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3. Lehrerfortbildung am Schauinsland Observatorium, 1. Okt. 2005
Spektroskopie in der Sonnenphysik: Techniken, Anwendungen und
Beispiele
Dr. Michael SigwarthKiepenheuer-Institut für Sonnenphysik
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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
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3. Lehrerfortbildung 01.10.2005 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 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.
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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
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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.
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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
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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
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Beugung und Interferenz
Einzelspalt Doppelspalt Gitter
dk maxsin
bk minsin
,...3,2,1 k ,...2,1,0 kg
k maxsin
,...2,1,0 k
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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
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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.
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Spektrograph
Ein typisches Linienspektrum wird mit einem
Spaltspektrographen gewonnen:
Aufgrund der langen Brennweite von klass. Sonnenteleskopen,
waren auch die Spektrographen bisher sehr groß
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Analyse von Spektrallinien:
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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)
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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.
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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.
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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
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• 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