entstehung verschiedener spektren

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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie. Entstehung verschiedener Spektren • Ein heißer Körper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum aus • Eine heiße Gaswolke strahlt ein Emissionslinienspektrum aus - PowerPoint PPT Presentation

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  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieEntstehung verschiedener Spektren

    Ein heier Krper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum aus Eine heie Gaswolke strahlt ein Emissionslinienspektrum aus

    Geht kontinuierliches Licht durch ein Gas, so entsteht ein Absorptionsspektrum

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSpektrum der SonneExperiment: Spalt, Geradsichtprisma, Schirm Spektralfarben der SonneTaschenspektrograph Frauenhoferlinien

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSonnenspektrum Frauenhoferlinien

    Frauenhoferlinien dunkle Linien im Sonnenspektrum Linien entstehen durch Absorption in der Sonnenatmosphre (Photosphre, Chromosphre) C-, F-, G-, h-Linien sind die Linien Balmerserie (Wasserstoff: alpha, beta, gamma, delta) A-, B, a-, Y, Z- Linien tellurische Linien (Absorptionslinien der Erdatmosphre) Atome der Sonnenatmosphre absorbieren entsprechend den Energieniveaus Photonen W = h f Emission erfolgt richtungsunabhngig in alle Richtungen Schwchung der Strahlung dieser Frequenzen

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSonnenspektrumDas Spektrum stellt die aufflligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer.

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieAusschnitt Sonnenspektrum Sechs Spektrallinien im roten Wellenlngenbereich (von links nach rechts) Eisen, Sauerstoff, Eisen, Sauerstoff, Eisen ,Titan Eisenlinien entstehen in Sonnenatmosphre (Verbreiterung durch Dopplereffekt) Sauerstofflinien entstehen in Erdatmosphre

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieIntensitts-Diagramm Normierung der Intensitt des einfallenden Lichtes auf die Intensitt des Kontinuums Licht der ungestrten Sonnenoberflche hat die Intensitt 1,0

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieIntensitts-Diagramm Normierung der Intensitt des einfallenden Lichtes auf die Intensitt des Kontinuums Licht der ungestrten Sonnenoberflche hat die Intensitt 1,0

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieRotationsgeschwindigkeit der Sonne Rotationsgeschwindigkeit der Sonne kann mit dem Doppler-Effekt bestimmt werden Wellenlnge des Lichts ndert sich, wenn Beobachter und Lichtquelle sich relativ zueinander bewegen Blauverschiebung (Wellenlngenverkrzung), wenn sie sich aufeinander zu bewegen (Geschwindigkeit negativ) Rotverschiebung (Wellenlngenvergrerung), wenn sie sich von einander weg bewegen (Geschwindigkeit positiv)Vergleich von Sonnenspektren, die am Ostrand und am Westrand der Sonne aufgenommen wurden zeigt, dass die solaren Eisenlinien in Wellenlngenrichtung verschoben sind.Die terrestrischen Sauerstofflinien sind unverschoben.

    Aus der Verschiebung lsst sich die radiale Geschwindigkeit v berechnen, mit der sich die Sonnenrnder auf den Beobachter zu oder von ihm weg bewegen.

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSpektren vom Ostrand und Westrand der Sonne Eisenlinien vom Ostrand und Westrand sind gegeneinander verschoben. Die Verschiebung wird durch den Doppler-Effekt aufgrund der Bewegung des Sonnenrandes verursacht.Die Sauerstofflinien dienen zur Wellenlngenkalibration (Entstehung in der Erdatmosphre)

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSpektren der SonnenrnderAus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lsst sich die Rotationsgeschwindigkeitder Sonne bestimmen. Die Wellenlngendifferenz zwischen den Sauerstofflinien betrgt 0,0760 nm.

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSpektren der SonnenrnderAus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lsst sich die Rotationsgeschwindigkeitder Sonne bestimmen. Die Wellenlngendifferenz zwischen den Sauerstofflinien betrgt 0,0760 nm.

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieOptischer Doppler-Effekt

    (1) Quelle und Empfnger entfernen sich (Rotverschiebung)mit folgt Geschwindigkeit v1

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieOptischer Doppler-Effekt

    (2) Quelle und Empfnger bewegen sich aufeinander zu sich (Blauverschiebung)mit folgt Geschwindigkeit v2

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieOptischer Doppler-Effekt

    Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit Gravitation der Sonne bewirkt eine Rotverschiebung der Eisenlinien Eigenbewegung der Erde verursacht weitere Dopplerverschiebung

    - Die gleiche Linie wird am Ostrand und am Westrand beobachtet- Bestimmung der Differenz ihrer Positionen- Die Differenzbildung hebt die verschiedenen Effekte der Verschiebungen aufRotationsgeschwindigkeit

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieAuswertungRotationsgeschwindigkeit der Sonne

    Werner Rockenbach

  • SOFIA Astronomie SonnenspektroskopieSonnenrotationsdauer Tv Rotationsgeschwindigkeit der Sonne

    R Sonnenradius RDifferentielle SonnenrotationDie Sonnenrotationsdauer T ist abhngig von der heliographischen Breite. In der Nhe des quators rotiert die Sonne schneller als in hheren heliographischen Breiten.26,6 Tage < T < 29,3 Tage

    Werner Rockenbach