Physik Q2 Gk Atomphysik Datum:

Spektralanalyse (Spektroskopie) "Das Spektrum ist der Fingerabdruck eines Atoms"

Man unterscheidet verschiedene Arten von Spektren:

Emissionspektren Absorptionsspektren

Die Analyse derartiger Spektren kann entweder durch direkte Beobachtung oder durch photometrische Messung (siehe Abbildung) erfolgen.

Lernstationen: Pflicht:

Wiederholung: Energiestufen im Atom (PC)

Linienspektren von Gasentladungsröhren

Aufnahme von Absorptionsspektren / Versuch Schattenbildung (PC)

Fraunhoferlinen im Sonnenspektrum

Spektralanalyse von Bunsen und Kirchhoff / Versuch Flammenfärbung

Entstehung kontinuierlicher Spektren (PC)

Sternspektren

Zusatz:

Vertiefung: Klassifikation von Sternspektren

Ausblick: Lumineszenz

Freihandversuche

Übungsaufgabe Abi 2018 HT 2 Teilaufgabe 2 (Kopie)

Spektralanalyse:

Wiederholung Energiestufen im Atom

Die Emissionsspektren von verdünnten Gasen sind in der Regel Linienspektren. Im Photonenbild bedeutet dies, dass die Gasatome Photonen mit ganz bestimmten (diskreten) Energien aussenden. Dies lässt den Schluss zu, dass die Atome nur Zustände mit ganz bestimmten Energiebeträgen einnehmen.

Angeregte Wasserstoffatome senden zum Beispiel rotes Licht aus. Die entsprechenden Photonen haben die Energie von Eph,rot = 1,9 eV. Der Energiesatz führt uns zur Annahme, dass das Wasserstoffatom bei der Emission dieser Photonen von einem angeregten Zustand in einen energieärmeren Zustand übergeht, der energetisch exakt ΔE=1,9 eV unter dem angeregten Zustand liegt.

Bei dem Anregungsprozess wird das Photon vernichtet, es fehlt im Licht, welches die Atome durchstrahlt. Die Energie des Photons steckt nun im Atom, das nach kurzer Zeit unter Photonenemission wieder in den Grundzustand übergeht.

Aufgaben:

a) Schauen Sie sich ergänzend auf der Seite Leifi-Physik unter Atomphysik atomarer Energieaustausch jeweils die beiden ersten Applets unter den Reitern >Energiestufen im Atom und >Energieaufnahme von Atomen durch Absorption von Photonen an.

b) Berechnen Sie die Wellenlänge des Lichts, welches ein angeregtes Wasserstoffatom bei einem Quantensprung von E3=-1,51eV zu E2=-3,4eV aussendet.

c) In unserer makroskopischen Erfahrungswelt gibt es meist Systeme, bei denen die Energie des Systems nahezu jeden Wert annehmen kann. Es gibt aber auch makroskopische Systeme mit diskreten Energiezuständen. Lesen Sie weiter unter >Energiestufen im Atom (s.o.) und geben Sie ein mechanisches Beispiel für „diskrete Energiezustände“.

https://www.leifiphysik.de/quantenphysik/quantenobjekt-photon/erklaerungsprobleme-des-photoeffektshttps://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/energiestufen-im-atomhttps://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/energiestufen-im-atomhttps://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/energieaufnahme-von-atomen-durch-absorption-von-photonenhttps://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/energiestufen-im-atom

Linienspektren von Gasentladungsröhren Leuchtende Gase senden ein diskretes Linienspektrum aus, welches charakteristisch für das bestimmte Atom ist. Demnach kann ein unbekanntes Element, das in Form eines Gases in einer Spektralröhre vorliegt durch die Ermittlung des Linienspektrums identifiziert werden. Der Schweizer Physiker Johann Jakob Balmer und der Schwede Anders Jonas Ångström untersuchten als Erste das Spektrum der Gasentladung von Wasserstoff. Sie vermuteten, dass zwischen der Lichtemission und dem Aufbau der Atome ein ursächlicher Zusammenhang besteht. Versuchsaufbau und Versuchsdurchführung: Für die Versuchsdurchführung bieten sich zwei mögliche Versuchsaufbauten an. a) Direkte Beobachtung mit dem Auge b) Beobachtung auf einem Schirm Versuchsbeobachtung: Mit dem Auge kann man bei einer Wasserstoffröhre die folgenden Spektrallinien beobachten:

