in Sternen. Auch extreme kosmische Ereignisse,
wie z.B. Supernova-Explosionen, senden grosse Mengen an Gammastrahlung aus.
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Licht transportiert Energie

Licht überträgt Energie in Energiepaketen. Diese Ener-giemenge
wird von den Atomen immer aufgenommen, wenn Licht abgegeben
wird. Licht besteht aus Photonen.

Für die Energiemenge eines Photons gilt
E=h∙f =h∙ c/λ
h = Plancksche Konstante = 6,626∙10-34Js = 4,136∙10-15eVs

Die Energie eines Photons wird oft in eV (Elektronenvolt) angegeben. Dabei ist 1 eV
die Energie, die ein Elektron hat, wenn es eine Spannung von 1 V durchlaufen hat. 1 V
ist die Energiedichte 1 J pro 1Q, Die Ladungsmenge Q=1C besteht aus 6,25*1018
Elektronen. Es gilt also
1
19
1eV 
J

1,
6

10
J
18
6, 25 10
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Stephan-Boltzmann-Gesetz


Ein Schwarzer Körper (auch: Schwarzer Strahler,
planckscher Strahler) ist ein idealisierter Körper, der auf
ihn treffende elektromagnetische Strahlung bei jeder
Wellenlänge vollständig absorbiert. Er ist zugleich eine
ideale thermische Strahlungsquelle, die elektromagnetische Strahlung mit einem charakteristischen, nur von
der Temperatur abhängigen Spektrum aussendet.
Das Stefan-Boltzmann-Gesetz ist ein physikalisches
Gesetz, das die thermisch abgestrahlte Leistung eines
idealen Schwarzen Körpers in Abhängigkeit von seiner
Temperatur angibt. σ = 5,67*10-8 W/m2/K4
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Aufgaben

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Plancksches Strahlungsgesetz

Das Plancksche
Strahlungsgesetz
beschreibt die Verteilung
der elektromagnetischen
Energie des thermischen
Strahlungsfeldes eines
schwarzen Körpers in
Abhängigkeit von der
Wellenlänge der Strahlung.
.
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Spektrum des Lichts


Durch Brechung am optischen
Prisma oder durch Beugung an
Gittern gelingt es, „weißes Licht“
in Spektralfarben zu zerlegen.
Man kann drei Arten unterschieden:
–
–
–

13
Kontinuierliches Spektrum, Licht von
einem heißen Körper
Emissionslinienspektrum: Licht von
einem warmen Gas (z.B. Neonröhre)
Absorptionslinienspektrum: Licht einer
heißen Quelle, das durch ein kaltes Gas
ging, z.B. Licht von der Sonne
Siehe
http://www.leifiphysik.de/web_ph09_g8/grundwissen/07spektren_typ/spektren_typ.htm
und BuAstronomie_LichtKap5b.pdf S.225
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Spektrum von Lichtquellen


Manche Körper senden ein
kontinuierliches Spektrum
aus, z.B. die Sonne oder ein
heißer Körper von rund
3000°C.
Andere Körper, z.B.
Neonröhren (jedes
leuchtende Gas bei
niedrigem Druck), senden
ein Linienspektrum aus.
Dieses Spektrum ist
spezifisch für das jeweilige
Gas.
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Absorptionslinienspektrum


Befindet sich zwischen einer
kontinuierlichen Lichtquelle
und dem Prisma z. B.
Natriumdampf, dann entsteht
ein Absorptionsspektrum. Von
dem durchstrahlten Körper
werden genau die Teile des
Spektrums absorbiert, die er
selbst aussenden würde,
wenn er leuchtet.
Fraunhofer entdeckte 1814,
dass es im Spektrum des
Sonnenlichts zahlreiche
dunkle Linien gibt. Ähnliche
Linien findet man auch bei
der spektralen Zerlegung des
Lichts anderer Sterne.
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Rotverschiebung



Fährt ein Gegenstand auf einen zu, so ist der Abstand der
Wellenberg verkürzt, die Frequenz also erhöht. Entfernt er
sich von uns, so ist der Abstand der Wellenberge
verlängert, die Frequenz also erniedrigt. Dies nennt man
Dopplereffekt.
Bei Galaxien, die weit weg sind, sind die Fraunhoferschen
Linien zum roten hin verschoben, zu niedrigeren
Frequenzen (zu größeren Wellenlängen)
Das bedeutet, dass
sich Galaxien, die weit
weg sind, von uns
entfernen, und zwar je
weiter weg sie sind,
desto schneller.
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Aufgaben
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

