Spektroskopie in der Astronomie

Präsentation zum Thema: "Spektroskopie in der Astronomie"—  Präsentation transkript:

1 Spektroskopie in der Astronomie
Der Fingerabdruck eines Sterns Gleich zu Anfang Ich denke ihr werdet es erkennen welches Foto wir gemacht haben und welche die Profis Und mit wir meine ich den Pluskurs den ich besuche

2 Übersicht Grundbegriffe Funktionsweise eines Spektrographen
Wie kommt ein Spektrum zu Stande? Die Spektralklassen Erste Anfänge Was verrät uns das Spektrum eines Sterns? Quellen Zu erst will ich euch ein paar Grundbegriffe näher bringen und danach gleich die funktionsweise eines Spektroskops. Dann wird ich die frage wie ein Spektrum zustande kommt beantworten. Gleich danach noch die Spektralklassen und die ersten Anfänge Im Teil „Was verrät uns das Spektrum eines Sterns“ werde ich nicht nur diese Frage beantworten sondern euch auch ein paar Fragen stellen! Und am ende wie immer meine quellen!

3 Grundbegriffe Absorbtionsspektrum Emmisionsspektrum Spektralklassen
Doppler-Effekt Expansion des Alls Ionisiert das Absorbtions- und Emissionsspektrum und die Spektralklasssen werde ich etwas später noch genauer erklären. Ihr alle kennt den Dopplereffekt ich gluaub ich brauche ihn nicht zu erklären {aus dem Alltag wenn ein Auto näher kommt hört es sich tiefer an als wenn es sich entfernt} Das selbe funktioniert auch mit Lichtwellen wenn sich ein Objekt von uns weg bewegt wir das Licht in den energieärmeren also in den roten teil des Spektrums verschoben der sich auf allen Bildern rechts befindet Expansion des Alls gibt es nur kurz zu sagen, dass je weiter sich ein Objekt von uns weg befindet desto schneller es sich von uns weg bewegt das wird später einmal kurz vorkommen Ionisiert bedeutet, dass das Gas in der Sternatmosphäre so heiß ist, dass sich die e- vom Atomkern befreit haben und frei im Stern bewegen

4 Funktionsweise eines Spektrographen
Das ist der DADOS Spaltspektrograph den wir im Pluskurs für die Spektroskopie verwenden. Beim DADOS Spektrographen handelt sich beim Herzstück um ein Reflexionsgitter. Auf einem Spiegel werden mittels einem Diamantschneider Rillen eingeritzt wodurch das licht gebrochen wird. Um die 900 pro mm je mehr Rillen desto höher die Auflösung. Zusätzlich hat der DADOS Spektrograph noch drei verschieden dicke Spalte wodurch man die richtige Auflösung für jedes Objekt wählen kann

5 Wie kommt ein Spektrum zu Stande
Es gibt verschiedene Arten von Spektren das kontinuierliches Emissionsspektrum das Emissionsspektrum und das Absorbtionsspektrum. Beim Kont. Spek. Wird ein Festkörper zum leuchten gebracht *z.B.: durch erhitzen wie bei einer Glühbirne und der Körper leuchtet im gesamten Spektrum gleich hell. Hier unsere Aufnahme einer Glühbirne. Das Emissionsspektrum entsteht durch Gas das zum leuchten angeregt wird. Die Elektronen werden durch z.B. elektrische Energie in eine höhere schale angehoben und emittieren beim zurückfallen die selbe Energie in Form von Licht. *Bestes bsp. Leuchtstoffröhre in diesem fall eine Neonröhre Beim Absorbtionsspektrum wird ein Elektron durch ein Photon, das von der dahinterliegenden Lichtquelle kommt, in eine höhere Bahn gehoben. Das geht jedoch nicht mit jedem Photon. Das Photon muss genau die Energie besitzen die das e- für den Schalensprung braucht weshalb nur einzelne Linien im Spektrum fehlen. *Nehmen wir als Versuchsobjekt ein H Atom das nur ein e- besitzt. Dieses e- kann nicht nur von der 1. schale in die 2. springen sondern von einer anderen Schale in eine noch höhere also auch von der 2. in die 5. demnach gibt es einen Haufen an Kombinationen sog. Serien die nach ihren Entdeckern benannt sind wobei jede Serie eine andere ausgangsschale hat. Viele der Serien liegen im unsichtbaren Spektrum des Lichts die Linien der Balmer Serie liegen zum größten teil im sichtbaren licht und startet von der 2. Schale aus. N ist die Schalenzahl E ist die Energie die nötig ist um das e- in die jeweilige schale springen zu lassen Hier kann man auch erkennen, dass je höher die schalen werden umso kleiner die Energiediff. Wird *Bei diesem Spektrogramm des Sterns Sirius kann man das gut beobachten

