P 37: Das Sonnenspektrum

 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 Absorptionslinien des Wasserstoffs auf der Sonne, die Wassermoleküllinie entsteht durch Wasserdampf in der Erdatmosphäre und wo die Absorptionslinie des Sauerstoffmoleküls herkommt, könnt ihr euch bestimmt denken (Hilfe: Gibt es Moleküle bei 6000K?)

Man erkennt auch, dass die normale Helligkeit zwischen den Linien nur schwer auszumachen ist, man nennt das das Kontinuum.

Bei den starken Linien erkennt man auch ein Profil, das einer nach unten gehenden Normalverteilung entspricht mit etwas breiteren Außenbereichen.

In einer Aufnahme eines Emissionsspektrums ist das noch besser zu sehen:

baader planetarium

spektrum.de

Das Bild zeigt verschiedene Linienprofile: Das Lorentzprofil entsteht durch Druck und Stöße, das Gauß-Profil durch Temperatureffekte und das Voigt-Profil ist die beobachtete Überlagerung (genauer: Faltung der beiden anderen Profile).

Aus solchen Linienprofilen können Astrophysiker/innen die genaue Temperatur, Elementhäufigkeit, Dichte und Druck in den Gasen bestimmen. Das nennt man Spektralanalyse.

Übungsaufgabe:

Die beiden Wasserstofflinine Hα   und Hβ sind sehr gut vermessen. Sie haben Wellenlängen von 656 nm und 486 nm.

Zeige mit Hilfe eines Lineals und einer Dreisatzrechnung, dass die Wellenlänge der Na D - Linie (ist eigentlich eine Doppellinie, die beiden Einzellinien sind so eng beieinander, dass man sie hier nicht einzeln sieht) bei ungefähr 589 nm liegt.

Unter der Annahme, dass man hier die beiden Linien mit 588,9951 nm (D2) und 589,5924 nm (D1) gerade nicht auflösen kann, berechne ungefähr das Auflösungsvermögen des benutzten Spektrographen.

 

Das wahre Sonnenspektrum:

Über den Spektren steht "normiert".

Das bedeutet, dass man das Kontinuum immer auf den Wert 1 = 100% legt.

In Wirklichkeit sieht das Sonnenspektrum aber ganz anders aus:

wiki commonn

Was kann man hier beobachten?

- Die Intensitätsverteilung hat etwa bei 500 nm ein Maximum, zum UV und IR hin fällt die Intensität stark ab. Im Laufe der Evolution haben sich unsere Augen an dieses Maximum angepasst.

- Im IR läuft die Kurve aus, im UV fängt die Kurve bei einer bestimmten Wellenlänge erst an.

  Das werden wir bald in der Quantenphysik verstehen.

- Die untere, gezackte Kurve zeigt das Sonnenspektrum so, wie wir es bei blauem Himmel am Erdboden aufnehmen können. Da sieht man die Absorptionsbereiche der Erdatmosphäre. Das wird uns beim Treibhauseffekt beschäftigen.

- Die orange Kurve zeigt das eigentliche Sonnenspektrum.

- Die gelbe Kurve zeigt das theoretische Spektrum, wenn die Sonne sich nach den Gesetzen der Physiker richten würde...wir nennen es ein Schwarzkörperspektrum der Temperatur 5900 K oder eine Plancksche Kurve, weil Max Planck im Dezember 1900 die Formel für diese Kurve zusammengeraten hat und damit die Quantentheorie begründet hat.

Und damit sind wir bei Strahlungsgesetzen, Treibhauseffekt und Klima angekommen und eigentlich schon bei der Quantenmechanik...