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

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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