(Skala in Millimeter)

Aufgabe: Berechnen Sie die Energie ΔE des zur jeweiligen Spektrallinie zugehörigen Strahlungsübergangs. (Gitterkonstante: 𝑔 = 1,75 ∙ 10−6𝑚 , Abstand Gitter-Schirm: 𝑑 = 0,40𝑚) Vergleichen Sie mit dem Energieniveauschema von Wasserstoff (AB). Tipps: Zunächst Abstände der einzelnen Spektrallinien zum Hauptmaxima ablesen, dann mit den Formeln für die Interferenz am Gitter die Wellenlänge ausrechnen, dann mit c=fλ und ΔE=hf die Energiedifferenz.

Anlage: Abbildungen Linienspektrum Wasserstoff

Im Experiment sind die sichtbaren Linien des Wasserstoffs in mehreren Nebenmaxima beobachtbar. Neben den diskreten Linien des Wasserstoffspektrums treten auch Linien des Sauerstoffs auf, da die Spektralröhre den Wasserstoff aus Wasser gewinnt. Verschmutzungen in der Kapillare können zu weiteren Linien führen. Im Idealfall erhält man folgendes Ergebnis, bei dem nur die Spektrallinien des Wasserstoffs im ersten Nebenmaximum zu sehen sind.

(Skala in Millimeter) Hinweis: Unter Leifi-Physik Atomphysik Atomarer Energieaustausch Versuche Linienspektren von Gasentladungsröhren können Sie sich Spektren weiterer Elemente ansehen. (https://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/versuche/linienspektren-von-gasentladungsroehren)

https://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/versuche/linienspektren-von-gasentladungsroehrenhttps://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch/versuche/linienspektren-von-gasentladungsroehren

Aufnahme von Absorptionsspektren / Versuch Schattenbildung Versuchsaufbau:

Versuchsdurchführung: Nacheinander werden zwei verschiedene Stoffproben (NaCl und CaCl2) in die Flamme des Brenners gehalten und mit dem Licht einer Na-Dampflampe beleuchtet.

(Abbildung liegt vergrößert und farbig bei.)

Aufgaben:

Skizzieren Sie im Heft grob den Versuchsaufbau und beschreiben Sie die auf der obigen Bildfolge gezeigte Versuchsbeobachtung.

Geben Sie eine qualitative Erklärung. (Nutzen Sie ggf. die Hilfe auf dem Pult.)

Schauen Sie sich als Ergänzung das Leifi-Video an und zeichnen Sie im Heft das Absorptionsspektrum von Natrium.

Vorlage:

(Warum ist es deutlich einfacher das Emissionsspektrum zu zeichnen?)

Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum Josef von Fraunhofer wurde 1787 als 11. Kind eines Straubinger Glasermeisters geboren und verlor mit zwölf Jahren beide Eltern. Durch glückliche Umstände wurde der begabte und fleißige Fraunhofer bereits im Alter von 22 Jahren zum verantwortlichen Leiter einer Glashütte in Oberbayern. Er perfektionierte die Glasherstellung und stellte die weltbesten Linsen und Prismen zu seiner Zeit her. Die konkurrenzlos guten Instrumente und seine wissenschaftlichen Leistungen brachten Fraunhofer national und international großen Ruhm und viele Ehrungen sowie die Ernennung in den Adelsstand ein. Er starb 1826 mit 39 Jahren an Lungentuberkulose. Vor gut 200 Jahren machte der bedeutende Optiker seine berühmteste Entdeckung: Bei im Jahr 1814 durchgeführten optischen Experimenten zerlegte er mit einem Prisma das Sonnenlicht in seine Regenbogenfarben und fand darin nicht weniger als „ungefähr 574 Linien“. Weder er noch die Astronomen seiner Zeit hatten eine Ahnung davon, dass diese unzähligen schmalen, dunklen Linien im Sonnenspektrum die Astronomie derart revolutionieren würden, wie die Erfindung des Fernrohrs 200 Jahre zuvor. Dieses von Josef Fraunhofer selbst kolorierte und gezeichnete Spektrum ist das Spektrum des Sonnenlichts, wie es auf der Erde erscheint. Es zeigt viele mehr oder weniger intensive schwarze Linien, die von Fraunhofer exakt ausgemessen wurden. Nach seinem Entdecker werden diese schwarzen Linien weltweit als Fraunhoferlinien bezeichnet.

