Untersuchung von Sonnenlicht mit spektroskopischen Methoden Barbora Benesova, 8.a BRG Kepler Graz

Schuljahr 2002/03 Betreuuer: Dr. Gerhard Rath

Inhaltsverzeichnis 1

2

3

4

5

Quantenphysikalische Grundlagen

3

1.1

Das elektromagnetische Spektrum

3

1.2

Elektronen und ihre Energien

3

1.3

Sonnenspektren

4

1.4

Atome und Moleküle

4

Instrumentarium

6

2.1

Das Teleskop

6

2.2

Die Verbindung

6

2.3

Der Monochromator

8

Kalibrierung des optischen Systems

9

3.1

Die Vorgangsweise

10

3.2

Die Genauigkeit des optischen Systems

11

3.3

Spektrale Auflösung

12

Verlauf einer Messung

12

4.1

Sonnenmessung

12

4.2

Messungen von Kalibrierlampen

13

4.3

Andere Messungen

13

Auswertung der Messungen

13

5.1

Nummerierung der Linien

13

5.2 Unterscheidung der Absorptionslinien der Sonne von den durch die Erdatmosphäre erzeugten 14

6

5.3

Zuordnung der Sonnenlinien

15

5.4

Zuordnung der irdischen Linien

16

Ergebnisse der Messungen

16

6.1

Aufbau der Sonne

16

6.2

Temperatur der Sonne

17

6.3

Spektroskopische Eigenschaften der atomaren Linien

18

6.4

Spektroskopische Eigenschaften der molekularen Linien

19

7

Ausblick

20

8

Literaturnachweis

22

9

ANHANG

23

9.1

Tabellen, Bilder und Graphen

23 2

1 Quantenphysikalische Grundlagen Wenn in dieser Arbeit von Spektren die Rede ist, ist ein kleiner Bereich des elektromagnetischen Spektrums gemeint, nämlich der von 450 nm bis etwa 1000 nm, also der Bereich des Sichtbaren sowie ein Teil des nahen Infrarot.

1.1

Das elektromagnetische Spektrum

Alle Signale, die man von Sternen empfängt, und somit auch das Licht, sind elektromagnetische Wellen. Diese beschreibt man als kombinierte elektrische und magnetische Felder, die sich periodisch ändern. Würde man diese Änderung in einem Koordinatensystem eintragen, so erhielte man, ähnlich wie bei einem Pendel, eine Schwingung. Diese ist durch drei Parameter festgelegt: • Die Wellenlänge (λ), ist der Abstand auf der x-Achse zwischen zwei aufeinander folgenden Punkten, die die gleichen y- aber verschiedene x-Koordinaten haben • Die Amplitude, ist die y-Koordinate im Maximum der Schwingung • Die Ausbreitungsgeschwindigkeit (c). Ein weiterer Parameter, der zur Beschreibung einer Welle herangezogen wird, ist ihre Intensität. Als Intensität bezeichnet man die Menge der Energie, die in einer bestimmten Zeit auf einen Detektor fällt. Sie steht in einem Integralverhältnis zur y-Koordinate der Welle. Der markante Unterschied ist aber, dass auch wenn die Intensität konstant ist, sich die yKoordinate ändert. Man spricht nun in der Quantenphysik vom Dualismus, d.h. man kann Licht nicht nur als Welle, sondern auch als Teilchen beschreiben. In dieser Auffassung ist dann die Wellenlänge mit der Energie, die ein Photon (so werden Lichtteilchen genannt) hat, in ein Verhältnis zu setzen. Diese beiden Größen können leicht ineinander umgerechnet werden mit

E = h*

c

λ Gl. 1-1

Dabei ist h das Planck’sche Wirkungsquantum und c die Lichtgeschwindigkeit. Misst man nun ein Spektrum, so werden nicht die einzelnen Schwingungen dargestellt, sondern eine Funktion, bei der alle Wellenlängen gegen die entsprechenden Intensitäten aufgetragen sind.

1.2 Elektronen und ihre Energien Stellt man sich nun die Frage, wo diese Wellen oder Photonen herkommen, so ist die Antwort bei den Atomen zu suchen. Ein Atom besteht grundsätzlich aus einem Kern, der sich wiederum aus Protonen und Neutronen zusammensetzt, und einer Elektronenhülle. Für die hier behandelten Spektren ist nur die Elektronenhülle von Interesse. Alle Elektronen besitzen eine Energie. Jedoch anders, als man es vom Alltag gewohnt ist, können sie nicht jede beliebige Energie annehmen, sondern nur diskrete Energiestufen besetzen. Diese sind nun in jedem Atom (jeder Atomart) anders. Fügt man einem Atom Energie zu, so kann sich eines (oder mehrere) seiner Elektronen auf eine höhere Energiestufe heben. Man nennt diesen Zustand, in dem sich das Elektron dann befindet, einen angeregten Zustand. Dieser jedoch ist nicht stabil und das Elektron verliert seine Energie z.B. wieder in Form eines Photons bzw. als elektromagnetische Welle.

3

1.3 Sonnenspektren Was man beobachten kann, wenn man sein Spektroskop auf die Sonne richtet, ist eine Kurve, die grundsätzlich eine kontinuierliche Energie hat, außer bei manchen Wellenlängen. Dort zeigen sich Einschnitte, also die Intensität ist hier deutlich kleiner (vgl. (Graph 4 z.B.). Diese Einschnitte werden oft als „Linien“ bezeichnet. Diese fehlende Energie wurde zur Anregung von Elektronen genützt. In Kap. 1.2 wurde bereits erklärt, dass man auf Elektronen Energie übertragen kann, womit man sie in höhere Energieniveaus bringt. Es muss aber genau die richtige Menge an Energie zugefügt werde, damit dieser Vorgang auch stattfinden kann, nämlich ∆E = E 2 − E1 Gl. 1-2

Wobei E1 und E2 die Energien des Ausgangs- und des angeregten Zustandes sind. ∆E nun ist bei jeder Atom- oder Molekülart verschieden. Da nach Gl. 1-1 jeder Energie auch eine Wellenlänge zugeordnet werden kann, ist klar, dass jedes Atom (Molekül) bei ganz speziellen Wellenlängen Licht verwendet um seine Elektronen auf höhere Niveaus zu heben. Deswegen kann man aus jeder Absorptionslinie auf das zugehörige Element schließen. Man kann diese Absorption messen, obwohl doch in Kap. 1.2 darauf hingewiesen wurde, dass wenig später diese Energie abgestrahlt wird, weil diese aber kugelförmig abgestrahlt wird. Daraus folgt, dass nur ein Teil des emittierten Lichtes den Beobachter trifft. [1]

1.4 Atome und Moleküle In den vorliegenden Messungen sind sowohl Linien der Sonnenatmosphäre, als auch solche der Erdatmosphäre beobachtet worden. Erstere sind auf Atome (Da es auf der Sonne im beobachteten Bereich keine intensiven Molekularspektren gibt) zurückzuführen, letztere auf Moleküle. Es ist daher von Interesse die grundlegenden Unterschiede zwischen Atom- und Molekülspektren zu erklären.

1.4.1 Atome In Kap. 1.2 ist bereits darauf hingewiesen worden, dass Elektronen in Atomen verschiedene Energieniveaus besetzen. Es werden nun verschiedene Modelle angewendet, um die Lage bzw. Energie der einzelnen Elektronen zu beschreiben. Historisch älter ist das bekanntere Bohr’sche Atommodel. Dort kreisen die Elektronen wie Planeten um den Atomkern. Heutzutage wird aber das besser der Realität entsprechende Modell, das sich aus den Interpretationen der Schrödingergleichungen ergibt, verwendet. Auch im gegeben Fall ist es empfehlenswert mit diesem zu arbeiten. Es beschreibt die Elektronen einerseits als Wellen, andererseits (und diese Vorstellung soll hier weiter verwendet werden) als Teilchen, die sich in bestimmten Räumen, den Orbitalen, mit hoher Wahrscheinlichkeit aufhalten. Je nach der geometrischen Form dieser Orbitale unterscheidet man mehrere Orbitaltypen. Deren Anordnung auf der Energieskala in ist Abb. 1-1 dargestellt.

