- Typen von Spektren
- Strahlung schwarzer Körper
- Erzeugung von Linienspektren
Typen von Spektren
Spektren lassen sich vereinfacht in drei Grundtypen einteilen. Einfache Beispiele in den sichtbaren Wellenbereichen sind unten dargestellt.
| Art des Spektrums | Fotografisches Beispiel |
|---|---|
| Kontinuierliches (oder Kontinuum) |  |
| Absorption (dunkle Linie) |  |
| Emission (helle Linie) |  |
Eine Möglichkeit, ein kontinuierliches Spektrum zu erzeugen, ist die thermische Emission eines schwarzen Körpers. Dies ist in der Astronomie von besonderer Bedeutung und wird im nächsten Abschnitt behandelt. Astronomische Spektren können eine Kombination aus Absorptions- und Emissionslinien auf einem kontinuierlichen Hintergrundspektrum sein. Spezifische Beispiele werden auf einer anderen Seite erörtert.
Strahlung schwarzer Körper
Wie entsteht ein kontinuierliches Spektrum? Stellen Sie sich vor, Sie erhitzen eine massive Stahlkugel mit einer Lötlampe. Wenn Sie die Lötlampe entfernen, spüren Sie, wie die Kugel die Wärme wieder abstrahlt. Wenn Sie den Brenner wieder ansetzen, wird mehr Energie in die Kugel geleitet – sie wird heißer. Schließlich beginnt sie schwach zu leuchten. Wenn du sie weiter erhitzt, leuchtet die Kugel erst rot, dann orange, gelb und schließlich weiß. Wenn man sie ausreichend erhitzen kann, leuchtet sie vielleicht sogar blau. Diese Kugel entspricht in etwa dem, was Physiker einen schwarzen Körper nennen.
Ein schwarzer Strahler ist ein theoretisches Objekt, das alle Wärmeenergie, die auf es fällt, vollständig absorbiert, also kein Licht reflektiert und daher schwarz erscheint. Wenn er Energie absorbiert, erwärmt er sich und strahlt die Energie als elektromagnetische Strahlung wieder ab.
In der realen Welt gibt es einige Objekte, die sich dem Verhalten von Schwarzen Körpern annähern. Es muss sich dabei um Quellen thermischer Energie handeln, die so lichtundurchlässig sind, dass das Licht mit dem Material im Inneren der Quelle wechselwirkt. Beispiele für solche Objekte sind die Wolframfäden von Glühlampen und die Kerne von Sternen. Das von einem schwarzen Körper erzeugte kontinuierliche Spektrum ist unverwechselbar und kann als Intensitätsdiagramm der Intensität gegen die emittierte Wellenlänge dargestellt werden. Diese Kurve wird als Schwarzkörperkurve oder Planck-Kurve bezeichnet, nach dem deutschen Physiker Max Planck, der als erster postulierte, dass elektromagnetische Strahlung quantifiziert werden kann. Die folgende Abbildung zeigt die Planck-Kurve für ein Objekt mit einer effektiven Temperatur von 6.000 K, der gleichen Temperatur wie die der Sonne.
Wenn Sie sich die Kurve genau ansehen, werden Sie feststellen, dass das Objekt bei jeder Wellenlänge etwas Strahlung abgibt, auch im ultravioletten und infraroten Wellenbereich. Sie werden auch feststellen, dass die emittierte Energiemenge nicht für alle Wellenlängen gleich groß ist und dass in diesem Fall die Spitzenwellenlänge in den Bereich des sichtbaren Lichts fällt. Was passiert nun, wenn die Temperatur der Quelle des schwarzen Körpers unterschiedlich ist? Die folgende Grafik zeigt die Planck-Kurven für ein Objekt bei vier verschiedenen Temperaturen von 6.000 K bis 4.000 K. Beachten Sie, dass die Wellenlänge hier in Ångström ausgedrückt ist. 1 Ångström = 0,1 Nanometer.
Wie lassen sich die Kurven vergleichen? Zwei wichtige Punkte sollten offensichtlich sein. Erstens: Ein heißeres Objekt strahlt bei jeder Wellenlänge mehr Energie ab als ein kühleres. Zweitens: Je heißer das Objekt ist, desto kürzer ist die Wellenlänge der Spitze der Kurve. Das 6.000-K-Objekt erreicht seinen Höhepunkt eindeutig im sichtbaren Teil des Spektrums, während der Höhepunkt des 4.000-K-Objekts zwischen dem sichtbaren und dem infraroten Bereich liegt. Wie bereits erwähnt, ähneln Sterne schwarzen Körpern und können in ihrer effektiven Temperatur von etwa 2.000 K bis zu 30.000 K variieren. Würde man versuchen, die Intensität von zwei Sternen mit diesen Extremen in einem Diagramm wie dem obigen darzustellen, wäre es äußerst schwierig, sie auf derselben linearen Skala zu zeigen. Wenn wir nur die Spitzenwellenlängen vergleichen wollen, können wir sie mit Hilfe einer normalisierten Energieleistung darstellen, bei der die Spitzenwellenlänge für jeden Stern einer Intensität = 1,0 entspricht. Dies ist unten für sechs verschiedene Temperaturen dargestellt.
Aus dem Diagramm ist deutlich zu erkennen, dass ein 10.000-K-Stern seine maximale Wellenlänge im ultravioletten Bereich des Emissionsspektrums hat, während ein 3.000-K-Stern den größten Teil seiner Strahlung im infraroten Bereich abgibt. Die Form der Kurve bestimmt nicht nur die relative Intensität der verschiedenen Komponenten des vom Stern erzeugten kontinuierlichen Spektrums, sondern auch die Farbe des Sterns. Ein Stern mit 10.000 K erscheint blau-weiß, während ein Stern mit 3.000 K rot erscheint.
Erzeugung von Linienspektren
Linienspektren treten in zwei Formen auf: Absorptionsspektren mit dunklen Linien auf hellem Hintergrund und Emissionsspektren mit hellen Linien auf dunklem oder schwarzem Hintergrund. Diese beiden Arten sind miteinander verwandt und entstehen durch quantenmechanische Wechselwirkungen zwischen den Elektronen, die die Atome umkreisen, und den Photonen des Lichts. Jedes Lichtphoton hat eine bestimmte Frequenz. Die Energie eines Photons ist eine Funktion seiner Frequenz und wird bestimmt durch:
E = hf wobei f die Frequenz des Photons, E die Energie und h die Plancksche Konstante (= 6,626 x 10-34J.s) ist