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20. Mai 2014Werner Rockenbach1 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Entstehung verschiedener Spektren Ein heißer Körper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum.

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1 20. Mai 2014Werner Rockenbach1 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Entstehung verschiedener Spektren Ein heißer Körper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum aus Eine heiße Gaswolke strahlt ein Emissionslinienspektrum aus Geht kontinuierliches Licht durch ein Gas, so entsteht ein Absorptionsspektrum

2 20. Mai 2014Werner Rockenbach2 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektrum der Sonne Experiment: Spalt, Geradsichtprisma, Schirm Spektralfarben der Sonne Taschenspektrograph Frauenhoferlinien

3 20. Mai 2014Werner Rockenbach3 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenspektrum – Frauenhoferlinien Frauenhoferlinien – dunkle Linien im Sonnenspektrum Linien entstehen durch Absorption in der Sonnenatmosphäre (Photosphäre, Chromosphäre) C-, F-, G-, h-Linien sind die Linien Balmerserie (Wasserstoff: alpha, beta, gamma, delta) A-, B, a-, Y, Z- Linien tellurische Linien (Absorptionslinien der Erdatmosphäre) Atome der Sonnenatmosphäre absorbieren entsprechend den Energieniveaus Photonen ΔW = h f Emission erfolgt richtungsunabhängig in alle Richtungen Schwächung der Strahlung dieser Frequenzen

4 20. Mai 2014Werner Rockenbach4 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenspektrum Das Spektrum stellt die auffälligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer.

5 20. Mai 2014Werner Rockenbach5 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie

6 20. Mai 2014Werner Rockenbach6 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Ausschnitt Sonnenspektrum Sechs Spektrallinien im roten Wellenlängenbereich (von links nach rechts) Eisen, Sauerstoff, Eisen, Sauerstoff, Eisen,Titan Eisenlinien entstehen in Sonnenatmosphäre (Verbreiterung durch Dopplereffekt) Sauerstofflinien entstehen in Erdatmosphäre

7 20. Mai 2014Werner Rockenbach7 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Intensitäts-Diagramm Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0

8 20. Mai 2014Werner Rockenbach8 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Intensitäts-Diagramm Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0

9 20. Mai 2014Werner Rockenbach9 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Rotationsgeschwindigkeit der Sonne Rotationsgeschwindigkeit der Sonne kann mit dem Doppler-Effekt bestimmt werden Wellenlänge des Lichts ändert sich, wenn Beobachter und Lichtquelle sich relativ zueinander bewegen Blauverschiebung (Wellenlängenverkürzung), wenn sie sich aufeinander zu bewegen (Geschwindigkeit negativ) Rotverschiebung (Wellenlängenvergrößerung), 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 Wellenlängenrichtung verschoben sind. Die terrestrischen Sauerstofflinien sind unverschoben. Aus der Verschiebung lässt sich die radiale Geschwindigkeit v berechnen, mit der sich die Sonnenränder auf den Beobachter zu oder von ihm weg bewegen.

10 20. Mai 2014Werner Rockenbach10 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren 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 Wellenlängenkalibration (Entstehung in der Erdatmosphäre)

11 20. Mai 2014Werner Rockenbach11 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren der Sonnenränder Aus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lässt sich die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne bestimmen. Die Wellenlängendifferenz zwischen den Sauerstofflinien beträgt 0,0760 nm.

12 20. Mai 2014Werner Rockenbach12 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Spektren der Sonnenränder Aus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lässt sich die Rotationsgeschwindigkeit der Sonne bestimmen. Die Wellenlängendifferenz zwischen den Sauerstofflinien beträgt 0,0760 nm.

13 20. Mai 2014Werner Rockenbach13 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt (1) Quelle und Empfänger entfernen sich (Rotverschiebung) mit folgt Geschwindigkeit v 1

14 20. Mai 2014Werner Rockenbach14 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt (2) Quelle und Empfänger bewegen sich aufeinander zu sich (Blauverschiebung) mit folgt Geschwindigkeit v 2

15 20. Mai 2014Werner Rockenbach15 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Optischer Doppler-Effekt (3)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 auf Rotationsgeschwindigkeit

16 20. Mai 2014Werner Rockenbach16 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Auswertung Rotationsgeschwindigkeit der Sonne

17 20. Mai 2014Werner Rockenbach17 SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie Sonnenrotationsdauer T v Rotationsgeschwindigkeit der Sonne R Sonnenradius R Differentielle Sonnenrotation Die Sonnenrotationsdauer T ist abhängig von der heliographischen Breite. In der Nähe des Äquators rotiert die Sonne schneller als in höheren heliographischen Breiten. 26,6 Tage < T < 29,3 Tage


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