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

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

2 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth Bild: Das sichtbare Sonnenspektrum, aufgenommen am McMath-Pierce Teleskop, Kitt Peak, Arizona, USA 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

3 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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 μ m, 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.

4 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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:

5 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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.

6 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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

7 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth Beugung und Interferenz Einfallende, ebene Welle Intensitätsverteilung auf dem Schirm hinter dem Spalt Von den beiden Kanten des Spalts ausgehende Kugelwellen

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

9 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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

10 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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.

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

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

13 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)

15 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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.

16 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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.

17 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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

18 3. Lehrerfortbildung Spektroskopie in der Sonnenphysik, M. Sigwarth 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


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