entstehung verschiedener spektren

21. April 2023 Werner Rockenbach 1

SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie

Entstehung verschiedener Spektren

• Ein heißer Körper strahlt ein kontinuierliches Lichtspektrum aus

• Eine heiße Gaswolke strahlt ein Emissionslinienspektrum aus

• Geht kontinuierliches Licht durch ein Gas, so entsteht ein Absorptionsspektrum



Spektrum der Sonne

Experiment: Spalt, Geradsichtprisma, Schirm Spektralfarben der Sonne

Taschenspektrograph Frauenhoferlinien



Sonnenspektrum – Frauenhoferlinien

• Frauenhoferlinien – dunkle Linien im Sonnenspektrum• Linien entstehen durch Absorption in der Sonnenatmosphäre (Photosphäre, Chromosphäre)• C-, F-, G-, h-Linien sind die Linien Balmerserie (Wasserstoff: alpha, beta, gamma, delta)• A-, B, a-, Y, Z- Linien tellurische Linien (Absorptionslinien der Erdatmosphäre) • Atome der Sonnenatmosphäre absorbieren entsprechend den Energieniveaus Photonen ΔW = h • f• Emission erfolgt richtungsunabhängig in alle Richtungen Schwächung der Strahlung dieser Frequenzen



SonnenspektrumDas Spektrum stellt die auffälligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer.



Ausschnitt Sonnenspektrum

• Sechs Spektrallinien im roten Wellenlängenbereich (von links nach rechts)• Eisen, Sauerstoff, Eisen, Sauerstoff, Eisen ,Titan• Eisenlinien entstehen in Sonnenatmosphäre (Verbreiterung durch Dopplereffekt)• Sauerstofflinien entstehen in Erdatmosphäre

http://www.arcetri.astro.it/~kjanssen/exarbeit/b/bild02.jpg



Intensitäts-Diagramm

• Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums• Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0




Rotationsgeschwindigkeit der Sonne

• Rotationsgeschwindigkeit der Sonne kann mit dem Doppler-Effekt bestimmt werden• Wellenlänge des Lichts ändert sich, wenn Beobachter und Lichtquelle sich relativ zueinander bewegen• Blauverschiebung (Wellenlängenverkürzung), wenn sie sich aufeinander zu bewegen (Geschwindigkeit negativ)• Rotverschiebung (Wellenlängenvergrößerung), wenn sie sich von einander weg bewegen (Geschwindigkeit positiv)

Vergleich von Sonnenspektren, die am Ostrand und am Westrand der Sonne aufgenommen wurden zeigt, dass die solaren Eisenlinien in Wellenlängenrichtung verschoben sind.Die terrestrischen Sauerstofflinien sind unverschoben.

• Aus der Verschiebung lässt sich die radiale Geschwindigkeit v berechnen, mit der sich die Sonnenränder auf den Beobachter zu oder von ihm weg bewegen.



Spektren vom Ostrand und Westrand der Sonne Eisenlinien vom Ostrand und Westrand sind gegeneinander verschoben. Die Verschiebung wird durch den Doppler-Effekt aufgrund der Bewegung des Sonnenrandes verursacht.Die Sauerstofflinien dienen zur Wellenlängenkalibration (Entstehung in der Erdatmosphäre)





Spektren der SonnenränderAus dem Plot der Verschiebung der solaren Eisenlinien lässt sich die Rotationsgeschwindigkeitder Sonne bestimmen. Die Wellenlängendifferenz zwischen den Sauerstofflinien beträgt 0,0760 nm.




Optischer Doppler-Effekt

(1) Quelle und Empfänger entfernen sich (Rotverschiebung)

1

10'

vc

vcff

mit folgt cf 1

1

01

10

2121

'vc

vc

vc

vc

c

v

vc

v

vc

vc

vc

vvc1

00

1

10

1

1

0

1

11

0

21

2121

21

21

Geschwindigkeit v1

0

01

'

cv




(2) Quelle und Empfänger bewegen sich aufeinander zu sich (Blauverschiebung)

2

20''

vc

vcff

mit folgt cf 2

2

02

20

2121

''vc

vc

vc

vc

c

v

vc

v

vc

vc

vc

vvc2

00

2

20

2

2

0

2

22

0

21

2121

21

21

Geschwindigkeit v2

0

02

''

cv




(3) Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit• Gravitation der Sonne bewirkt eine Rotverschiebung der Eisenlinien• Eigenbewegung der Erde verursacht weitere Dopplerverschiebung

- Die gleiche Linie wird am Ostrand und am Westrand beobachtet- Bestimmung der Differenz ihrer Positionen- Die Differenzbildung hebt die verschiedenen Effekte der Verschiebungen auf

00

0

0

021

2

''''''

2

cccvv

v

Rotationsgeschwindigkeit

02

'''

cv



nm148,630'

Auswertung

nm156,630''

nm152,6302

'''0

s

m

nm

nmnm

s

mcv 3,1901

152,6302

156,630148,630103

2

''' 8

0

Rotationsgeschwindigkeit der Sonne s

km

s

mv 901,11901



Sonnenrotationsdauer T

T

Rv

2s

mv 1901v Rotationsgeschwindigkeit der Sonne

R Sonnenradius R mkmR 81096,6696000

sm

m

v

RT

1901

1096,622 8

sm

m

v

RT

1901

1096,622 8

dsT 63,2624,2300419

Differentielle SonnenrotationDie Sonnenrotationsdauer T ist abhängig von der heliographischen Breite. In der Nähe des Äquators rotiert die Sonne schneller als in höheren heliographischen Breiten.26,6 Tage < T < 29,3 Tage

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