4

Abb. 1-1aus [1]

1.4.2

Moleküle

Auch die Elektronen von Molekülen können, ähnlich wie die der Atome, verschiedene Zustände besetzen. Genauso können sie angeregt werden. Moleküle können aber auch andere Zustände annehmen, die mit ihrer Geometrie zusammenhängen. Besitzt das beobachtete Molekül ein Dipolmoment, also vereinfacht gesagt, es hat einen positiven Pol auf der einen Seite, und einen negativen auf der anderen, kann es verschiedene Rotationsenergiezustände besetzen - Rotationsspektren werden beobachtet. Das Dipolmoment ändert sich während der Rotation nicht. Ändert sich aber durch Verformung des Moleküls das Dipolmoment, treten Vibrationsspektren auf. Diese sind auf die energetisch verschiedenen Schwingungen des Moleküls zurückzuführen.[2] Vibriert ein Molekül, sein Dipolmoment ändert sich aber nicht, so kann man Raman Spektren beobachten, die aber in dieser Arbeit nicht von Interesse sind. Natürlich ist es möglich, dass Rotation und Vibration (wobei Rotation auch als Subzustand der Vibration auftritt, weswegen man auch von Vibration-Rotationspektren spricht) parallel auftreten. Diese, nur für Moleküle typischen Zustände, sind nun energetisch sehr nahe aneinander, wie man aus Abb. 1-2 erkennen kann. Diese zeigt, dass die eben beschriebenen Molekülübergänge als Subzustände der Elektronenniveaus zu sehen sind. Ein Elektronenübergang demnach kann auch Übergänge der Rotation genauso wie der Vibration beinhalten.[3] Es ist nachvollziehbar, dass die einzelnen Übergänge der Vibration und Rotation spektral sehr nah beieinander liegen und nur mit hohen Auflösungen unterschieden werden können. Deswegen werden diese Molekülübergänge oft auch als „Banden“ gesehen, da die einzelnen Absorptionslinien dieser nicht unterscheidbar sind. Sehr hohe Konzentrationen von Linien oder schwarze Bereiche im Spektrum sind deswegen eindeutige Indizien für Moleküle.

5

Abb. 1-2 aus [3]

2 Instrumentarium Bei allen Messungen wurde das Linsenteleskop der Sternwarte des BRG Kepler in Verbindung mit einem Monochromator, hergestellt von der Firma Karger, verwendet.

2.1 Das Teleskop Es wurde ein Linsenteleskop mit 120 cm Brennweite und einer Öffnung von ca. 15 cm zur Bündelung des Lichtes verwendet.[4] Nachdem sich sehr bald gezeigt hatte, dass das Sonnenlicht ohne jegliche Dämmung zu intensiv ist, wurde ein Teil des Lichtes mit Hilfe eines Herschel-Keils abgelenkt und konnte so nicht mehr zum Monochromator gelangen.

2.2 Die Verbindung Da es technisch unmöglich ist (schon allein wegen seiner Masse), den Monochromators direkt als Okular an das Teleskop zu befestigen, musste eine Möglichkeit gefunden werden, das zu beobachtende Licht dorthin ‚umzuleiten’. Hierzu wurde ein Lichtleiter verwendet.

2.2.1 Die Funktionsweise Eine Lichtleiter funktioniert nach dem Prinzip der Totalreflexion. Grundsätzlich wird ein Lichtstrahl bei seinem Übergang von einem in ein anderes optisches Medium nach sin α c1 n 2 = = sin β c 2 n1 Gl. 2-1

6

gebrochen, wobei α der Einfallswinkel, β der Brechungswinkel, c die beiden Lichtgeschwindigkeiten und n die beiden Lichtbrechungsindices sind. (vgl. Abb. 2-1) [5]

n1, c1

α

β

n2, c2

Abb. 2-1

Ist nach Gl. 2-1 n2 größer als n1 (in (Abb. 2-1) ist genau der umgekehrte Fall dargestellt) wird der

Ausfallswinkel β größer als der Einfallswinkel α. Erreicht nun α eine kritische Grenze, nämlich

α k = arcsin(

n2 ) n1 Gl. 2-2

wird der Lichtstrahl totalreflektiert (vgl. Abb. 2-2) [6] wobei gilt: [5] α=α’ Gl. 2-3

α

α’

n1, c1

n2, c2

Abb. 2-2

Ein Lichtleiter besteht nun aus einem Kern und einem Mantel, wobei der Brechungsindex des Kerns höher ist. Der Lichtstrahl wird also durch oftmalige Totalreflexion weitertransportiert.

2.2.2 Die Einkopplung Nach Gl. 2-2 muss der Lichtstrahl innerhalb eines bestimmten Winkels eintreten um weitertransportiert zu werden. Unter demselben Winkel tritt der Lichtstrahl auch wieder aus. Um aber möglichst hohe Intensitäten bei den Spektren messen zu können muss das zu messende Licht unter einem monochromatorabhängigen Winkel konvergent auf den Spalt fallen. Da nun nach dem Austritt aus dem Lichtleiter das Licht auseinander geht, es aber fokussiert werden soll (vgl. Abb. 2-3) wurde eine konkave Linse, deren Brennweite nach

7

F=

O*I O−I Gl. 2-4

[7] berechnet wurde, wobei O die Objektivweite und I die Bildweite sind, verwendet. O und I wurden mit trigonometrischen Formeln bestimmt: O aus dem kritischen Winkel des Lichtleiters (dieser wurde empirisch bestimmt und beträgt 22°) und dem Durchmesser der Linse, der mit 20 mm gewählt wurde, und I aus eben diesem Durchmesser und dem idealen Einfallswinkel in den Monochromator (dieser war mit 7,5° gegeben)(vgl. Abb. 2-3). Dieses optische System wurde noch vor dem Spalt des Monochromators montiert und mit einer schwarzen Plane abgedeckt. Es konnte berechnet werden, dass O die Länge 51,44 mm haben muss und I 152,5 mm lang sein soll. Nach Gl. 2-4 konnte nun bestimmt werden, dass die Brennweite der verwendeten Linse in etwa 77 mm Brennweite haben soll.

Spalt

Linse

Lichtleiter

O

I Abb. 2-3

2.3 Der Monochromator Der verwendete Monochromator ist ein optisches Gerät, das mit Hilfe eines optischen Gitters das Licht in seine Wellenlängen teilt, das entstandene Spektrum anschließend mit einem CCD–Detektor aufnimmt und am Computer als eine Funktion von Wellenlänge und Intensität darstellt.

2.3.1 Das Gitter Ein optisches Gitter ist eine Platte aus optischem Material mit einer Vielzahl von Vertiefungen, deren Abstand normalerweise kleiner als ein µm ist, und das mit den Prinzipien der Interferenz arbeitet. Fallen nun zwei Lichtstrahlen A und B unter dem Winkel I auf das Gitter, so werden sie unter einem Winkel D zum Lot reflektiert. (vgl. Abb. 2-4)

Abb. 2-4 aus [8]

Der Weg von B zu B’ ist aber länger, nämlich um 8

a sin (I) + a sin (D) Gl. 2-5

[8], wobei a der Abstand von zwei Vertiefungen, die Gitterkonstante ist. Da nun B und B’ einen längeren Lichtweg haben, trifft B’ phasenverschoben auf A’. Der Einfachheit wegen sollen nur zwei Interferenzfälle in Betracht gezogen werden. Der Lichtweg von B und B’ verlängere sich um ein ganzes Vielfaches (man bezeichnet diesen Faktor als m; vgl. Gl. 2-6) der Wellenlänge (λ), dann wird die Intensität verstärkt, es entsteht ein Maximum. Oder aber der Lichtweg verlängert sich um ein ganzes Vielfaches von 1/2λ, dann löschen sich die beiden Wellen gegenseitig aus. Es entstehen also mehrere Maxima für die gleiche Wellenlänge, wobei gilt a (sin(I)+sin(D)) = mλ Gl. 2-6

[8]. Diese Gleichung wird die Gittergleichung genannt. Zieht man mehr als zwei Vertiefungen in Betracht, so ändert sich diese Gleichung nicht, nur die Maxima werden schärfer. [8]. Die Lage eines Maximums aber ist nicht nur von der Ordnung m in der beobachtet wird, sondern auch von der Wellenlänge des Lichtes abhängig, weswegen es letztendlich zur Aufteilung des Lichtes kommt. Aus Gl. 2-6 ergibt sich aber auch, dass sich Linien im Spektrum zeigen können, die man eigentlich nicht beobachten sollte. Diese sind Linien einer anderen Ordnung. Beobachtet man also beispielsweise eine Wellenlänge von 600 nm in der ersten Ordnung, so beobachtet man ebenfalls λ300 nm in der zweiten Ordnung, weswegen bei allen Messungen Filter verwendet wurden, um die ungewünschten Ordnungen zu entfernen.