Bearbeite das Arbeitsblatt
AB_EnergiehaushaltErde.doc
Berechne die Energie des blauen Lichts der
Wellenlänge 500 nm. Gib die Energie in eV an.
Bearbeite das Aufgabenblatt AB_Licht.doc
(nachdem du das Kapitel 5 des Buches Astronomie gelesen hast)

Sichtbares Licht ist nur ein kleiner Teil des so genannten
elektromagnetischen Spektrums.
–
–
Lese hierzu im Internet unter dem Link
http://www.weltderphysik.de/de/3790.php (siehe) die Infos zu den
dort vorgestellten 7 Bereichen.
Notiere zu jedem Bereich ein paar Sätze im Heft.
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Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
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Strahlung der Sonne 1
• Die Sonne wandelt in ihrem
Zentrum bei 15 Mio Grad
Wasserstoff in Helium um.
Dabei entsteht viel Energie,
die im Lauf vieler
Jahrtausende an die
Oberfläche der Sonne
wandert und dann von der
Sonnenoberfläche abgestrahlt
wird.
• Ihre Oberfläche ist etwa
5800K warm. Sie strahlt die
Energie, die aus dem
Sonneninnern kommt in Form
von Wärmestrahlung, einer
temperaturspezifischen
Mischung unterschiedlicher
elektromagnetischer
Strahlung, an den Weltraum
ab.
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Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
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Strahlung der Sonne auf der Erdoberfläche







Die Strahlung der Sonne transportiert Energie. Ein sehr geringer Teil dieser von
der Sonne abgestrahlten Energie kommt auf die Erde.
Solarkonstante E0 = 1367 W/m2
Der Abstand der Erde von der Sonne schwankt infolge der Bahnexzentrizität
zwischen 1,47 · 108 km und 1,52 · 108 km. Daher nimmt die Bestrahlungsstärke
Werte zwischen 1325 W/m² (Juli) und 1420 W/m² (Januar) an.
Ein Teil der Strahlung wird von der Atmosphäre reflektiert. Der Rest kommt zum
Erdboden, etwa 1000 W/m2.
Ist die Fläche, auf die die Strahlung einfällt nicht senkrecht zur
Strahlungsrichtung, sondern um einen Winkel φ geneigt, dann verteilt sich die
Energie auf eine größere Fläche. Die Strahlungsenergie ist dann nur
1000· cos(φ) W/m2
Steht die Sonne also 50° über dem Horizont, so ist die Erdfläche um (90-50)°
gegen die Strahlung geneigt. Die Strahlungsleistung ist dann nur 1000· cos(9050°) W/m2 = 1000· sin(50°) W/m2 = 760 W/m^2.
Die Strahlungsleistung kann in Deutschland deshalb je nach Standort und
atmosphärischen Bedingungen nur eine Energiemenge von 900 -1200
Kilowattstunden pro Quadratmeter und Jahr liefern. Anders sieht es z. B. in der
Sahara aus, wo die Einstrahlung ca. 2200 Kilowattstunden pro Quadratmeter
und Jahr erzeugen kann.
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GZG FN W.Seyboldt
Absorption der Strahlung in der Atmosphäre
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Spektrum der Sonnenstrahlung 1
Das Spektrum der Sonnenstrahlung besteht zu
52% aus sichtbarem Licht (λ=400-800 nm), mit dem wir Dinge sehen
können.
44% aus unsichtbarer Infrarotstrahlung (λ=800-1400 nm). Wir spüren diese
Strahlung als Wärmestrahlung.
4% aus unsichtbare ultraviolette (UV-) Strahlung (λ=100-400 nm). Diese
Strahlen spüren wir nicht, sie sind aber gesundheitsschädlich.
UVA (95%, 320-400nm),
UVB (5%, 280-320nm, führen 1000 mal schneller zu Sonnenbrand,
UVC (gelangen nicht zur Erde, 100-280nm)
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Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
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Spektrum der Sonnenstrahlung 2




