Was ist denn nun Licht? Von Maxwells elektromagnetischen Wellen zu gequetschten Photonen

 5.4 Bestimmung der Erdtemperatur  Und nun kommen wir zur dritten Aufgabe: Bestimmung der Erdtemperatur aus der Sonneneinstrahlung Schulfilm Biologie Wir müssen wieder das Stefan-Boltzmannsche Gesetz nehmen. Das gibt aber nur den Zusammenhang an, zwischen der Temperatur eines SK und seinem Strahlungsstrom Q an der strahlenden Oberfläche.Klar, wir müssen annehmen, dass die Erde ein SK ist...aber das trifft so einigermaßen mit zugedrückten Augen nahezu zu...genau gesagt...uns bleibt nix anderes übrig... Aber viel zentraler ist die Annahme, dass die Erde im Strahlungsgleichgewicht ist: Sie gibt im Mittel genau so viel Energie ab, wie sie aufnimmt. Wäre das nicht der Fall, würde sie ja kälter oder wärmer werden... Wer jetzt sagt, sie wird ja wärmer...ist auf einem guten Weg, aber im Moment brauchen wir das nicht...wir nehmen an, die Temperatur der Erde ist stabil und der Planet befindet sich im Strahlungsgleichgewicht. Dann brauchen wir nur den Strahlungsstrom auszurechnen, den die Erde a

 5.3 Bestimmung der Sonnentemperatur    Nun die Lösungsskizzen der Aufgaben: 1) Bestimmung der Solarkonstante bei der Venus: Hier gibt es zwei Wege: Weg 1 über Verhältnisse: Man zeigt, dass sich der Strahlungsstrom immer auf eine Kugeloberfläche verteilt, also mit 1/r² abnehmen muss (so wie die Feldstärke beim elektrischen Feld (Q1, Anzahldichte der Feldlinien) oder die Kraft im Gravitationsgesetz (E1, Q1): S ~ 1/r² Damit muss das Verhältnis der Solarkonstante auf der Venus zu der auf der Erde  gleich dem umgekehrten Verhältnis der Quadrate der Entfernungen zur Sonne sein: S(Venus)/S(Erde) = r(Erde)²/r(Venus)² = 150²/108² = 1,93 Damit beträgt die Solarkonstante auf der Venus 2633 W/m². Würde man damit die Oberflächentemperatur der Venus ausrechnen, wie wir  das bei der Erde gleich machen werden, käme man auf einen viel niedrigeren Wert als die 400°C, die gemessen werden. Der Treibhauseffekt auf der Venus ist extrem stark, da die Atmosphäre fast vollständig aus CO2 besteht. Weg 2 über d

 5. Der Treibhauseffekt 5.1 Bestimmung der Solarkonstante       Die Solarkonstante S ist der von der Sonne bei der Erde ankommende Strahlungsstrom (Intensität), gemessen außerhalb der Erdatmosphäre. Der Wert ist: S = 1365 W/m² Also: An der Raumstation ISS kommt pro m² in jeder Sekunde im Mittel eine Energie von 1365 J an. Heute kann man das da direkt messen, früher musste man auf dem Erdboden messen und die Absorption der Erdatmosphäre berücksichtigen. Im Mittel bleibt der Anteil q = 0,7 für uns unten übrig, die restlichen 30% kommen nicht am Erdboden an. Also bei richtig schönem Wetter erhalten wir am Erdboden etwa 955 W/m² an den Stellen, auf die die Sonne direkt drauf scheint. Die Messungen früher nutzten Kalorimeter, das sind Metallblöcke, die von der Sonne erwärmt werden. Aus den Erwärmungs- und Abkühlkurven konnte man die auftreffende Energie berechnen Kalorimeterversuch, leifiphysik  Als ich zur Schule ging, waren Rechnungen mit Kalorimetern  noch verbindlicher Stoff in der Mit