2.3.2 Die Anordnung Beim verwendeten Gerät fällt das zu analysierende Licht zuerst durch einen Spalt auf einen konkaven Spiegel, von dort aus wird es als ein paralleles Lichtbündel auf ein Gitter reflektiert, welches das Licht zerlegt und auf einen konkaven Spiegel reflektiert, von wo aus das Licht zum Detektor gelangt. Da der Monochromator durch seinen langen Lichtweg eine so hohe Auflösung hat, dass nur ein Teil des Spektrums zum Detektor gelangt, ist dieser zusätzlich mit einer mikrometrischen Schraube ausgestattet. Dreht man diese, so verändert man die Position des Gitters und damit auch den Einfallswinkel I und damit auch D. Deswegen erscheint nach Veränderung der Position der mikrometer-Schraube ein anderer Teil des Spektrums am Detektor. (vgl. Bild 2)

3 Kalibrierung des optischen Systems Beim ersten Einsatz des optischen Systems entsprachen die am Computer dargestellten Wellenlängen absolut nicht der Realität. Deswegen war es nötig, das System neu zu kalibrieren. Formt man Gl. 2-6 um, so kann man auch schreiben:

λ=

a (sin( I ) + sin( D) m Gl. 3-1

Zur Vereinfachung nehme man an, dass I eine Konstante ist, (das ist sie auch, ändert man die Position des Gitters nicht) ebenso wie m und a. So wird deutlich dass sich λ in Abhängigkeit von sin(D) ändert, also durch eine Sinusfunktion beschrieben werden kann. Dennoch kann 9

man näherungsweise annehmen, dass sich λ linear ändert (da eine Sekante an diese Schwingung fast alle Punkte annähernd gut beschreibt). Es ist aber zu berücksichtigen, dass die Abweichung der Kalibrierung von der Linearität gleichmäßig sein muss (vgl. Kap. 3.1) und dass eine quadratische Funktion für λ eine noch bessere Näherung ist (vlg. (Kap.3.1).

3.1 Die Vorgangsweise Da nun die Lage des Spektrums am Bildschirm überhaupt nicht zugeordnet werden konnte (es war unmöglich, weder die Lage der Linien, noch ihren Abstand oder ihre Ordnung zu bestimmen), war es nötig, eine Lichtquelle zu verwenden, die nur ein Maximum hat. Anfangs ungeeignet war eine Hg/Ne-Spektrallampe, die über 50 Linien erzeugte. (Später aber wurde diese zur Kalibrierung herangezogen). Besonders gut eignete sich hingegen eine LED-Diode, die ein Maximum bei einer fixen Wellenlänge hat und eine spektrale Breite von ca. 30 nm.[9] Leuchtet man also mit einer grünen LED in den Monochromator und dann mit der Spektrallampe, erhält man ein Spektrum ähnlich wie in Graph 1 (wobei hier das rote Spektrum das der LED ist, das blaue ist der Kalibrierlampe zuzuordnen), dessen Maximum bei 525 nm liegt. Vergleicht man nun das Spektrum der LED mit einem Spektrum der Kalibrierlampe an derselben Position der mikrometer-Schraube, so kann man mindestens eine Linie schon zuordnen, nämlich die bei 546.1 nm. Kann man dann noch mindestens eine (erwünschenswert sind aber mehrere) Linie richtig zuordnen, ist es möglich das erste Kalibriergesetz abzuleiten, dass in diesem Fall lautet

λ=0,0633*k + 544,29 Gl. 3-2

Dabei ist k die Anzahl der Pixel (der 0te Pixel liegt bei 544,29 nm) und λ die Wellenlänge, die dem jeweiligen Pixel zugeordnet werden kann. Diese Annäherung funktioniert sehr gut für kleinere Abschnitte, wird aber bei größeren Wellenlängenbereichen ungenau. Deswegen wurde eine zweite – quadratische – Annäherung berechnet:

λ = -4,3886882 *10 -7 * (k 2 ) + 0,065087 * k + 543,338106 Gl. 3-3

Bedenkt man nun, dass λ sich nach Gl. 3-1 mit einer Sinusfunktion ändert, versteht man auch, warum die quadratische Gleichung eine bessere Approximation ist, sie entspricht (teilweise) besser einer Sinuskurve. (vgl. Abb. 3-1)

10

Abb. 3-1

In Abb. 3-1 ist die schwarze Kurve die lineare und die rosa Kurve die quadratische Approximation, die blaue Kurve stellt die Sinusfunktion dar. Der Einfachheit halber wurde statt einer Sinuskurve eine Kosinuskurve verwendet, was aber nichts am Sachverhalt ändert, der demonstriert werden sollte. Weiter sieht man aus Abb. 3-1, dass die Abweichung der Punkte der Kosinuskurve von der Linearität regelmäßig ist. Ist diese Bedingung auch bei der Kalibrierung erfüllt, so kann diese als richtig angesehen werden. In Tabelle 1 sind alle Linien, die mit Hilfe von [10] zugeordnet wurden, samt der berechneten Wellenlänge sowie der Abweichung von der Berechnung dargestellt. Die Bestätigung für die Richtigkeit der Wellenlänge bietet nun Graph 2, in dem die Abweichung von der Linearität gegen die jeweilige Pixelanzahl dargestellt ist. Bislang wurde nur die Kalibrierung der X-Achse, also der Achse auf der die Wellenlänge eingetragen ist, beschrieben. Die Kalibrierung der Y-Achse, also der Intensitätsachse, ist ein aufwendigerer Prozess und wurde deshalb aus Zeitgründen (das Spektroskop sollte sehr rasch zur Verfügung stehen) und auch aus Gründen der nicht so hohen Notwendigkeit weggelassen. Es sollte nämlich nur qualitative Spektralanalyse durchgeführt werden, d.h. Linien sollten ihren Wellenlängen zugeordnet werden. Es soll also an dieser Stelle betont werden, dass die Intensität nicht als eine absolute gemessene Größe gesehen werden darf. Dennoch ist es durchaus möglich die Intensitäten der Linien prozentuell miteinander zu vergleichen, ebenso wie Trends in den Intensitäten wahrzunehmen. Bis auf wenige Ausnahmen hat sich nämlich auch bei der Kalibrierung bestätigt, dass die Intensitäten der einzelnen Linien zueinander stimmen.

