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Sternspektren Informationen aus dem Weltall

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Sternspektren Informationen aus dem Weltall. Was wir aus der spektralen Zerlegung des Sternenlichts lernen können. Matthias Borchardt - 2002. Ein Feld von vielen Sternen wurde durch ein optisches Gitter fotografiert:. Die Spektren der Sterne sind nicht gleich, wie man

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Sternspektren Informationen aus dem Weltall


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sternspektren informationen aus dem weltall

SternspektrenInformationen aus dem Weltall

Was wir aus der spektralen Zerlegung des Sternenlichts lernen können

Matthias Borchardt - 2002

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Ein Feld von vielen Sternen wurde durch

ein optisches Gitter fotografiert:

Die Spektren der Sterne

sind nicht gleich, wie man

deutlich erkennen kann.

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Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?

  • Die Oberflächentemperatur des Sterns
  • Die chemische Zusammensetzung der

Sternatmosphäre

  • Die Geschwindigkeit des Sterns
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Die Oberflächentemperatur von Sternen

Schon mit bloßem Auge erkennt man am Sternenhimmel, dass die Sterne verschiedene Farben haben.

Manche leuchten mehr rötlich, andere mehr gelblich oder sogar blau bis weiß. Dies liegt an der unterschiedlichen Oberflächen-

temperatur der Sterne.

Die Abbildung zeigt das

Sternbild ORION.

Der rötliche Stern oben links

heißt Beteigeuze und hat eine Temperatur von 3.200 Kelvin.

Der blau leuchtende Stern unten rechts heißt Rigel – er hat eine Temperatur von 12.000 Kelvin.

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Der Zusammenhang zwischen Temperatur und Farbe der Sterne

An den folgenden Spektren erkennt man, dass mit steigender Temperatur das Strahlungsmaximum in den blauen Bereich wandert.

(Sonne)

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Ein Stern ist ein glühender Körper.

Für solche Körper hat man den Zusammenhang zwischen der

Temperatur und der Intensitäts-verteilung der Strahlung auf die ver-schiedenen Wellenlängen genau untersucht.

Max Planck konnte 1913 die Gesetzmäßigkeiten eines sogenannten

schwarzen Strahlers theoretisch genau beschreieben.

Dabei führte er die berühmte Naturkonstante h ein, die man heute

als Planck-Konstante bezeichnet und die wichtigste Konstante der modernen Physik geworden ist.

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Die Strahlungeines schwarzen Körpers

Ein schwarzer Körper wird auf 2000° K

erhitzt. Dann wird die Intensität der

Strahlung in Abhängigkeit der Wellenlänge

gemessen. Die Kurve zeigt, dass der

Schwarze Körper fast unsichtbar ist –

er strahlt kaum im sichtbaren aber stark

im infraroten Bereich (Wärmestrahlung).

Der Körper wird auf 4000° K erhitzt.

Ein großer Teil des Spektrums liegt

bereits im sichtbaren Bereich.

Bei einer Erhöhung der Temperatur auf

6000° K (Oberflächentemperatur der

Sonne) verschiebt sich das Maximum

der Intensität deutlich in den sichtbaren

Bereich. Der Körper strahlt viel Energie

im grünen Bereich des Spektrums ab.

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Für die Maxima der Kurven gilt das sogenannte

„Wiensche Verschiebungsgesetz“ (Wilhelm Wien 1864 – 1926)

Es beschreibt den Zusammenhang zwischen der Temperatur eines

schwarzen Körpers und der Wellenlänge, bei der er die meiste

Energie abgestrahlt wird.

(m•K ist die Einheit: Meter mal Kelvin)

Die Temperatur eines Sterns lässt sich so aus

seiner spektralen Kurve ermitteln, indem man die

Wellenlänge bestimmt, bei der der Stern sein

Strahlungsmaximum hat.

(Dies ist in der Realität jedoch oft nicht so einfach,

da die Spektren in der Regel von vielen Absorptionslinien

durchsetzt sind und das Strahlungsmaximum schwierig zu

bestimmen ist.)

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Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?

  • Die Oberflächentemperatur des Sterns
  • Die chemische Zusammensetzung der

Sternatmosphäre

  • Die Geschwindigkeit des Sterns
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Die chemische Zusammensetzung der Sternatmosphäre

Glühende Körper strahlen immer ein kontinuierliches Spektrum ab.

Auch von der Sternoberfläche wird daher eine kontinuierliche

Wellenlängenverteilung abgegeben.

Diese Strahlung muss allerdings bei ihrem Weg in den Weltraum

die Sternatmosphäre durchdringen, die aus heißen Gasen der

verschiedensten chemischen Elemente besteht.

Dabei werden bestimmte Wellenlängen des Sternlichts absorbiert.

Im kontinuierlichen Spektrum, das wir auf der Erde empfangen,

fehlen diese Wellenlängen – an diesen Stellen findet man schwarze

Linien im farbigen Spektralband.

Man spricht von einem Absorptionsspektrum.

Im Spektrum der Sonne findet man daher zahlreiche Absorptionslinien,

auch sehr schwache, denn die Sonne ist nah.

Bei weit entfernten Sternen lassen sich nur die stärksten Absorptions-

linien nachweisen.

Die Intensität der Linien gibt einen Hinweis über die Häufigkeit

eines bestimmten Elements.

Die verschiedenen Anteile von Elementen sagen uns, in welchem

Entwicklungszustand der Stern ist, wie alt er ist und welche Masse

er wahrscheinlich hat.

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Das Sonnenspektrum mit den zahlreichen Absorptionslinien

(Frauenhoferlinien)

Darunter das Spektrum des Sterns Vega.

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Ein Ausschnitt aus dem Sonnenspektrum zeigt, wie sich den

einzelnen Absorptionslinien ganz bestimme chemische Elemente

zuordnen lassen:

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Was lässt sich aus Sternspektren „ablesen ?

  • Die Oberflächentemperatur des Sterns
  • Die chemische Zusammensetzung der

Sternatmosphäre

  • Die Geschwindigkeit des Sterns
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Die Geschwindigkeit der Sterne

Das Weltall ist nicht statisch, sondern in ständiger Bewegung.

Dies gilt auch für die Sterne in unser näheren Umgebung, d.h.

innerhalb der Milchstraße.

Sterne können sich auf uns zu- oder von uns wegbewegen.

Das Licht wird dabei aufgrund des Dopplereffekts kurzwelliger

(blauer), wenn sich die Lichtquelle auf uns zubewegt und langwelliger

(roter), wenn sich die Quelle von uns wegbewegt.

Entsprechend werden auch die Absorptionslinien verschoben.

Aus dieser Verschiebung lässt sich verhältnismäßig einfach die

Geschwindigkeit des Sterns errechnen.

ruhender Stern

Stern bewegt sich

von uns weg

 Rotverschiebung der

Absorptionslinien