Das Spektrum in der Anlage stellt die auffälligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum in einer modernen Abbildung dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer.

Die Frage, woher die Linien kommen, verfolgt der Unternehmer nicht weiter. Er schreibt im Nachwort eines Artikels: „Bei allen meinen Versuchen durfte ich, aus Mangel an Zeit, hauptsächlich nur auf das Rücksicht nehmen, was auf praktische Optik Bezug zu haben schien. […] Da der hier eingeschlagene Weg zu interessanten Ergebnissen führen zu können scheint, so wäre es sehr zu wünschen, dass ihm geübte Naturforscher Aufmerksamkeit schenken möchten.“ Mehr als 100 Jahre beschäftigten die Spektrallinien Chemiker und Physiker. Sie lösten das Rätsel schrittweise. Bunsen und Kirchhoff später zeigten 1860, dass die Fraunhoferlinien ein genaues Bild der Zusammensetzung der Schichten, die das Sonnenlicht auf seinem Weg von der Photosphäre der Sonne zum Beobachter auf der Erdoberfläche durchdringt, liefert. Es gibt also Ausblick über die Gaszusammensetzung in der Sonnenumgebung und in der Erdatmosphäre.

Aufgaben:

Fassen Sie zusammen, was man unter Fraunhoferlinien versteht und geben Sie an, aus welchen Gründen Fraunhofer selbst keiner Erklärung der dunklen Linien nachging.

Geben Sie an, um welche Art von Spektrum (Absorption oder Emission) es sich bei dem Sonnenspektrum handelt und erklären Sie das Auftreten der Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum.

Fraunhofer fand nicht nur schwarze Linien im Sonnenspektrum, sondern auch bei vielen Sternen. Er dokumentierte zahlreiche diese Sternspektren. Erläutern Sie, warum die Methode der Spektralanalyse heute als das weitreichendste Werkzeug für Erforschungen in der Astronomie bzw. Astrophysik gilt.

Anlage: Fraunhoferlinien im Sonnenspektrum

Bezeichnung Absorptionslinie verursacht durch

Wellenlänge λ in nm

Photonen- energie in eV

A O2 760 1,63

B O2 687 1,80

C H 656 1,89

a O2 628 1,97

D1 Na 590 2,10

D2 Na 589 2,10

E Fe 527 2,35

b1 Mg 518 2,39

b2 Mg 517 2,40

c Fe 496 2,50

F H 486 2,55

d Fe 467 2,65

e Fe 438 2,83

f H 434 2,86

G Fe und Ca 430 2,88

g Ca 423 2,93

h H 410 3,02

H Ca 397 3,12

K Ca 393 3,15

Anlage: Spektrum des Sonnenlichts

Das Original des von Josef Fraunhofer selbst kolorierten und gezeichneten Spektrums des Sonnenlichts, wie es auf der Erde erscheint, liegt im Deutschen Museum München.

In der folgenden Aufnahme ist eine neuere Aufnahme des Absorptionsspektrums der Sonne zu sehen. Würde man die jeweils untere Zeile an das rechte Ende der oberen Zeile anfügen, so hätte man die übliche Ansicht eines Spektrums. Mittlerweile sind etwa 25000 Fraunhoferlinien bekannt.