3.2 Die Genauigkeit des optischen Systems Zu den wichtigsten Faktoren zur Charakterisierung von Messungen gehören die Messfehler. Grundsätzlich gibt es keine absolut genauen Messungen, sondern streuen alle Messergebnisse regelmäßig um den Mittelwert einer Messreihe. Im gegebenen Fall treten zwei Fehler auf, ein systematischer und ein normalverteilter. Unter einem systematischen Fehler versteht man einen Fehler, der bei jeder Messung auftritt, also einen, der schon durch das Messsystem gegeben ist, in diesem Fall durch Ungenauigkeiten in der Kalibrierung. Der normalverteilte Fehler entsteht durch die Notwendigkeit der Drehung der mikrometrischen Schraube. Obwohl ihre gewünschte Position bekannt ist, kann der Messleiter nie genau die richtige Position erreichen, sondern sie streut um einen Mittelwert, so wie auch die Messergebnisse um diesen streuen. Im gegeben Fall wurde also eine Messreihe von 30 Messungen der Na-Doppellinie, die in der Literatur mit 588.997 nm und 589.594 nm angegeben ist, [11] durchgeführt. Aus diesen Daten wurde dann ihr arithmetisches Mittel nach x=

1 n ∑ xi n i =0 Gl. 3-4

wobei n die Anzahl und xi die Werte der Glieder der Messreihe sind, berechnet. Die Abweichung des Mittelwertes (der die beste Näherung an das wirkliche Messergebnis darstellt) von den Literaturwerten wird als der systematische oder Kalibrierungsfehler aufgefasst. Weiters wurde die empirische Standardabweichung nach

11

s=

n 1 * ∑ ( xi − x ) 2 n − 1 i =0

Gl. 3-5

Ermittelt, wobei das arithmetische Mittel aus Gl. 3-4 bekannt war. Diese stellt nun die statistische Abweichung vom wahren Wert dar, verursacht durch die Positionsungenauigkeit der mikrometrischen Schraube. Die komplette Messabweichung wurde nun zur Vereinfachung als Summe dieser beiden Ungenauigkeiten gesehen, diese bewegte sich um 1 nm. Die Werte der Messreihe sowie Mittelwert und Standardabweichung können in Tabelle 2 nachgelesen werden. Die Ergebnisse einer Messung sind natürlich nur für die speziellen Wellenlängen gültig (die Fehler der Kalibrierung z.B. sind bei jeder Wellenlänge anders), sie können jedoch als ein repräsentativer Wert für das ganze Messsystem gesehen werden. Ebenfalls bestätigen die Analysen die errechneten Abweichungen. Die unterschiedliche Größe der Standardabweichung (nach der Modellannahme sollte sie das nicht sein) lässt sich durch die kleine Datenmenge und die Ableseungenauigkeit (nur auf 2 Kommastellen genau) erklären. Dennoch muss betont werden, dass eine Abweichung von 1 nm relativ klein ist und für den schulischen Bereich eine hohe Genauigkeit der Messungen bedeutet.

3.3 Spektrale Auflösung Ein weiterer wichtiger Faktor ist die spektrale Auflösung. Sie bedeutet die Breite einer Linie, die in Wirklichkeit schärfer ist (sogar unendlich scharf im idealen Fall).[12] Alle Messungen zeigen, dass die Breite der verschiedenen Linien 0,1 bis 0,5 nm beträgt, was dadurch entsteht, dass nur 70 nm des Spektrums auf die 1024 Pixel des Detektors fallen und daher nur 0.068 nm auf einen Pixel fallen.

4 Verlauf einer Messung Wenn durch den langen Lichtweg immer nur 70 nm auf den Detektor fallen, ist es nötig, mechanisch den Einfallswinkel des Lichtes auf das Gitter zu ändern, indem man das Gitter mit einer mikrometrischen Schraube um die Symmetrieachse dreht.(vgl. Bild 1) Dies geschieht bei allen Messungen.

4.1 Sonnenmessung Bei Sonnenmessungen wird zuerst die Sonne im Teleskop eingestellt und ein Teil des Lichtes wird mit einem Herschel-Keil abgelenkt. In diesen kommt jetzt ein Adapter der Firma Baader, der es erlaubt, optische Filter zu verwenden. Für blaue Bereiche werden Bandpass Filter derselben Firma verwendet, für die roten und infraroten Bereiche dann Longpass Filter. Über einen Lichtleiter wird das Licht zum Spalt des Monochromators geleitet, dessen Breite zwecks besserer Auflösung möglichst klein gehalten wird. Da durch mechanische Einflüsse sprich Stöße, die auf den Monochromator ausgeübt werden, die Kalibrierung immer um ein wenig geändert wird, ist es notwendig, diesen neu zu kalibrieren. Zu diesem Zweck wird zu Beginn jeder Messung die eindeutig erkennbare Hα Linie bei 656,28 nm [11] gemessen und die mikrometrische Schraube so nachgedreht, dass diese Linie ihre korrekte Position erreicht. Zwar ändert sich das Spektrum in der Wellenlänge mit der Sinusfunktion, aber die durch mechanische Störungen hervorgerufene Abweichung ist in Mikrometer im ganzen Spektrum gleich. 12

Dann werden für die bestimmten Positionen der mikrometrischen Schraube (5000 µm z.B.; die Hα Linie befindet sich in diesem Bereich) die erstellten Eichdateien geladen. Das Spektrum wird in einem Programm dargestellt und ausgewertet, das vom Erzeuger mitgeliefert worden ist. Dieses Programm steuert auch die Messdauer und errechnet Mittelwerte und Integrationen der Kurve. Bei Sonnenmessungen werden immer 50 Mittelwerte und 50 Integrationen errechnet, damit das Hintergrundrauschen so gut wie möglich ausgelöscht wird. Bei solchen Einstellungen dauert eine Messung (bei einer Position der mikrometrischen Schraube) ca. fünf Minuten, für alle Positionen und Einstellungen beträgt die Dauer einer Messung etwa eine Stunde. Da während dieser Zeit die Sonne ihre Position am Himmel um etwa 15° ändert, ist es notwendig, während der ganzen Messzeit das Teleskop der Sonne nachzuführen.

4.2 Messungen von Kalibrierlampen Bei Messungen zur Kalibrierung des Monochromators wurden bei jeder Position der mikrometrischen Schraube jeweils zwei Messungen durchgeführt. Eine mit einem Gelbfilter, um nur die erste Ordnung zu beobachten, die andere um auch Linien von zweiter und dritter Ordnung messen zu können, ohne diesen. Außerdem wurden diese Lampen direkt zum Spalt des Monochromators gehalten und nicht durch das ganze optische System geleitet. Sensorintegrationen und Mittelungen waren nicht notwendig, da diese Lampen ein sehr starkes Signal an den gewünschten Stellen haben. Eine Ausnahme in diesem Schema ist die Na-Lampe, die zur Feststellung der Messungenauigkeit verwendet wurde. Um die Messbedingungen so ähnlich wie möglich zur Sonnenmessung zu gestalten, wurde sehr wohl das ganze optische System (mit Ausnahme des Teleskops) verwendet, ebenso wurden Integrationen und Mittelungen durchgeführt.

4.3 Andere Messungen Außer den Sonnenmessungen und den Messungen von optischen Lampen wurde versucht Mond- und Planetenspektren aufzunehmen. Diese Messungen scheiterten jedoch, weil diese Objekte nicht lichtstark genug waren und es daher unmöglich war, ihr Spektrum vom Hintergrundrauschen zu unterscheiden. Weiters wurde versucht, Messungen der Sonnenkorona und des Sonnenrandes durchzuführen. Zu diesem Zweck wurde eine Dauermessung gestartet und das Teleskop so bewegt, dass sich der Lichtleiter außerhalb der Sonnenscheibe befand und kein Signal mehr sichtbar war. Dann wurde der Lichtleiter langsam in Richtung Sonnenscheibe bewegt. Es sollte am Sonnerand eine Inversion der Hα Linie, d.h. ihre Absorption wird zur Emission, zeigen [13]. Dieses Phänomen ist aber, wie festgestellt wurde, bei vollem Sonnelicht nur dann sichtbar, wenn eine spezielle Einrichtung zur Ausblendung des Lichtes der Sonnenscheibe verwendet wird, ein Protuberanzen-Ansatz. Da diese zum Zeitpunkt dieser Arbeit nicht zur Verfügung stand wurde das Licht der Korona vom Licht der Sonnenscheibe übertönt.

5 Auswertung der Messungen 5.1 Nummerierung der Linien Da eine Fülle von Linien der Sonne gemessen worden ist, war es nicht möglich alle zuzuordnen. Es wurden also bei jeder Position der mikrometrischen Schraube (spektrale Breite etwa 70 nm) die intensivsten Linien gewählt und nummeriert, beginnend bei 13

niedrigeren Wellenlängen. Als endgültiges Format der Nummern der Linien wurde die Schreibweise Nummer/Position der mikrometrischen Schraube) gewählt. Die Nummern der jeweiligen Linien sind in den Graphen 3 - 14 nachzulesen.

