Geschichte Wechselwirkung Licht – Materie



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tarix29.07.2018
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  • Geschichte

  • Wechselwirkung Licht – Materie

  • Streuung

  • Absorption, Emission, Einsteinkoeffizienten

  • Thermische Gleichgewichte

  • Literatur



1802 William Wollaston entdeckt Spektrallinien zum ersten Mal

  • 1802 William Wollaston entdeckt Spektrallinien zum ersten Mal

  • 1814 Joseph Fraunhofer entdeckt sie wieder und erforscht sie

  • ab 1859 Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Kirchoff erkennen, daß mittels Spektren die chemischen Elemente identifiziert werden können

  • 1866 Angelo Secchi erarbeitet eine Klassifizierung der Sterne

  • ab 1885 Harvard Klassifizierung

  • 1908, 1913 Hertzsprung-Russel Diagramm

  • 1916 Einsteinkoeffizienten

  • Ab 1925 physikalische Erklärung durch Quantenmechanik



Querschnitt, stark vereinfacht

  • Querschnitt, stark vereinfacht





Kontinuum der Sonne aus David F. Gray, Stellar Photospheres

  • Kontinuum der Sonne aus David F. Gray, Stellar Photospheres



Thomson-Streuung:

  • Thomson-Streuung:

  • Niederenergetische Photonen (große Wellenlänge) mit freien langsamen (niederenergetischen) Elektronen

  • Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht

  • Wirkungsquerschnitt unabhängig von der Frequenz

  • Rayleigh-Streuung:

  • Niederenergetische Photonen mit gebundenen Elektronen, also Atomen oder

  • Molekülen

  • Elastische Streuung, d. h. Wellenlänge ändert sich nicht

  • Aber Wirkungsquerschnitt abhängig von der Frequenz ~ ν4

  • Bei beiden Winkelabhängikeit ~ 1 + cos2 φ

  • d. h. Vorwärts- wie Rückwärtsstreuung gleich stark

  • Ein Teil der Strahlung wird also wieder in das Sterninnere zurückgeschickt

  • Durch beide Streuungsarten wird das allgemeine Strahlungsfeld, Kontinuum genannt, abgeschwächt, aber keine Absorptionslinien erzeugt.











Wirkliche Absorption in einem engen Spektralbereich kann nur durch Kollision entstehen.

  • Wirkliche Absorption in einem engen Spektralbereich kann nur durch Kollision entstehen.

  • Die dadurch verbrauchte Energie wird in Wärme umgewandelt

  • Die Photosphäre wird dadurch um 200 K erwärmt

  • Lokales thermisches Gleichgewicht:

  • Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können natürlich wieder Atome angeregt werden. An der Verteilung der Strahlungsenergie über die einzelnen Wellenlängen ändert sich nichts

  • Kein lokales thermisches Gleichgewicht:

  • Bei weiteren Zusammenstößen zwischen Atomen bzw. Elektronen können natürlich wieder Atome angeregt werden. Jedoch werden dabei auch andere Energieniveaus besetzt, sodaß sich beim Zerfall die Strahlung auf das Kontinuum verteilt. Es findet also eine temperaturabhängige Umverteilung des Energiniveaus auf andere Wellenlängen statt, die das Kontinuum erhöht.



Querschnitt, stark vereinfacht

  • Querschnitt, stark vereinfacht



Was geschieht am Sonnenrand?

  • Was geschieht am Sonnenrand?

  • Das bisher gesagte gilt für die randfernen Bereiche der Sonne.

  • Die dort entstehende Strahlung kann wegen der geringen Dichte ungehindert ohne Kollisionen entweichen. Daher haben wir statt der Absorptions- Emisionslinien!



Aus Michael Stix, The Sun

  • Aus Michael Stix, The Sun





Aus D. Emerson, Interpreting astronomical spectra

          • Aus D. Emerson, Interpreting astronomical spectra


[1] R. J. Rutten, Radiative Transfer in Stellar Atmospheres, http://www.astro.uu.nl/~rutten/Lecture_notes.html

  • [1] R. J. Rutten, Radiative Transfer in Stellar Atmospheres, http://www.astro.uu.nl/~rutten/Lecture_notes.html

  • [2] D. Mihalas and B. Weibel-Mihalas, Foundations of Radiation Hydrodynamics

  • [3] F. H. Shu, The Physics of Astrophysics, Vol. I Radiation

  • [4] D. Emerson, Interpreting astronomical Spectra





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