  4.6 Das Stefan-Boltzmannsche Gesetz   Josef Stefan, 1835-1893         Ludwig Boltzmann, 1844-1906        Ein Körper  (eigentlich ein SK!) der Temperatur T (gemessen in Kelvin) strahlt in jeder Sekunde pro m² seiner Oberfläche die Energie   Q = σ * T⁴   in senkrechter Richtung ab.   Q ist eine Intensität, die Verwendung dieses Buchstabens für von Flächen abgestrahlte Intensitäten ist üblich.  Man kann Q auch als Energiestromstärke ansehen (ihr erinnert euch: Kraft ist eine Impulsstromstärke), Astronomen nennen Q auch  einen Strahlungsstrom. Die Konstante  σ  kann man experimentell bestimmen, dank Planck aber auch aus anderen Naturkonstanten herleiten:   σ = 5,67 * 10^(-8) W/(m²*K⁴ ) Bei diesem Gesetz ist überraschend, dass der Strahlungsstrom von einer strahlenden Fläche mit der vierten Potenz der Temperatur ansteigt! Achtung: Durch Sonneneinstrahlung soll sich die Temperatur einer Straße von 20°C auf 40°C erhöhen. Steigt der Strahlungsstrom auf das 16-fache an? Natürlich nicht, denn

  4.4 Das Wiensche Verschiebungsgesetz       Ihr alle habt sicherlich schon mal einen Nagel in eine Flamme gehalten. Zuerst leuchtet der Nagel nicht, es tut aber weh, wenn man ihn anfasst. Er strahlt nur im Infraroten. Dann leuchtet er dunkelrot, hellrot, gelblich und meistens schmilzt er bevor er weißlich glüht. Je heißer ein Körper ist, bei desto kürzerer Wellenlänge strahlt er. Wien 1911 Das hat Wilhelm Wien (1864 - 1928, Nobelpreis 1911)   durch Messungen sogar in einer Formel konkretisieren können: λ * T = 0,0029 m*K  (Wiensches Verschiebungsgesetz) Hier bezieht sich die Wellenlänge nur auf die Lage des Maximums! Im letzten Post hatten wir schon ein Bild dazu. Schaut es euch nochmal an. Die rote Linie ist eine Hyperbel (λ und T sind antiproportional)  Bitte darauf achten, dass T in Kelvin gemessen wird!  0K= -273°C Aufgabe: Nun rechnet einmal nach, bei welchen Wellenlängen die folgenden Objekte die meiste Energie abgeben: Eis bei - 18°C Erde bei + 15°C Mensch bei 37°C Sonne bei 60

 Hinweis: Wir setzen stillschweigend immer voraus, dass nur SK vorliegen.     4.3 Plancks Kurven Die Energieverteilung im Spektren von Stahlern konnte man mit höchster Präzision seit Jahrzehnten messen, aber niemand war Ende des 19. Jahrhunderts in der Lage, dafür aus den Grundlagen der Physik eine Formel herzuleiten. Zu deutsch: Man verstand nichts... Nobelpreis 1919 Das hielt natürlich den Siegeszug der Straßenlaternen nicht auf, die mussten ja nur möglichst hell und möglichst lange leuchten...Das war eher was für Techniker und weniger für Theoretiker. Max Planck gelang es 1900 für die Kurven eine Formel zu finden. Das wird uns noch beschäftigen.   Deshalb nennt man heute die Energieverteilungskurven von Spektren schwarzer Körper auch Plancksche Kurven.              Die Abbildung zeigt die Planckschen Kurven für verschiedene Temperaturen der SK. Quora   Versucht einmal die wesentlichen Merkmale zu erkennen und aufzuschreiben! Je höher die Temperatur ist, desto größer die Fläche unter

 4. Strahlungsgesetze - Oder wie kann man Glühlampen verbessern?   4.1 Die Wiege der modernen Physik Mitte des 19.Jahrhunderts kamen neue Beleuchtungsquellen in den Städten auf: von Kerzen zu Gaslampen und dann gar zum elektrischen Licht.  Da interessierte es die Beleuchtungsgesellschaften, womit sie am effektivsten Licht machen können. Also begannen Physiker das Licht anhand der Spektren zu analysieren. Sie trugen die Intensität des Lichtes gegen die Wellenlänge (oder Frequenz) auf. Solche Bilder haben wir im letzten Post schon für das Sonnenspektrum gesehen. Nun tragen wir nach, was wir unter Intensität verstehen wollen: Intensität I = Energie, die pro m² und Sekunde senkrecht auf eine Fläche auftrifft.  Einheit [I] = J/(sec*m²)  = W/m²   W steht für Watt Frage : Wo ist denn im zweiten Bruch W/m² die Sekunde geblieben? Aufgabe: Eine LED hat eine Lichtleistung von 2 W. Wie groß ist die Intensität in einem Abstand von 1 m? Hilfe: Nehmt die LED als punktförmig an und berechnet die Ober