5.2 Unterscheidung der Absorptionslinien der Sonne von den durch die Erdatmosphäre erzeugten Die Erde ist von einer Gasschicht bestehend aus Stickstoff, Sauerstoff, Kohlendioxid, Argon und Wasser [14] umgeben, wir nennen sie die Atmosphäre. Da das Sonnenlicht diese durchquert, ehe es untersucht werden kann, ist anzunehmen, dass auch Absorptionslinien, die sich auf die Bestandteile der Atmosphäre zurückführen lassen, gemessen werden. Zur Unterscheidung dieser Linien von denen der Sonne gibt es mehrere Methoden. Zum ersten kann man versuchen das Spektrum des Sonnenrandes zu messen, wo viele der Linien, deren Ursprung auf der Sonne liegt, ihre Intensität ändern [13], oder aber man versucht allein das Licht von Sonnenflecken zu messen, bei dem man auch beobachten kann, dass vor allem Linien, die höher angeregten Zuständen entsprechen, an Intensität verlieren, andere wieder intensiver werden [13]. Da jedoch diese beiden Methoden zum Zeitpunkt der Abgabe dieser Arbeit nicht mit den zur Verfügung stehenden Instrumenten realisierbar waren, musste eine dritte Methode angewendet werden. Bei dieser wird ein Spektrum, das bei relativ hoher Sonne gemessen wurde (also zu Mittag), mit einem bei niedriger Sonne gemessenen verglichen. [15] Es wurde angenommen, dass sich die Linien, die in der Atmosphäre entstehen, bei niedriger Sonne verstärken, da der Lichtgang durch die Atmosphäre zu diesem Zeitpunkt länger ist. (Siehe Abb. 5-1) [2]. Lichtgang zu Mittag

Lichtgang abends

Messungsstandort Abb. 5-1 Daraus folgt aber auch, dass sich die Intensität der Absorption der Atmosphäre im Winter verstärkt, wie es auch in dieser Arbeit gezeigt werden soll. Es wurden also mehrere Messungen zu diesem Zweck durchgeführt, eine wurde genauer analysiert. (die anderen zeigen dieselben Trends). Da nun die y-Achse, also die Intensitätsachse nicht kalibriert wurde, kann man die Werte der Absorption nicht direkt miteinander vergleichen (Detektorempfindlichkeit), dennoch wurde festgestellt, dass die Absorption mancher Linien abends deutlich größer geworden ist. In der Tabelle 2 sind die Nummern der analysierten Linien, deren Intensitäten und die Änderung in Prozent dargestellt. Leider war es nur möglich, abends Linien ab λ610 nm zu messen, aber da die Erdatmosphäre hauptsächlich aus Molekülen besteht, ist es unwahrscheinlich, dass man auch Absorption der Erdatmosphäre vor dieser Grenze messen könnte. Diese Behauptung lässt sich auch gut mit [11] belegen.

14

5.2.1 Ergebnisse Es ist gelungen deutliche Unterschiede (vgl. Tabelle 3) zwischen den Intensitäten der über 100 Linien festzuhalten. Im Allgemeinen teilen sich die Linien in zwei „Arten“, die sich untereinander an Intensitätsänderung ähneln. Zwischen den beiden Kategorien jedoch taucht ein Faktor von etwa zwei auf, d.h. die eine ist abends fast doppelt so intensiv wie die andere. Die intensiveren Linien werden nun der Erde zugeordnet. Es konnte festgestellt werden, dass (obwohl Intensitäten nicht direkt miteinander verglichen werden dürfen) die Linien, die der Atmosphäre zugeordnet wurden, im Allgemeinen intensiver sind, und nur sie saturiert sind, d.h. dass nicht die ganze Linie am Spektrum sichtbar wird, da ihr unteres Ende nicht mehr innerhalb der Detektorempfindlichkeit liegt. Beispiele für solche Abschwächung der Linien finden sich vor allem in den Abendaufnahmen (vgl. z.B. die Linien ab 9/1500 in der Aufnahme vom 07.09.2002). Natürlich können diese Intensitäten dann nicht mehr sinnvoll mit den Mittagslinien verglichen werden, dennoch ist diese Tatsache ein deutliches Zeichen für ihren irdischen Ursprung. Auffallend ist, dass Linien 1/7500 – 4/7500 noch deutlich intensiver sind als andere Linien irdischen Ursprungs. Das ist darauf zurückzuführen, dass diese Linien auf Wasserdampf zurückzuführen sind. Die höhere Intensität ist demnach wahrscheinlich eine Aufnahme durch Wolken, oder die Luftfeuchtigkeit erhöhte sich an diesem Tag.

5.3 Zuordnung der Sonnenlinien Weil alle Messungen bei derselben Spaltbreite dieselben Linien zeigen, wurde die Messung vom 12.09.02 gewählt und analysiert. Grundsätzlich müsste man jetzt Absorptionslinien aller auf der Sonne vermuteten Elemente im Labor messen und sie dann mit den aufgenommenen Sonnenspektren vergleichen. Dieses Verfahren wäre aber mit der gegebenen Messgenauigkeit nicht möglich gewesen und hätte sicher zu falschen Ergebnissen geführt. Deswegen wurden schon existierende Tabellen des Sonnenspektrums angewendet um die Linien zuzuordnen. Also wurde [11] für den Bereich kleiner als λ650 nm und [15] für den restlichen Bereich verwendet. Die Linien wurden nun folglich zugeordnet: Nach dem Ablesen des Wertes einer Linie, wurde innerhalb der Messungenauigkeit eine möglichst intensive Linie in der Literatur gesucht. Die Intensitäten dieser beiden, sollten verhältnismäßig in etwa mit anderen zugeordneten Linien übereinstimmen. Diese Linie aus der Literatur wurde dann der gemessenen zugeordnet. Knapp vor Fertigstellung der Arbeit wurde diese Zuordnung mit der zweiten Ausgabe von [11] revidiert, die schon eine genauere Intensitätsskala hatte. Demnach konnten die wegen der zu ungenauen Intensitätsangabe in [11] falsch zugeordneten Linien korrigiert werden.

15

5.3.1 Ergebnisse Es konnten neben Wasserstoff noch elf andere Elemente auf der Sonne nachgewiesen werden, nämlich Eisen, Kalzium, Natrium, Magnesium, Nickel, Chrom, Silizium, Titan, Barium, Mangan und Aluminium. Wobei manche sogar im ionisierten Zustand waren. Vergleicht man die Anzahl der nachgewiesenen Linien dieser Elemente, so überwiegt auf jeden Fall Eisen, das zwar viele, aber nicht so intensive und charakteristische Linien zeigt. Anders z.B. Natrium, das sich nur durch die typische Doppellinie im gelben Bereich auszeichnet, oder Wasserstoff, der ebenfalls nur zwei intensive Linien der Balmer-Serie zeigt. Insgesamt ist anzumerken, das nahezu alle Linien, die in der Literatur mit einer höheren Intensität als 5 angegeben werden (0 war das Minimum, die Skala ging aber bis 30), nachgewiesen werden konnten.

5.4 Zuordnung der irdischen Linien In den verwendeten Tabellen zur Zuordnung der Sonnenlinien, waren die Linien, die durch unsere Atmosphäre verursacht sind nur mit „Atm.“[11] gekennzeichnet. Angegeben waren nur die Banden von O2, also molekularer Sauerstoff und Wasserdampf. Diese konnten dann leicht zugeordnet werden. Argon, da es ein Element ist, konnte mittels [10] erkannt werden. Die Atmosphäre besteht außer diesen beiden noch hauptsächlich aus N2 und CO2 [16], die anderen Bestandteile, deren Konzentrationen sehr gering sind, sollen hier nicht in Betracht gezogen werden. N2, da es kein Dipolmoment hat, und auch keines erzeugen kann, kommt nur für Elektronenübergänge in Frage (vgl. Kap. 1.4.2). Aus [17] geht aber hervor, dass die ersten Elektronenübergänge bei N2 erst im ultravioletten Bereich stattfinden, der nicht gemessen wurde. Man könnte also annehmen, dass alle nicht zugeordneten Linie auf CO2 zurückzuführen wären. Tatsächlich aber wird CO2 eher im ferneren Infrarot beobachtet. (Linien in so nahem Infrarot wurden zwar auf der Venus beobachtet, nicht aber in der Erdatmosphäre [17]). Nach der Überarbeitung der Linien stellte sich heraus, dass alle anfangs nicht zugeordneten Linien auf H2O zurückzuführen sind. Dies war jedoch beim Erscheinen von [11] noch nicht bekannt. Die Überlegungen, die angestellt wurden um diese Linien doch zuzuordnen, sollten nur wegen ihrem analytischen Wert erwähnt bleiben.