Spektralanalyse nach Bunsen und Kirchhoff / Versuch Flammenfärbung Flammenfärbung: Ihren Anfang nahm die Spektroskopie in der Mitte des 19. Jahrhunderts, als der deutsche Physiker Kirchhoff und der deutsche Chemiker Bunsen in ihrem Heidelberger Labor gemeinsam die Flammen verschiedener Stoffproben untersuchten. Dabei hielten sie eine Stoffprobe auf einem Magnesiastäbchen in die farblose Flamme eines Bunsenbrenners. Bunsen und Kirchhoff kannten die dem Phänomen der diskreten Spektrallinien zugrundeliegenden atomaren Emissions- bzw. Absorptionsmechanismen noch nicht. Aufgabe: Notieren Sie im Heft kurz die Versuchsdurchführung und Beobachtung bei der Flammenfärbung. Erklären Sie auf Grundlage des Bohr‘schen Atommodells qualitativ das Zustandekommen der verschiedenen Flammenfarben. Spektralanalyse nach Bunsen und Kirchhoff: Bunsen und Kirchhoff erweiterten ihre Untersuchungsmethoden zur sogenannten Spektralanalyse. Dafür benutzten sie wie schon Isaac Newton fast zweihundert Jahre zuvor ein Prisma, um das farbige Licht der Flamme in sein Farbspektrum zu zerlegen. Sie bauten einen ersten Spektralapparat - ein Provisorium aus zwei Fernrohren, einem Gasbrenner davor und einem drehbaren Prisma in der Mitte des Gerätes. Jedes chemische Element, dessen Lichtspektrum Bunsen und Kirchhoff auf diese Weise untersuchten, wies charakteristische Linien auf. Es schien, als hinterließen chemische Substanzen einen eindeutigen "Fingerabdruck" im Flammenspektrum. Jedes chemische Element nämlich sendet, durch Hitze oder sonst wie angeregt, eine Mixtur sehr reiner Lichtfarben aus oder verschluckt diese, je nach Umstand. Wird ein solcher Lichtstrahl von einem Prisma in die Einzelfarben zerlegt, entsteht auf einem Bildschirm dahinter ein Muster, ein Spektrum, dessen Analyse die sichere Bestimmung der beteiligten Elemente ermöglicht. Aufgabe: Erläutern Sie, warum ein Spektrum als Fingerabdruck eines Atoms gilt.

Anlage: Flammenfärbung und Spektralanalyse Versuchsbeobachtung Flammenfärbung:

Historischer Versuchsaufbau zur Spektralanalyse:

Entstehung kontinuierlicher Spektren

Atome eines verdünnten Gases emittieren sogenannte Linienspektren (Emissionsspektren), die charakteristisch für das jeweilige Atom sind. Heiße Materialien (z.B. eine Glühwendel oder die Sonne) senden in der Regel ein kontinuierliches Spektrum aus.

Eine Erklärung für den Übergang vom diskreten Linienspektrum zum kontinuierlichen Spektrum liegt in der Verbreiterung der Energieniveaus bis hin zu Energiebändern. Energiebänder entstehen bei hohem Druck, der zu einer Störung/Schwingung der Atome führt.

Das gleiche Phänomen tritt bei Absorptionsspektren z.B. beim Durchleuchten von Farbstofflösungen mit weißem Licht auf. In den Farbstoffmolekülen sind die Energieniveaus durch das Auftreten von zahlreichen Molekülschwingungen verbreitert, so dass im Spektrum statt der üblichen Linien breite Absorptionslücken entstehen. Die nebenstehende Abbildung zeigt das sichtbare Spektrum einer Wasserstoffentladungsröhre bei verschiedenem Gasdruck in der Röhre. Aufgabe: Begründen Sie kurz, wie kontinuierliche Emissionsspektren bzw. breite Absorptionslücken in Absorptionsspektren entstehen. Vollziehen Sie die Begründung mit dem Applet (https://www.leifiphysik.de/atomphysik/atomarer-energieaustausch) nach.

