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Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 1 Astronomie NWT9 GZG FN Sj. 09/10 Licht Elektromagnetische Strahlung.

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Präsentation zum Thema: "Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 1 Astronomie NWT9 GZG FN Sj. 09/10 Licht Elektromagnetische Strahlung."—  Präsentation transkript:

1 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 1 Astronomie NWT9 GZG FN Sj. 09/10 Licht Elektromagnetische Strahlung

2 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 2 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 elektro- magnetischen Strahlen. Eine elektromagnetische Welle ist eine Welle aus gekoppelten elektrischen und magnetischen Feldern, die sich im leeren Raum mit ziemlich genau km/s ausbreiten.

3 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 3 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 = ,458 km/s

4 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 4 Elektromagnetische Strahlung 2 UKW = Ultra-Kurzwelle HF = Very High Frequency UHF = Ultra High Frequency Radar = Radio Detecting and Ranging IR = Infrarot (Wärmestrahlung) UV = Ultraviolett 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 µm = Mikrometer (10 -6 m) nm = Nanometer (10 -9 m) pm = Picometer ( m) fm = Femtometer ( m) MHz = Megahertz (10 6 Hertz) GHz = Gigahertz (10 9 Hertz THz = Terahertz (10 12 Hertz) PHz = Petahertz (10 15 Hertz) EHz = Exahertz (10 18 Hertz) λ ∙ f = = m/s

5 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 5 Licht und Augen 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.

6 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 6 Licht und Materie Absorption Transmission Reflexion (diffus) Reflexion (gerichtet)

7 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 7 Geschichte der EMS 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 Ausbreitungs- geschwindigkeit. 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.

8 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 8 Wie entsteht EMS? 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.

9 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 9 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∙ Js = 4,136∙ eVs 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*10 18 Elektronen. Es gilt also

10 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 10 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 elektromag- netische 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/m 2 /K 4

11 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 11 Aufgaben 1. Wie groß ist die Frequenz eines roten Lichts der Wellenlänge 630nm? 2. Ein Radiosender sendet bei einer Freqeunz von 89,5 MHz. Wie groß ist die Wellenlänge? 3. Wie viel Energie hat ein Energiepaket, ein Photon des roten Lichts von 630nm? 4. Wie groß ist die abgestrahlte Leistung einer 1 m 2 großen Oberfläche der Sonne, wenn die Temperatur 5800 K beträgt? 5. Die Sonne hat einen Radius von 7 ·10 5 km. Wie viel Energie strahlt sie demzufolge pro Sekunde ab?

12 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 12 Plancksches Strahlungsgesetz Das Plancksche Strahlungsgesetz beschreibt die Verteilung der elektromagnetischen Energie des thermischen Strahlungsfeldes eines schwarzen Körpers in Abhängigkeit von der Wellenlänge der Strahlung..

13 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 13 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: – 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 und BuAstronomie_LichtKap5b.pdf S.225 BuAstronomie_LichtKap5b.pdf

14 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 14 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.

15 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 15 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.

16 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 16 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.

17 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 17 Aufgaben Bearbeite das Arbeitsblatt AB_EnergiehaushaltErde.doc 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) AB_Licht.doc Sichtbares Licht ist nur ein kleiner Teil des so genannten elektromagnetischen Spektrums. – Lese hierzu im Internet unter dem Link (siehe) die Infos zu den dort vorgestellten 7 Bereichen.siehe – Notiere zu jedem Bereich ein paar Sätze im Heft.

18 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 18 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.

19 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 19 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 E 0 = 1367 W/m 2 Der Abstand der Erde von der Sonne schwankt infolge der Bahnexzentrizität zwischen 1,47 · 10 8 km und 1,52 · 10 8 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/m 2. 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/m 2 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(90- 50°) W/m 2 = 1000· sin(50°) W/m 2 = 760 W/m^2. Die Strahlungsleistung kann in Deutschland deshalb je nach Standort und atmosphärischen Bedingungen nur eine Energiemenge von Kilowattstunden pro Quadratmeter und Jahr liefern. Anders sieht es z. B. in der Sahara aus, wo die Einstrahlung ca Kilowattstunden pro Quadratmeter und Jahr erzeugen kann.

20 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 20 Absorption der Strahlung in der Atmosphäre

21 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 21 Spektrum der Sonnenstrahlung 1 Das Spektrum der Sonnenstrahlung besteht zu 52% aus sichtbarem Licht (λ= nm), mit dem wir Dinge sehen können. 44% aus unsichtbarer Infrarotstrahlung (λ= nm). Wir spüren diese Strahlung als Wärmestrahlung. 4% aus unsichtbare ultraviolette (UV-) Strahlung (λ= nm). Diese Strahlen spüren wir nicht, sie sind aber gesundheitsschädlich. UVA (95%, nm), UVB (5%, nm, führen 1000 mal schneller zu Sonnenbrand, UVC (gelangen nicht zur Erde, nm)

22 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 22 Spektrum der Sonnenstrahlung 2 Diese Absorptionslinien, die von Josef von Fraunhofer 1814 erstmals näher untersucht wurden, tragen den Namen Fraunhofer-Linien Durch eine genaue Untersuchung der Fraunhofer- Linien 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 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.

23 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 23 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)

24 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 24 Farbindex und Temperatur Beim Verfahren Farbindex wird ein Himmelsabschnitt mit einem Rot- und Blaufilter fotografiert. So erhält man von einem Stern ein jeweils unterschiedlich helles Abbild. Die Helligkeit im blauen Spektralbereich wird mit fotografischer Helligkeit m B bezeichnet, die im roten Spektralbereich als visuelle Helligkeit m v. Die Differenz m B - m v 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)

25 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 25 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.)

26 Astronomie, Kl. 9, Sj 09/10 GZG FN W.Seyboldt 26 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 oder oder muenchen.de/~milq/kap6/images/kap6.pdfhttp://www.iap.uni-bonn.de/P2K/schroedinger/two-slit2.html


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