6 Ergebnisse der Messungen 6.1 Aufbau der Sonne Aus den beobachteten Linien kann ebenfalls auf den spektroskopisch relevanten Aufbau der Sonne geschlossen werden. Da diskrete Linien gemessen werden konnten, die nur von einer gasförmigen Schicht stammen können, kann man vermuten, dass die äußerste beobachtete Schicht gasförmig ist. Diese besteht auf jeden Fall aus den nachgewiesenen Elementen und anderen, die nicht aufgelöst worden sind, die aber durch die Literatur belegt werden können [11] Da diejenige Temperatur, die aus Gl. 6-2 ermittelt wird und die Oberflächentemperatur eines schwarzen Strahlers angibt, annähernd gut der Temperatur der eben definierten Gasschicht entspricht (vgl. Kap. 6.2), kann man annehmen, dass das kontinuierliche Spektrum, dass die „Unterlage“ der Spektren bildet, knapp unter dieser Gasschicht, der Quelle der Fraunhofer Linien, in der beobachteten Form generiert wird. Die notwendige Energie, die die Sonne dann in Form von elektromagnetischer Strahlung abgibt, wird in ihrem Inneren durch Kernfusionsreaktionen gewonnen. Im Kern der Sonne 16

verschmelzen nämlich Wasserstoff und seine Isotope und Helium und seine Isotope ineinander. Ein Beispiel für solche Reaktion ist in Gl. 6-1 angeführt. 2 1

H + 12 H → 24 He Gl. 6-1

Bei diesen Prozessen wird Energie frei. Jedoch nicht, wie fälschlicherweise angenommen werden könnte, in Form des beobachteten kontinuierlichen Spektrums. Dies kann darauf zurückgeführt werden, dass bei jeder Reaktion immer die gleiche Energiemenge frei wird. Diese wird in Form von sehr kurzwelligen Photonen abgeben. Auf ihrem ‚Weg’ an die Sonnenoberfläche werden die oftmals absorbiert und emittiert (wobei ein teil sicher auch in thermische Bewegung umgewandelt wird), wodurch letztendlich das Kontinuum entsteht und an der Oberfläche sichtbar wird. Nachfolgend soll noch ein Bild zum Aufbau der Sonne geboten werden, wobei die Zonen des Kerns, und die Oberfläche (Photosphäre) erkannt werden können, also die schon erläuterten Begriffe.

Abb. 6-1 au [21]

6.2 Temperatur der Sonne Grundsätzlich berechnet man die Oberflächentemperatur eines Sterns mit dem Wien’schen Verschiebungsgesetz. Es stellt die Oberflächentemperatur eines schwarzen Strahlers (und die Sonne kann annähernd als ein schwarzer Strahler beschrieben werden) in Abhängigkeit vom Maximum der Intensität seines kontinuierlichen Spektrums dar und lautet:

λ max * T = const = 0,2898 * 10 7 nmK Gl. 6-2

Dabei sind λmax die Wellenlänge im Maximum und T die Temperatur des schwarzen Strahlers. [12]. Im gegebenen Fall aber ist eine solche Vorgangsweise unmöglich, da das Maximum des gemessenen Spektrums nicht empirisch bestimmt werden kann, weil die Intensitätsachse nicht entsprechen kalibriert ist. Es muss daher auf Näherungsverfahren zur Bestimmung der Oberflächentemperatur zurückgegriffen werden. Wie im Kap. 6.1 bereits erwähnt wurde lässt sich aus dem Vorhandensein der Linien schließen, dass alle Stoffe, die im Spektrum diskrete Linien gezeigt haben, im gasförmigen Zustand sein müssen. Deswegen wurden alle Siedepunkte der gefundenen Elemente in Tabelle 5 aufgelistet (Siedepunkte aus[19]). Die 17

höchste Temperatur unter ihnen stellt die unterste Schranke für die Oberflächentemperatur der Sonne dar. Element Fe Ca Na H Mg Ni Cr Si Al Ti Ba Mn

Siedepunkt ~3000°C 1482°C oder 1440°C 882.9°C 252.5°C 1107°C 2732°C 2670°C 3280°C 2476°C 3262°C 1537 °C 2032 °C Tabelle 5

Setzte man nun die Siedetemperatur des Silizium als untere Schranke in Gl. 6-2 ein so erhielte man ein Maximum weit im roten Bereich bei λ 815,61 nm. Dass dieses Ergebnis nicht realitätsgetreu sein kann ist ersichtlich, denn ein Maximum bei dieser Wellenlänge bedeutete, die Sonne sei ein roter Stern, was sie allein schon wegen ihrer visuellen Erscheinung nicht sein kann.

6.2.1 Sternklassen Eine viel bessere Approximation für die Temperatur der Sonne ist die Bestimmung ihrer Sternklasse. Wir unterscheiden sieben Grundsternklassen: O, B, A, F, G, K, M. Nach der Temperatur der unteren Schranke wäre die Sonne der Kategorie M zuzuordnen, die so beschrieben wird: „Bandenspektren des TiO vorherrschend, sehr starke CaI Linie; H nicht mehr vorhanden“ [12]. Sieht man sich die gemessenen Spektren an und bedenkt, dass Wasserstoff eher stark zu sehen ist, alle molekularen Spektren der irdischen Atmosphäre zugeordnet wurden und neutrales Kalzium nur mäßig stark gemessen wurde, so bestätigt sich abermals die Annahme, dass die Temperatur höher liegen muss. Viel eher passt zu den gemessenen Spektren die Sternkategorie G, die folgende Merkmale auszeichnen: „Balmer-Serie mäßig stark, Linien des CaII stark, CaI etwa gleich wie Hβ; neutrale Metalle sehr stark“ [12]. Obwohl hier mit CaII die beiden Fraunhofer Linien H und K bei 390 nm gemeint sind, wurden auch weitere CaII Linien als eher stark gemessen. Die Balmer-Serie zeigt sich auch zwar nicht als überragend, aber stark. Einzig CaI konnte nicht so stark wie Hβ gemessen werden, in der Literatur [11] aber werden diese Linien als ebenso intensiv angegeben. Gehört die Sonne der Spektralklasse G an, so liegt ihre Oberflächentemperatur zwischen 5000K und 6000K. Das bestätigt sich in der Literatur, in der diese Temperatur mit 5800K angegeben ist [14].

6.3 Spektroskopische Eigenschaften der atomaren Linien Mehr als 75 Prozent unseres Weltalls besteht aus Wasserstoff, das zweithäufigste Element ist Helium. Bei der Sonne ist dieses Verhältnis in etwa gleich. Nur ein kleiner Bruchteil ihrer Masse wird von anderen Elementen gebildet. Und dennoch zeigte Wasserstoff bei den gemessenen 18

Spektren nur zwei, zwar intensive, aber nicht stärker als z.B. ionisiertes Kalzium, Linien. Obwohl dieses Verhältnis auch zufällig auf die Detektorempfindlichkeit zurückzuführen sein könnte, ist es vielmehr eine Eigenschaft der beobachteten Elemente, wie die Literatur bestätigt [11]. Die Intensität der Linien nämlich, bei Atomen wie bei Molekülen ist nicht nur auf die Länge des Weges durch das absorbierende Medium und die Häufigkeit dieses Elementes im Medium, sondern auch auf element- und molekülspezifische Eigenschaften zurückzuführen. (vgl. Gl. 6-3) I − IA = exp(−ε cl ) I Gl. 6-3

[2] In Gl. 6-3 ist I die Gesamtintensität, IA der absorbierte Anteil, c die Konzentration des Elements, l die Weglänge durch die absorbierende Materie und ε ein materialspezifischer Wert. Es ist auf dieses ε zurückzuführen, dass manche Elemente, obwohl ihre Konzentration in der absorbierenden Materie gering ist, tiefe Absorptionslinien zeigen. Es soll im Folgenden untersucht werden, ob Elemente, die in denselben Spalten des Periodensystems stehen, ein ähnliches spektroskopisches Verhalten zeigen, da ihre Elektronenhülle ähnlich ist.