  3.4 Das Sonnenspektrum Mit unserem Spektrographen können wir Spektren aufnehmen und darstellen, insbesondere am Tageslicht (das ja gestreutes Sonnenlicht ist) auch ein Sonnenspektrum Heute benutzt man nahezu ausschließlich Gitterspektrographen . Ein Prisma ändert die Brechung nicht gleichmäig mit der Änderung der Wellenlänge, d.h. bei rotem Licht wird das Spektrum nicht so gut aufgelöst wie bei blauem Licht. Es ist also verzerrt. Das gilt für Gitter nicht. Innerhalb einer Ordnung belebt die Auflösung halbwegs konstant. Es ist üblich, ein Spektrum als Intensitätsprofil über die Wellenlänge darzustellen (Achtung: Manchmal nimmt man auch die Frequenz, dann sehen die Kurven anders aus!) Als Intensität nimmt man ein Maß der Helligkeit, die man aus dem Bild irgendwie gewinnt. Hier ist das bei der Verwendung eines kommerziell erhältlichen Spektroskops dargestellt: baader planetarium Die Absorptionslinien sind hier Einsenkungen der Intensitätskurve. Die mit H bezeichneten Linien sind Absorpt

  3.2 Erzeugung von Spektren durch Gitter       Mit der Beugung von Wellen an Gittern haben wir uns ja schon ausführlich beschäftigt. Wenn ich  nicht vergessen habe, überall das Label "Gitter" zu setzen, dann kann man durch Anklicken dieses Labels alle Beiträge dazu nachlesen. Auf der Zusatzseite   Gitter steht alles, was wir brauchen: - sinus-Formel für die Maxima - tan-Formel für die Lage der Maxima  - Informationen zur Gitterkonstante g Minima und Nebenmaxima sind hierfür irrelevant. Allgemeine Erklärung: Beugung ist (wie Brechung) von der Wellenlänge abhängig. Kurzwelliges Licht wird weniger stark gebeugt wie langwelliges Licht (bei der Brechung ist es umgekehrt). Also kann man auch durch Beugung Licht nach Wellenlängen trennen. Beim Gitter findet an jeder Öffnung Beugung statt, dadurch verstärken sich die Effekte und in bestimmten Richtungen entstehen die Interferenzmaxima. Das beschreibt die Formel: sin α  = n* λ/g,        mit n = 0, 1, 2, 3... -  Das 0. Maximum ist wei

  Teil 2: Spektren, Strahlungsgesetze und Treibhauseffekt          Nicht alles hier ist abiturrelevant, aber die Berechnung von Spektren, von Wellenlängen und Intensitäten werden oft verlangt. Die Strahlungsgesetze werden uns den historischen Weg zur Quantenmechanik beschreiten lassen und der Treibhauseffekt geht uns alle an!       3. Spektren     3.1 Erzeugung von Spektren durch Prismen    Aus der Mittelstufe, aber auch aus diesem Kurs kennt ihr eine grundlegende Möglichkeit zur Erzeugung von Spektren:     3.1.1 Spektren entstehen durch Brechung     Weißes Licht besteht aus Licht aller möglichen Wellenlängen (in der Regel 300 nm - 700 nm). Da die Stärke der Brechung (der Abbremsung) von der Wellenlänge abhängt, kann man die in weißem Licht enthaltenen Wellenlängen durch Brechung sortieren. Das Farbband, das dann entsteht, nennt man ein Spektrum. Hier ist nochmal unser Wissen über Brechung zusammengestellt: Brechungssonderseite   Mag man nicht Die zum Verständnis der Brechung  wichtig