Sternspektren (Seite 1)

Die Spektroskopie ist heute das weitreichendste Werkzeug für die Erforschung des Himmels, denn schätzungsweise 80% aller astronomischer Arbeiten beruhen auf dem Studium der Spektrallinien. Mit den heutigen Mitteln erscheint es einfach immer unglaublicher, was uns die detaillierte Analyse der Fraunhoferlinien erzählt: Aufbau eines Sterns – Rückschluss aus dem Sternspektrum:

Wir beobachten bei allen Sternen ein kontinuierliches Spektrum mit überlagerten Absorptionslinien. Jeder Stern muss also in seinem Innern aus einem heißen, dichten Gas bestehen, in dem ein sehr hoher Druck herrscht. Dementsprechend wird dort ein kontinuierliches Spektrum erzeugt. (vgl. Station Entstehung kontinuierlicher Spektren) Um die beobachteten Absorptionslinien erklären zu können, müssen Druck, Dichte und Temperatur in einer äußeren Schicht stark abnehmen. Dieses kühlere Gas in der Sternatmosphäre prägt nun dem Kontinuum sein Absorptionsspektrum auf. Die Atome absorbieren dort die zu ihrem Linienmuster passenden Wellenlängen des Lichts, das aus dem Sterninneren nach draußen strahlt: Auf der Erde beobachtet man dann die charakteristischen Absorptionslinien. Zwar senden die Atome der Sternatmosphäre die aufgenommene Energie infolge der Rücksprünge der Elektronen wieder aus, dies erfolgt jedoch nicht in eine bevorzugte Richtung. Somit wird das Licht dieser Wellenlängen erheblich geschwächt, wodurch bei den zugehörigen Bereichen im Spektrum dunklere Bereiche (eben die Absorptionslinien) auftreten.

Sternspektren (Seite 2)

Mächtige Werkzeuge der Astronomie: Spektren Ein Sternspektrum ist für den Astronomen das, was der Fingerabdruck für den Kriminalisten bedeutet: die Identifikation des strahlenden bzw. absorbierenden Elements. Aus dem Spektrum eines Himmelsobjekts seine chemische Zusammensetzung abgeleitet werden kann. Von der Temperaturmessung und Altersbestimmung von Sternen und Sternhaufen über die Kartierung von Sternflecken und ihrer Magnetfelder bis zur Massenberechnung von Schwarzen Löchern (durch die Rotation der umgebenen Gasscheiben) oder dem Nachweis und der Analyse von Exoplaneten – diese und noch unzählige andere Informationen verraten allein die Spektrallinien im Regenbogenlicht von Sternen, Planeten, Sternschnuppen, Kometen, Nebeln, Galaxien und Quasaren usw. Wie kein anderes Instrument offenbart uns Fraunhofers im Licht versteckter Schlüssel die Physik des Nachthimmels auf unvorstellbare, verblüffende und fantastische Weise, da sich durch ihn die beobachtende Astronomie zu einer beschreibenden Wissenschaft wandelte. Dazu muss man die Linienmuster für die einzelnen Elemente gut kennen. Bei komplizierten Elementen, zum Beispiel Eisen, sind tausende von Linien bekannt und katalogisiert. In einem Gas, das aus vielen Elementen besteht, vermischen und überlagern sich die Spektren aller Atome, so dass in Sternspektren ein außerordentliches Gewirr von Linien entstehen kann. So kompliziert atomare Spektren sein können – im Vergleich zu Spektren, die von Molekülen erzeugt werden, sind sie einfach. Die Energiezustände eines Moleküls sind nicht nur durch die „Bahnen“ in den einzelnen Atomen bestimmt, sondern enthalten zusätzliche Energieniveaus, die zum Beispiel durch Vibration oder Rotation der Moleküle entstehen. Sie liegen sehr eng beieinander und werden deshalb zu sogenannten „Molekülbanden“. Sie fallen in Sternspektren durch ihre breite und verschmierte Gestalt auf. (vgl. Station Entstehung kontinuierlicher Spektren) Die schwierige Aufgabe des Astronomen besteht darin, dieses Gewirr an Linien und Banden zu sortieren und herauszufinden, welches Detail eines Spektrums von welchem Atom oder Molekül erzeugt wurde. Aufgabe: Skizzieren Sie den grundlegenden Aufbau eines Sterns und erläutern Sie, wie ein Sternspektrum (kontinuierliches Spektrum mit überlagerten Absorptionslinien) zustande kommt. Geben Sie zudem kurz an, warum ein Sternspektrum als mächtiges Werkzeug der Astronomie gilt.