6.3.1 Wasserstoff – Natrium Beide Wasserstoff (weiter H) und Natrium (weiter Na) stehen in der ersten Spalte des Periodensystems, H mit der Ordnungszahl 1; Na mit 11. Beide zeigen wenige eher starke Linien: Na die Doppellinie bei 590 nm und H zwei Linien der Balmer-Serie, sie erzeugen beide sehr starke, aber wenige Linien. Bei diesen beiden Elementen herrscht also in punkto ihrer Erscheinung eine große Übereinstimmung, ebenso wie bei der Intensität, obwohl aber nicht festgestellt werden kann, in welchen Ausmaß sich diese auf die hohe Konzentration des Wasserstoffs auf der Sonne zurückführen lässt.

6.3.2 Kalzium – Magnesium Bei Magnesium (weiter Mg; Ordnungszahl 12) und Kalzium (weiter Ca; Ordnungszahl 20) ist die spektrale Übereinstimmung schon eher gering. Während Ca im ionisierten Zustand starke Absorptionslinien zeigt, konnte ionisiertes Mg nicht nachgewiesen werden. Mg zeigt intensive Linien bei der Position der mikrometrischen Schraube 1500. So starke Absorptionslinien konnten bei Ca nicht gemessen werden. Übereinstimmung zeigen nur die Linien 2/3000 und 3/3000, diese aber sowohl in ihrer Form als auch in der Intensität. Im gemessenen Spektralen Bereich konnten nur wenig Gemeinsamkeiten zwischen Ca und Mg nachgewiesen werden.

6.4 Spektroskopische Eigenschaften der molekularen Linien Ebenso wie Atome zeigen auch Moleküle unterschiedliche spektrale Eigenschaften.

6.4.1

Sauerstoff

Sauerstoff konnte im Spektrum bei der Position 6500 µm und 9000µm nachgewiesen werden. Die beiden Sauerstoffspektren ähneln einander sehr. Beide Male handelt es sich um tiefe 19

Einschnitte, die wiederum in schmälere Linien gespalten sind. Sauerstoff kann keine reinen Vibrations- oder Rotationsspektren erzeugen, weil sich durch keinerlei Dehnung ein Dipolmoment bilden kann und dieses auch im Grundzustand nicht vorhanden ist. (vgl. Abb. 6-2) Bindung Abb. 6-2

Deshalb ist nur Absorption, die auf Elektronenübergänge zurückzuführen ist, zulässig. Weil aber ein Elektronenübergang immer eine Änderung beim Dipol bedeutet [2] und weil (vgl. Kap. 1.4.2) Rotations- und Vibrationszustände als Subzustände der Elektronenübergänge zu sehen sind, wird vermutet, dass die tiefen Einschnitte Elektronenübergänge sind. Die Linien in diesen Übergängen sind wohl auf Vibration oder auf Rotation zurückzuführen. Obwohl in der Literatur oft darauf verwiesen wird, dass Rotationsspektren als Subübergänge der Vibration nur schwer aufzulösen sind, wird bei den gemessenen Spektren davon ausgegangen, dass bei einer so hoher spektralen Auflösung wie gegeben und wegen der hohen Intensität der atmosphärischen Linien dies möglich ist.

6.4.2 Wasserdampf Wasserspektren, die beispielsweise bei 7500 µm oder 15000 µm zu beobachten sind, zeigen solche Einschnitte wie O2 nicht. Vielmehr sind Gruppierungen von Linien nebeneinander zu beobachten. Dies ist darauf zurückzuführen, dass bei Wasser keine Elektronenübergänge im Infraroten genauso wie im sichtbaren Bereich stattfinden. Erst im Ultraviolett bei 186 nm findet der erste Elektronenübergang statt [18]. Rotations- und Vibrationsspektren sind bei Wasser aber möglich, da es ein Dipolmoment besitzt und dieses sich ändern kann (vgl. Abb. 6-3) O H

H

Abb. 6-3

Es handelt sich hier also um Vibrationsspektren, die sehr typisch für den beobachteten infraroten Bereich sind. Man kann aber weiter erkennen, dass diese Linien nicht zufällig verteilt sind, sondern in einem Bereich von 7-10 nm aufeinander folgen. Manchmal sogar scheinen diese in einer Art weiterer breiterer Linien eingebetet zu sein. (vgl. Graph 9 oder Graph 11) . Die breitere Linie, die Grundlinie sozusagen ist auf ein Vibrationsspektrum zurückzuführen. Die enger beieinander liegenden sind die Aufspaltungen dieser in ihre Rotationsspektren. Dass Wasserdampf im optischen Infrarot Vibrations-Rotationsübergänge bestätigt [20].

7 Ausblick Ziel weiterer Arbeit auf der Sonne soll sie Messung der Korona, genauso wie der Sonnenflecken sein. Für die Korona soll deswegen ein Ansatz gekauft oder gebaut werden, konkrete Pläne wurden schon entworfen. Die Beobachtung der Sonnenflecken ist hingegen technisch noch nicht gelöst. Ebenso soll die Intensitätsachse kalibriert werden, so dass Kurven, die dem schwarzen Strahler entsprechen, sichtbar werden. 20

Die Messapparatur soll mit einem neuen Computer ausgestattet werden, der längere Integrations- und Mittelungszeiten erlauben würde, was die Beobachtung lichtschwächerer Objekte, wie etwa die der Planeten, erlauben würde. Die drei hellsten, Jupiter, Venus und Saturn, eigneten sich hierzu besonders gut, und ihre Atmosphären könnten nachgewiesen werden.

21

8 Literaturnachweis 1. Hagenauer, Chemie aktuell 1. Vol. 3. 2000, Salzburg: Naturwissenschaftliche Verlagsgesellschaft m.b.H. 2. Banwell, C., N., Fundamentals of Molecular Spectroscopy. 2 ed. Lectures in Chemistry, ed. F. University of Sussex, Sussex. 1972: McGRAW - HILL Book Company. 347. 3. Dekorsch, J., Einführung, in Absorptionsspektralanalyse im ultravioletten, sichtbaren und infraroten Gebiet. 1967, Akademische Verlagsgesellschaft: Frankfurt am Main. p. 2-3. 4. Rath, G., http://lehrer.brgkepler.at/grath. 5. Jaros, Nussbaumer, and Kunze, Basiswissen 2. Physik Lehrbücher. Vol. II. 2000, Wien: öbv&hpt. 6. Oriel, Fiber Optics Overview, in Oriel. 1994. 7. Edmundoptics, 2001 Optics and Optical Instruments Catalog. 2001. 8. Oriel, Monochromators and Spectrographs, in Oriel. 1994. 9. Schröder, G., Bauelemente der Optik. Vol. 5. 1987, Wien: Carl Hansen Verlag. 10. Zajdel, A.H.e.a., Tables of Spectral Lines (russ.:Tablici spektralnych linij). 1977, Moscow: Nauka. 11. John, C., St. et al., Revision of Rowland's preliminary table of the solar spectrum wavelengths with extension to the present limit of the infra-red. 1928, Washington D.C: Carnegie Institution of Washington. 12. Seidl, B., Sternspektroskopie in der Schule. 2002, Graz: Diplomarbeit am Inst. f. Experimentalphysik. 13. Abetti, G., The Sun. 2 ed. 1957, London: Faber and Faber. 14. www.nineplanets.org. 15. Babcock, H., D. and C. Moore, E., The Solar Spectrum l6600 to l13495. Papers of the Mount Wilson Observatory, ed. I. Bowen, S. Vol. VII. 1947, Washington, D.C: Carnegie Institution of Washington Publication. 94. 16. http://www.zit.tudarmstadt.de/lehre/umweltwissenschaften/wasserkreislauf/kap01.html#A2. 17. Herzberg, G., Spectra of Diatomic Moleules. II ed. Molecular Spectra and Molecular Stucture. 1950, New York: Van Nostrand Reinhold Company. 18. Herzberg, G., Electronic spectra of individual molecules and their interpretation, in Electronic spectra and electronic structure of polyatomic molecules. 1966, D. van Nostrand Company, Inc: New Jersey. p. 488 ff. 19. Drof.Dr Jürgen Falbe, P.D.M.R., Römpp Chemie Lexikon. 1995, Stuttgart: Georg Thieme Verlag. 20. Herzberg, G., Infrared and Raman Spectra of polyatomic Molecules. Molecular Spectra and Molecular Structure, New York: Van Nostrand Reinhold Company. 21. Jan Pöschko, Alexander Wolf., http://schueler.brgkepler.at/6bastro/sonne./ 22. Gespräche mit Dr. Johann Hirzberger, Dr.Johann Ramsauer,. 2003: Graz.