6 Die Spektralklassen Oh be a fine girl, kiss me! Ohne Bier aus‘m Fass
gibt‘s koa Mass! Durch diese Absorbtionslinien lassen sich die Sterne in bestimmte Spektralklassen einteilen die Klassen O, B, A, F, G, K un M Wer aus unverständlichen Gründen Schwierigkeiten hat sich diese Klassen zu merken, kann auf 2 Merksätze zurückgreifen: * Bald merkte man, dass die Einteilung zu grob war und fügte die Ziffern 0-9 hinzu unsere sonne ist z.B. ein G2 Stern Die Einteilung durch das Spektrum begründet auf der Temperatur des Sterns. Denn mehr Temperatur bedeutet mehr Energie für die Elektronen. Deshalb stehen die heißen O Sterne ganz oben. Diese Sterne sind mit ° Oberflächentemperatur so heiß, dass das Gas fast vollständig ionisiert ist und deshalb die e- nichtmehr auf höhere schalen gehoben werden können, wodurch nur noch sehr dünne Linien vorhanden sind. Die weißen A Sterne haben genau die richtige Temperatur um die meisten Linien zu zeigen, die kühlen M-Sterne sind jedoch so kalt, dass sie die e- nichtmehr in höhere schalen heben können, ja sie sind sogar so kühl, dass es schon Moleküle gibt

7 Erste Anfänge Sonne  Stern 1860 Nachweis von Absorbtionslinien
Absorbtionslinien der Sonne zugewiesen 1901 Einteilung in Spektralklassen Vor 200 Jahren schon konnte man das Spektrum verschiedener Sterne ansehen jedoch wusste niemand was diese Linien bedeuten, als man sie verglich kam man darauf, dass einige Sterne die selben Linien wie die sonne aufweisen. Ab diesem Zeitpunkt stand fest dass die sonne nichts anderes als ein naher Stern ist Bereits 1860 konnte G. Kirchhoff zeigen, dass die von dem Wissenschaftler Fraunhofer im Spektrum des Sonnenlichts gefundenen dunklen Absorptionslinien durch Dämpfe verschiedener Elemente hervorgerufen werden. 1868 weißte der schwedische Physiker A. J. Angström 800 Absorptionslinien des Sonnenlichts verschiedenen chemischen Elementen zu. 1901 wurden eine Einteilung der Spektralklassen durch A.J. Canon getroffen die sich bis heute hielt.

8 Was verrät uns das Spektrum eines Sterns?
Masse & Alter Temperatur Inhaltsstoffe Bewegung Entfernung Rotationsgeschwind Partner Teilweise kann man aus dem Spektrum eines Sterns seine Masse und Alter auslesen. Was man immer auslesen kann ist seine Temperatur die dann die Spektralklasse angibt wie wir oben schon gehört haben. und die Inhaltsstoffe! *Zum vergleich das Spektrum einer Quecksilber und einer Neon Röhre So und jetzt kommt wie versprochen der Teil beim dem ich euch ein paar fragen stelle *Fangen wir mit etwas leichtem an! Hier seht ihr das Spektrogramm des Sterns Tau-Ceti ein sonnenähnlicher Stern jedoch ist das Spektrum nach links verschoben! Was bedeutet das? *Ja wie bei den Grundbegriffen schon erwähnt gilt der Dopplereffekt auch für licht also……..(bewegt sich auf uns zu, Entfernungsmessung durch Rotverschiebung, am weitesten entfernte Objekt, Verschiebung von 8,2, 13Mrd. Lichtjahre) *So hier das nächste Bild des Sterns mü-Virgis ebenfalls ein sonnenähnlicher Stern, jedoch sind seine Spektrallinien stark verbreitert was kann das bedeuten?... Tipp: was passiert wenn sich der Stern auf uns zu bewegt? Und was wenn er sich entfernt? Wie kann sich ein Stern also auf uns zu und von uns weg bewegen? *Na indem er rotiert denn dann bewegt sich die eine Seite von uns weg und die andere auf uns zu *Und zu guter letzt noch ein weiteres Spektrum eines Sterns bei dem wir erkennen dass die Linien einmal eine Blau- und dann wieder eine Rotverschiebung aufweisen und dazwischen normal sind was hier noch fehlt ist dass sich dieser Vorgang wiederholt. * Und nun noch ein letzte, kleine Herausforderung, leider kein Bild…; zeichnen, nur ein großer; *Das ist der fall wenn wir von der ebene in ein Doppelsternsystem schauen

9 Quellen Literatur: „Weißt du, wie viel Sterne Stehen?“
Harald Lesch, Jörn Müller