Untersuchung von Sternenlicht

KZO Wetzikon
Untersuchung von Sternenlicht
Astronomiefreifach HS 2001/2002
Stefan Leuthold
Geometrische Optik: Licht als Strahl
 Reflexion (Umbeugung)
 Refraktion (Brechung)
a
a


a
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht.
a
Folie Nr. 2
Licht als Welle
 Dispersion
 Absorption
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Folie Nr. 3
Licht als Welle |2
 Warum ist Glas durchsichtig?
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Folie Nr. 4
Licht als Welle |3
 Polarisation
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Folie Nr. 5
Licht als Welle |4
 Beschreibung einer Welle
~  n
v
·n

h·n
v
A
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Folie Nr. 6
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.
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H
e–
p+ | n
C
Folie Nr. 7
Licht |2
 Erhält das Elektron Energie springt es von der
K-Schale auf die M-Schale.
 Wieviel Energie? Wenn
die Schalen EnergieN
zustände darstellen gibt
M
L
es eine bestimmte
K
Menge Energie, die notwendig ist, um von der
K-Schale auf die M-Schale
zu springen.
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Folie Nr. 8
Beispiele
M: -1,51 eV
Energie benötigt: 1,88 eV M: -1,51 eV
L: -3,39 eV
L: -3,39 eV
K: -13,6 eV
K: -13,6 eV
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Energie wird
frei: 10,21 eV
Folie Nr. 9
Licht |3
 Diese so erhaltene Energie entspricht gemäss
E = h · n einer Frequenz und damit einer Farbe.
 Energie in Elektronenvolt 1 eV = 1,602 ·10-19 J
Planck‘sche Konstante h = 6,62608 · 10-34 Js
Lichtgeschwindigkeit c = 299‘792‘458 m/s
Übungen
a) 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?
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Folie Nr. 10
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.
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Folie Nr. 11
Licht |5
 Während die LymannSerie komplett im
unsichtbaren Bereich
liegt, entsprechen die
Energien der BalmerSerie Photonen im
sichtbaren Bereich
(vgl. Übungen Folie 10).
 Die Linien werden
mit Ha, H, H usw. bezeichnet.
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4
5
3
2
1
Folie Nr. 12
Spektrum
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Folie Nr. 13
Spektrum |2
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Folie Nr. 14
Balmer Serie: Wasserstofflinien
H
n=2 auf n=6
H
n=2 auf n=5
H
n=2 auf n=4
Ha
n=2 auf n=3
410.2 nm
434 nm
486.1 nm
656.3 nm
 Wenn wir Sternenlicht auffächern in das
Spektrum sagen uns die Spektrallinien, von
welchen Atomen das Licht des Sternes stammt.
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Folie Nr. 15
Temperatur und Linienstärke
 Je grösser T, destö höher die Energiezustände
Kühler Stern
T < 7000 K
Mittlerer Stern
T ≈ 10‘000 K
Heisser Stern
T > 20‘000 K
Meiste e– im
Zustand n=1
Balmer-Serie
schwach
Sehr viele e– im
Zustand n=2
Balmer-Serie
stark
Meiste e– im
Zustand n≥3
Balmer-Serie
schwach
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Folie Nr. 16
Temperatur und Linienstärke |2
Violette Sterne
sind sehr heiss
mit schwachen
Balmer-Linien
Bläuliche
Sterne sind
heiss mit den
stärksten
Balmer-Linien
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Gelbliche
Sterne sind
mässig heiss
mit schwachen
Balmer-Linien
Rote Sterne
sind kalt mit
schwachen
Balmer-Linien
Folie Nr. 17
Spektralklassen
 Mit dem Zusammenhang zwischen Spektrum
und Temperatur teilt man die Gesamtheit aller
Stern ein in die folgenden Spektralklassen:
O
B
A
F
G
K
M
violett
>28'000K
blau
10'00028'000K
blau
7'50010'000K
stЉrkste
BalmerLinien,
andere
starke
Linien
blau-weiss
6'0007'5000K
weiss-gelb
5'0006'000K