Vertiefung: Klassifikation von Sternspektren (Seite 1)

Auf den ersten Blick bieten die Sternspektren eine verwirrende, unübersichtliche Vielfalt. Bei näherem Hinsehen jedoch zeigt sich, dass sich die meisten Spektren in relativ wenige wohlunterschiedene Gruppen einordnen lassen. Schaut man noch etwas genauer hin, so findet man sogar, dass es zwischen den Gruppen sogar fließende Übergänge gibt. Die Vielfalt ist also nur eine Vielfalt im Detail, hinter der sich eine weitreichende Einheitlichkeit der Sterne verbirgt. Am Ende des letzten Jahrhunderts wurden alle am Harvard-Observatorium (Cambridge, Massachusetts/USA) aufgenommenen Sternspektren nach ihrem Aussehen alphabetisch in ein Klassifikationsschema einsortiert. Mit der Weiterentwicklung der Instrumente und der Qualität der Spektren wurden bald Korrekturen und eine feinere Unterteilung nötig. Die Reihenfolge wurde verändert und einige überflüssige oder unsinnige Klassen entfernt. Die heute gültige Spektralsequenz bildet das „Grundalphabet“ unserer Erkenntnisse über Sterne: O Intensives kontinuierliches Spektrum mit Absorptionslinien des ionisierten Heliums; insgesamt sehr wenig Fraunhoferlinien

B Wasserstofflinien treten auf; auch Linien des neutralen Heliums

A Balmerlinien des Wasserstoffs im Maximum; Linien des ionisierten Kalziums treten auf

F Balmerlinien werden schwächer; Kalziumlinien sind sehr stark ausgeprägt; Metallinien treten auf

G Starke Kalziumlinien; Balmerlinien sehr schwach; intensive Linien des Eisens treten auf

K Intensive Linien des Eisens und anderer Metalle; zahlreiche Molekülbanden

M Viele Linien neutrale Metalle, besonderes von Eisen; starke Titanoxid-Banden; auch Linien des Kalziums

(Merkspruch: Oh, Be A Fine Girl (Guy), Kiss Me!)

Ob und in welchem Maße die Existenz eines Elements im Absorptionsspektrum nachgewiesen werden kann, hängt größtenteils von der Oberflächentemperatur des jeweiligen Sterns ab. Abbildung 1 zeigt die Temperaturabhängigkeit für das Auftreten einzelner Linien von ausgewählten Atomen und Ionen. Spektren bei verschiedenen Oberflächentemperaturen haben somit ein unterschiedliches Aussehen. Astronomen können daher die Temperatur eines Sterns von der jeweiligen Stärke seiner Absorptionslinien ableiten. Man erkennt, dass beispielsweise die Balmerlinien des Wasserstoffs bei 10.000 K Oberflächentemperatur optimal angeregt werden. Entsprechend stark erscheinen sie in Sternen, die diese Temperatur haben.

Abbildung 1 : Die Temperaturabhängigkeit für das Auftreten einiger Linien stellarer Atome bzw. Ionen

http://www.astronomie.de/typo3temp/pics/5baf34a616.jpg

Vertiefung: Klassifikation von Sternspektren (Seite 2)

Die „Aufnahme und Analyse von Sternspektren“ kann also zur Bestimmung der Oberflächentemperatur der Sterne benutzt werden. Durch das Aussehen eines Spektrums kann diese unter Beachtung besonderer Detailfragen, wie zum Beispiel

Wie stark ist die Balmerlinie des Wasserstoffs? Kann man die H- und K-Linien von Ca+ erkennen? Wenn ja wie stark? Wie stark ist die K-Linie im Vergleich zur H-Linie? Besitzt das Spektrum viele oder nur ganz wenige Linien? Kann man Molekülbander erkennen?

recht genau einer Klasse zugeordnet werden. Mit dieser Zuordnung hat man dann auch die Temperatur des Sterns in seiner Atmosphäre bestimmt.

