3. Lehrerfortbildung am Schauinsland Observatorium, 1. Okt. 2005 Spektroskopie in der Sonnenphysik:...

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

Spektroskopie in der Sonnenphysik: Techniken, Anwendungen und

Beispiele

Dr. Michael SigwarthKiepenheuer-Institut für Sonnenphysik

3. Lehrerfortbildung 01.10.2005 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


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.


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:

cv Evh ch


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.


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


Beugung und Interferenz

0

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


Beugung und Interferenz

Einzelspalt Doppelspalt Gitter

dk maxsin

bk minsin

,...3,2,1 k ,...2,1,0 kg

k maxsin

,...2,1,0 k


ReflexionsgitterIn 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

)sin(sin max gm

cosg

m

d

d

Nm


Reflexionsgitter

Verwendet werden Gitter hoher Strichdichte (300-600 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 Überlappungbenachbarter Ordnungen Filter oder Vorzerleger Gitter mit Masken. Es können unterschiedliche Spektralbereiche simultan gemessen

werden.


Spektrograph

Ein typisches Linienspektrum wird mit einem

Spaltspektrographen gewonnen:

Aufgrund der langen Brennweite von klass. Sonnenteleskopen,

waren auch die Spektrographen bisher sehr groß


Analyse von Spektrallinien:


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)


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.


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.


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

0c

v


• 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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