BalmerLinien
schwach,
dominant
sind
ionisierte
Ca-Linien
orange-rot
3'5005'000K
neutrale
MetallLinien am
stЉrksten
rot
<3'500K
wenig
sichtbare
Absorptions
linien,
schwache
BalmerLinien
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Folie Nr. 18
Spektren
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Folie Nr. 19
Sonnenspektrum (G-Stern)
Beispiele
G
M
F
B
O/A
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Folie Nr. 21
Analyse des Spektrums
Mathematik
Grösse des
Sterns
(Physik)
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Folie Nr. 22
Analyse des Spektrums |2
 Eine genauere Analyse eines Spektrums
bekommt man, wenn man statt der
Absorptionslinien alleine auch die Intensität
betrachtet:
Intensität
Absorptionsspektrum
Emissionsspektrum
Wellenlänge
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Folie Nr. 23
Analyse des Spektrums |3
Intensität
Ultraviolett,
Rönten-,
Gammastrahlen
Sichtbares
Licht
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Infrarot
Wellenlänge
Folie Nr. 24
Analyse des Spektrums |4
Intensität
Wellenlänge
Absorbierte Wellenlänge
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Folie Nr. 25
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?
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Folie Nr. 26
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
s: Stefan-Boltzmann-Konstante
E = s T4
 Wien‘sches Verschiebungsgesetz
=
a = 0,00289 m·K
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Folie Nr. 27
Schwarzkörperstrahlung |2
 Die Lage des Maximums und die Intensität
lassen auf die Temperatur schliessen.
Intensität
heisser als Sonne
Sonne
Je weiter rechts das
Maximum, desto kälter
der Stern.
kälter als Sonne
Wellenlänge
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Folie Nr. 28
Schwarzkörperstrahlung |3
 Die Form der Kurve lässt auf die Temperatur
schliessen.
Intensität
heisser als Sonne
(Rigel, Sirius)
Sonne
kälter als Sonne (Arktur,
Aldebaran)
Wellenlänge
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Folie Nr. 29
Spektralverschiebung
 Das gleiche Spektrum (:= identische Anordnung
und Breite der Linien) kann bei verschiedenen
Sternen rot- oder blauverschoben sein.
Stern mit blauverschobenem Spektrum
Intensität
Sonne
Stern mit rotverschobenem Spektrum
Wellenlänge
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Folie Nr. 30
Spektralverschiebung |2
 Blauverschiebung
Das Objekt bewegt sich schnell auf die Erde zu,
es kommen in gleichen Zeitabschnitten immer
mehr Wellen an, Wellenlänge wird kürzer.
Spektrum eines Objektes, das sich gegenüber der Erde nicht bewegt
Objekt bewegt sich schnell auf Erde zu:
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Folie Nr. 31
Spektralverschiebung |3
 Rotverschiebung
Das Objekt bewegt sich schnell von Erde weg,
es kommen immer weniger Wellen in gleichen
Zeitabschnitten an, Wellenlänge wird länger.
Spektrum eines Objektes, das sich gegenüber der Erde nicht bewegt
Objekt bewegt sich schnell von Erde weg:
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Folie Nr. 32
Verbreiterung des Spektrums
 In heissen Sternen bewegen sich die einzelnen
Partikel sehr schnell und senden so mehr rotbzw. blauverschobenes Licht aus.
Intensität
Intensität
Heisser
Stern
Kalter
Stern
Wellenlänge
Astronomie. Untersuchung von Sternenlicht.
Wellenlänge
Folie Nr. 33
Welches Spektrum sieht man?
SchwarzkörperStrahler
Absorptionsspektrum
des Gases
Kontinuierliches
Spektrum
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Emissionsspektrum
des Gases
Folie Nr. 34
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.
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Folie Nr. 35