Aufgabe: Erläutern Sie die Grundidee zur Klassifikation von Sternen. Gehen Sie dabei auch auf die Temperaturbestimmung ein

Ausblick: Lumineszenz

Beim Nachweis der ultravioletten Strahlung benutzt man einen Zinksulfid(ZnS)-Schirm. Er leuchtet jenseits des violetten Endes des sichtbaren Spektrums grünlich auf. Offensichtlich wird durch den ZnS-Schirm eine für unser Auge nicht sichtbare Strahlung in sichtbare Strahlung gewandelt. Auch nach dem Abschalten der UV-Quelle ist das grünliche Leuchten noch für kurze Zeit zu sehen. Der Überbegriff für diese Erscheinung ist Lumineszenz. In dem Fall, wo die sichtbare Leuchterscheinung noch eine Weile anhält, spricht man von einer Sonderform der Lumineszenz, der sogenannten Phosphoreszenz (nach dem langanhaltenden Leuchten von Phosphor, das aber nicht durch Lichteinstrahlung, sondern durch eine chemische Reaktion zustande kommt). Beim Schwarzlichttheater werden als Lichtquellen Schwarzlichtlampen (UV-Lampen) benutzt, die ausschließlich weiße oder speziell gefärbte Gegenstände zum Leuchten bringen. Dunkle Farben sind bei dieser Beleuchtung nicht zu sehen. Auf diese Weise können mit schwarz gekleideten Akteuren überraschende Effekte erzielt werden.

Auch in Discos verwendet man gelegentlich Schwarzlicht. Die in unseren Waschmitteln enthaltenen "Weißmacher" wandeln das UV-Licht in sichtbares Licht um. In dem mit dem für uns unsichtbaren UV-Licht ausgeleuchteten Raum werden so die Personen sichtbar.

Sowohl bei der Fluoreszenz als auch bei der Phosphoreszenz kommt es offenbar zur Wandlung von UV-Licht (sehr energiereiche Photonen) in sichtbares Licht (weniger energiereiche Photonen). Diese Phänomene, welche unter dem Oberbegriff (Photo-)Lumineszenz zusammengefasst. Aufgabe: Schauen Sie sich unter Leifi-Physik Atomphysik Atomarer Energieaustausch Ausblick Lumineszenz das Applet zur Unterscheidung von Fluoreszenz und Phosphoreszenz an und notieren Sie Unterschiede im Heft. Recherchieren Sie ggf. noch zusätzlich.

https://www.leifiphysik.de/optik/farben/versuche/infrarot-und-ultraviolett

Freihandversuche Faltspektroskop

Betrachten Sie verschiedene Lichtquellen durch das Faltspektroskop. Beachten Sie auch die Anleitung auf dem Faltspektroskop. Fraunhoferlinien mit CD und Stricknadel

Lassen Sie sich die Sonne auf den Kopf scheinen und halten Sie mit der einen Hand eine möglichst blanke Stricknadel vor die Stirn. die andere Hand hält einen CD-Rohling. Idealer Weise fällt das Licht der Sonne nur auf die Nadel und von dort auf die CD. Dunkle Kleidung hilft, Streulicht zu vermeiden. Auch eine Schirmmütze auf dem Kopf kann nützlich sein. Nun kippen Sie die CD, bis man den Reflex der Sonne in der ersten Beugungsordnung spektral zerlegt auf ihr sieht. Stellen Sie die Augen scharf auf das weiter entfernte Spiegelbild der Nadel.

Fraunhoferlinien mit Prisma, schwarzer Pappe und Nadel

Stellen Sie sich mit dem Rücken zur Sonne und halten Sie die Nadel so, dass sie das Sonnenlicht ins Auge refelktiert. Ein Prisma zwischen Auge und Nadel (brechende Kante parallel zur Nadel) erzeugt das Spektrum.

ACHTUNG: SCHAUEN SIE NIE DIREKT IN DAS SONNENLICHT! ES IST SO HELL, DASS ES BEREITS NACH KURZER ZEIT ZU SCHÄDEN IM AUGE FÜHREN KANN!