Post on 11-Jan-2016
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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
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
Spektrum der Sonne
Experiment: Spalt, Geradsichtprisma, Schirm Spektralfarben der Sonne
Taschenspektrograph Frauenhoferlinien
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
SonnenspektrumDas Spektrum stellt die auffälligsten Absorptionslinien im Sonnenspektrum dar. Die Bezeichnung mit Buchstaben stammt von Fraunhofer.
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
Intensitäts-Diagramm
• Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums• Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
Intensitäts-Diagramm
• Normierung der Intensität des einfallenden Lichtes auf die Intensität des Kontinuums• Licht der ungestörten Sonnenoberfläche hat die Intensität 1,0
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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.
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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)
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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.
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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.
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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
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vc
vvc1
00
1
10
1
1
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11
0
21
2121
21
21
Geschwindigkeit v1
0
01
'
cv
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Optischer Doppler-Effekt
(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
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00
2
20
2
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22
0
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2121
21
21
Geschwindigkeit v2
0
02
''
cv
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Optischer Doppler-Effekt
(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
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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
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SOFIA Astronomie Sonnenspektroskopie
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