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3. Lehrerfortbildung am Schauinsland Observatorium, 1. Okt. 2005

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Präsentation zum Thema: "3. Lehrerfortbildung am Schauinsland Observatorium, 1. Okt. 2005"—  Präsentation transkript:

1 3. Lehrerfortbildung am Schauinsland Observatorium, 1. Okt. 2005
Spektroskopie in der Sonnenphysik: Techniken, Anwendungen und Beispiele Dr. Michael Sigwarth Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik

2 Warum betreibt man Spektroskopie? Kurze Geschichte der Spektroskopie
Techniken / Gitterspektrograph Die Entstehung von Spektrallinien Einige konkrete Anwendungen in der Sonnenphysik Versuch: Spektroskopische Messung der Rotationsgeschwindigkeit der Sonne Bild: Das sichtbare Sonnenspektrum, aufgenommen am McMath-Pierce Teleskop, Kitt Peak, Arizona, USA 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

3 Wie erhalten wir Informationen über den physikalischen Aufbau der Sonne?
Einzige „Informationsträger“ sind die elektromagnetische Strahlung (Röntgen bis Radiobereich) und die Teilchenstrahlung (geladen und neutral) von der Sonne. Auf der Erdoberfläche kann nur das EM-Spektrum von ca. 350nm bis 20 μm, Radiostrahlung und die Neutrinostrahlung direkt analysiert werden. Die meisten Informationen über die Sonnenatmosphäre erhalten wir aus der Spektralanalyse des sichtbaren Lichts und der IR-Strahlung. 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

4 Spektroskopie (hier: Spektroskopie des Lichts)
Messung der Intensität in Abhängigkeit der Energie. Hierzu muss das Licht spektral, d.h. in seine „Farben“ oder Energieanteile, zerlegt (dispergiert) werden. Zusammenhänge: 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

5 Geschichte der Spektroskopie
Die Farbnatur des Lichtes war schon im Altertum bekannt Die physikalische Betrachtung des Lichts beginnt im 17 Jhd.: Brechungsgesetz von Snellius, Interferenzfarben von Grimaldi, Interpretation von Licht als Schwingung durch Hooke, Verwendung eines Prismas zur Zerlegung von Licht durch Newton. Die Spektroskopie Entwickelt sich im 19 Jhd.: Entdeckung der Spektrallinien durch Wollastone (1802) und Fraunhofer (1814), Zuordnung der Linien mit chem. Elementen durch Kirchhoff und Bunsen. 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

6 Techniken zur Spektroskopie
„Spektroskopie“ in der Natur: Regentropfen und Eiskristalle, Federn, Schmetterlingsflügel Prisma: Brechungszahl von Glas ist Wellenlängenabhängig Laser: Lichtemission oder Absorption im Labor gezielt anregen Filter: Die Welt im Licht einer bestimmten Wellenlänge betrachten Beugungsgitter: Die effektivste Methode Licht spektral zu zerlegen 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

7 Beugung und Interferenz
30 60 90 120 150 180 210 240 270 300 330 Einfallende, ebene Welle Intensitätsverteilung auf dem Schirm hinter dem Spalt Von den beiden Kanten des Spalts ausgehende Kugelwellen 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

8 Beugung und Interferenz
Einzelspalt Doppelspalt Gitter 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

9 Reflexionsgitter In der Sonnenbeobachtung kommen Reflexionsgitter – so
Genannte Blaze-Gitter – zum Einsatz. Sie zeichnen sich durch hohe Reflektifität in eine Vorzugsrichtung aus. Gitterformel: Dispersion: Auflößung: mit N=Anzahl der beleuchteten Furchen 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

10 Reflexionsgitter Verwendet werden Gitter hoher Strichdichte ( Str./mm) die in niederen Ordnungen verwendet werden (typ. m=5) oder Gitter geringerer Strichdichte (typ. 79 Str./mm) und sehr hoher Reflektifität, die in hohen Ordnungen (m=50) verwendet werden (Echelle). Augrund der hohen Dispersion kommt es zur Überlappung benachbarter Ordnungen Filter oder Vorzerleger Gitter mit Masken. Es können unterschiedliche Spektralbereiche simultan gemessen werden. 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

11 Spektrograph Ein typisches Linienspektrum wird mit einem
Spaltspektrographen gewonnen: Aufgrund der langen Brennweite von klass. Sonnenteleskopen, waren auch die Spektrographen bisher sehr groß 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

12 Analyse von Spektrallinien:
3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

13 3. Lehrerfortbildung 01. 10. 2005 Spektroskopie in der Sonnenphysik, M
3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

14 Analyse von Spektrallinien:
Folgende Informationen können aus Spektrallinien gewonnen werden: Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre Struktur der Sonnenatmosphäre in ver. Höhen Temperatur, Druck (Form der Linien) Geschwindigkeit(en) (Dopplerverschiebung und Linienform) Magnetfeldstärke & Richtung (Zeeman-Aufspaltung und Polarisationseigenschaften) 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

15 Ein praktisches Beispiel: Messung der Sonnenrotation mit dem Schauinsland-Spektrographen
Der Eintrittsspalt des Spektrographen wird auf den Ostrand- und den Westrand der Sonne positioniert. Die ungefähre Lage des Äquators kann man anhand von Sonnenflecken oder aus der Drift des Sonnenbildes bei abgeschalteter Nachführung ermitteln. 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

16 Auswahl von geeigneten Spektrallinien:
Als Referenz dienen „tellurische“ Linien, die nicht von der Rotation der Sonnen beeinflusst werden. Die Spektren werden für den West- und Ostrand aufgenommen und dann miteinander verglichen. 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

17 Berechnen der entsprechenden Dopplergeschwindigkeit gemäß
Auswertung: Bestimmung der Dispersion der Spektren mit Hilfe der bekannten O2 Wellenlängen Ausmessen der Verschiebung der Linienkerne in Datenpunkten und umrechnen in Meter Berechnen der entsprechenden Dopplergeschwindigkeit gemäß 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth

18 Nutzen Sie das Schauinsland Observatorium für einen Praktikumsversuch mit Ihrem Physikkurs oder der Astronomie-AG! Selbst ohne Sonnenschein lassen sich lehrreiche Messungen mit Hilfe von Spektrallampen durchführen 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth


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