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Diese Absorptionslinien, die von
Josef von Fraunhofer 1814
erstmals näher untersucht
wurden, tragen den Namen
Fraunhofer-Linien
Durch eine genaue
Untersuchung der FraunhoferLinien kann man die
chemischen Elemente in der
Sonne feststellen. Man kann
sogar aus der Intensität der
Fraunhofer-Linien auf die
Häufigkeit dieser Elemente in
der Sonnenatmosphäre
Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
schließen.
Die Astronomen untersuchen das
Spektrum der Sonne (der Sterne) mit einer
anderen Zielsetzung. Sie fächern das Licht
mit einem Prisma farbig auf. Dies ist seit
Newton bekannt, die Brechungszahl in
Glas ist wellenlängenabhängig.
Dem kontinuierlichen Sonnenspektrum
sind eine Vielzahl von Absorptionslinien
überlagert, die entweder durch die
Absorption in der Photosphäre der Sonne
oder durch Absorption in der
Erdatmosphäre entstehen.
GZG FN W.Seyboldt
Temperatur der Sterne




Genau so wie man die
Spektralverteilung der Sonne
untersucht, bestimmt man die
Spektralverteilung der Sterne.
Dabei stellt man fest, dass die Sterne
sich (fast) wie so genannte
Schwarzkörperstrahler verhalten.
Damit kann man aus der Helligkeit
und der spektralen Verteilung auf die
Temperatur der Sterne schließen.
Allerdings ist dies sehr aufwändig
und kann nur bei wenigen Sternen
Anwendung finden.
Deshalb verwendet man meist nur
die Farbhelligkeit in drei Bereichen
(B: blau, V: gelb, U: ultraviolett)
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Farbindex und Temperatur


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Beim Verfahren Farbindex wird ein Himmelsabschnitt mit einem Rotund Blaufilter fotografiert. So erhält man von einem Stern ein jeweils
unterschiedlich helles Abbild. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich
wird mit fotografischer Helligkeit mB bezeichnet, die im roten
Spektralbereich als visuelle Helligkeit mv. Die Differenz mB - mv wird als
Farbindex bezeichnet. Je kleiner der Farbindex ist, desto heißer ist der
Stern (-0,3: 3000K, 0: 9500K, 0,6:5900, 1:4800K)
Farbindex von ±0,00 entspricht der Farbe bläulichweiß (Rigel), +0,09 ist
weiß (Deneb), unsere Sonne hat einen Farbindex von +0,65 (gelblich),
Beispiele für Extrema sind der Rubinstern mit einem Farbindex von
+2,06 (tiefrot und kalt) und Spica mit –0,23 (blau heiß)
Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
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Quantenobjekte

Das Ergebnis von Experimenten:
– Bei der Ausbreitung verhalten sich kleine Teilchen
(Elektronen, Atome, Moleküle) und Licht wie eine
Welle – man kann keinen Ort angegeben, auf dem sie
sich bewegen.
– Bei der Wechselwirkung der Teilchen mit der anderen
Materie verhalten sie sich aber wie Teilchen – sie sind
an genau einer Stelle des Ortes. Und sie haben eine
relativ genaue Energiemenge (aber:
Unschärferelation).
– Man sagt, Licht und kleine Teilchen sind Quanten.

Man kann mit den Formeln der Quantenmechanik sehr präzise
Voraussagen machen, wie sich die Teilchen verhalten –
man rechnet mit Wahrscheinlichkeiten (Schrödingergleichung,
Kopenhagener Interpretation der Rechenergebnisse.)
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Doppelspaltversuch


Licht und (kleine) Teilchen verhalten sich für uns Menschen
unvorstellbar:
Ein Beispiel:
– Wir senden Licht geringer Intensität oder wenige
Elektronen pro Sekunde auf eine Wand mit zwei Spalten.
Ein Teil der Teilchen, des Lichts geht durch die Spalte und
trifft danach auf einen Schirm.
– Die Stellen, an denen die Teilchen, das Licht auftreffen,
sind merkwürdig verteilt. Sie treffen nicht einfach hinter
den Spalten auf, sondern ihre Verteilung hängt von dem
Abstand der Spalte, der Größe der Spalte und der
Energie der Teilchen ab.
– Man kann erreichen, dass hinter den Spalten kein
Lichtpunkt auftrifft, sondern die Lichtpunkte bevorzugt
zwischen den Spalten auftreffen!

Die Elektronen bewegen sich offensichtlich nicht auf Wegen,
sondern über einen großen Raumbereich verschmiert.
Trotzdem kommen sie aber immer an einem bestimmten
Punkt an. Ein Elektron oder ein Photon „geht“ gleichzeitig
durch beide Spalte.

Siehe http://www.iap.uni-bonn.de/P2K/schroedinger/two-slit2.html oder
http://www.leifiphysik.de/web_ph10_g8/materialseiten/09lichtwelle.htm oder http://homepages.physik.uni-
26
muenchen.de/~milq/kap6/images/kap6.pdf
Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10
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