22

9 ANHANG

9.1

Tabellen, Bilder und Graphen

23

Inhaltsverzeichnis - Anhang Tabellen Tabelle 1: Die Kalibrierung Tabelle 2: Werte zur Messgenauigkeit Tabelle 3: Sommer-Winter Vergleich Tabelle 4: Zuordnung der Linien

2 3 4 7

Bild 1: Mikrometrische Schraube Bild 2: Anordnung im Momochromator

13 14

Bilder

Graphen Graph 1: LED – Hg/Ne Kalibrierlampe Graph 2: Kalibrierung – Linearität Graph 3: Sonnenspektrum 100 µm Graph 4: Sonnenspektrum 1500 µm Graph 5: Sonnenspektrum 3000 µm Graph 6: Sonnenspektrum 4000 µm Graph 7: Sonnenspektrum 5000 µm Graph 8: Sonnenspektrum 6500 µm Graph 9: Sonnenspektrum 7500 µm Graph 10: Sonnenspektrum 9000 µm Graph 11: Sonnenspektrum 10500 µm Graph 12: Sonnenspektrum 12000 µm Graph 13: Sonnenspektrum 13500 µm Graph 14: Sonnenspektrum 15000 µm

1

15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28

Lineare Regression 485,9907 508,842 546,822 577,0794 579,1683 593,4741 604,2351 624,8076 626,0103 667,7883 690,2598 695,9568 706,2114 707,7939 714,3771 726,8472 729,5691 730,5186 732,291 738,1779 750,3315 751,4709 761,0925 763,6245 772,6764 795,7176 801,6678 802,6173 810,5298 811,6692 812,8086 816,9864 828,2538 843,1926 844,9017 854,9031 871,551 873,1335 875,349 894,5922 911,8098 917,9499 928,8375 944,979 946,9413 975,2997

Quadratische Regression 483,0207125 506,7517567 545,9408838 576,935413 579,067802 593,6457472 604,5819135 625,4186873 626,6339687 668,6523323 691,0949834 696,7670929 706,9589736 708,5297429 715,0582557 727,3987419 730,0878214 731,0254906 732,775278 738,5821333 750,5464649 751,666462 761,1128754 763,5954032 772,4589552 794,9397314 800,7263124 801,6489855 809,3302472 810,4352193 811,5399069 815,5879953 826,4865058 840,8933373 842,5384601 852,1526467 868,1074152 869,6208683 871,7387811 890,0891379 906,4391198 912,2541035 922,5449029 937,7538251 939,5988619 966,1684417

Pixel -921 -560 40 518 551 777 947 1272 1291 1951 2306 2396 2558 2583 2687 2884 2927 2942 2970 3063 3255 3273 3425 3465 3608 3972 4066 4081 4206 4224 4242 4308 4486 4722 4749 4907 5170 5195 5230 5534 5806 5903 6075 6330 6361 6809

Linie 483,67 507,304 546,1 577 579,12 593,4 604,3 625,134 626,369 668,296 690,746 696,543 706,722 708,19 714,705 727,294 730,03 730,968 732,576 738,398 750,317 751,465 760,956 763,51 772,42 794,818 800,616 801,479 809,32 810,37 811,53 815,56 826,45 840,82 842,465 852,145 868,077 869,498 871,666 890,184 906,45 912,297 922,45 937,701 939,465 965,778

Tabelle 1

2

Abweichung von der quadratischen Formel -0,649287527 -0,552243262 -0,15911619 -0,064587037 -0,052198013 0,245747166 0,281913492 0,284687271 0,264968676 0,356332285 0,348983363 0,224092856 0,236973562 0,339742947 0,353255725 0,1047419 0,057821431 0,057490615 0,199278026 0,184133336 0,22946488 0,201462039 0,156875448 0,085403202 0,038955161 0,121731423 0,11031243 0,169985466 0,010247227 0,065219273 0,009906931 0,027995256 0,036505848 0,073337282 0,073460064 0,007646726 0,030415197 0,122868314 0,072781053 -0,094862076 -0,010880174 -0,04289653 0,094902905 0,052825138 0,133861928 0,390441671

Abweichung von der Linearität 2,3207 1,538 0,722 0,0794 0,0483 0,0741 -0,0649 -0,3264 -0,3587 -0,5077 -0,4862 -0,5862 -0,5106 -0,3961 -0,3279 -0,4468 -0,4609 -0,4494 -0,285 -0,2201 0,0145 0,0059 0,1365 0,1145 0,2564 0,8996 1,0518 1,1383 1,2098 1,2992 1,2786 1,4264 1,8038 2,3726 2,4367 2,7581 3,474 3,6355 3,683 4,4082 5,3598 5,6529 6,3875 7,278 7,4763 9,5217

Messreihe 1 Messreihe 2 Werte

589,83 589,76 590,03 590,03 590,03 590,03 589,83 589,76 589,9 589,83 589,9 590,1 590,17 589,83 590,03 589,83 589,69 589,76 589,76 589,76 589,83 589,76 589,62 589,76 589,76 589,69 589,83 589,76 589,69 589,847

Standardabweichung 0,11956937 Mittelwert 589,8469 Abweichung v. Literatur 0,8499

590,44 590,44 590,65 590,72 590,72 590,72 590,51 590,38 590,51 590,51 590,58 591,72 590,85 590,44 590,72 590,44 590,31 590,38 590,38 590,38 590,44 590,38 590,31 590,38 590,38 590,38 590,44 590,38 590,31 590,524 0,2319628 590,524133 0,93013333

Tabelle 2

3

Nummer

Intensitä Intensitä t Mittag t Abend %

Urspru ng Anmerkungen

1/5000 2/5000 3/5000 4/5000 5/5000 6/5000 7/5000 8/5000 9/5000 10/5000 11/5000 1/6500 2/6500 3/6500 4/6500 5/6500 6/6500 7/6500 8/6500 9/6500 10/6500 11/6500 12/6500 1/7500

8408 4548 6904 6509 7969 11310 6600 30870 6869 6612 5143 7676 14947 14543 12119 4353 2690 58577 26932 12119 13331 10099 16563

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde Erde Erde Erde Erde Sonne Erde

2/7500 3/7500 4/7500 5/7500 6/7500 7/7500 8/7500 9/7500 10/7500 11/7500 1/9000 2/9000 3/9000 4/9000 5/9000 6/9000 7/9000 8/9000 9/9000 10/9000 1/10500 2/10500 3/10500

81184 85456 113942 89017 443306 315121 311560 322242 315121 69433 76555 218800 200567 85089 206645 206645 1106158 954213 109400 66856 60778 57087 134561 122328

8366 4737 6826 6612 7836 11510 6682 31212 7102 6397 4898 8413 15690 15621 11311 4848 6596 137211 59250 27714 22765 10888 31780

22324 20914 33134 22794 67207 41358 50288 46058 41123 9165 3760 15142 15664 9921 16708 13576 113304 111215 10443 6266 11487 3910 23818 24174

99,50% 104,16% 98,87% 101,58% 98,33% 101,77% 101,24% 101,11% 103,39% 96,75% 95,24% 109,60% 104,97% 107,41% 93,33% 111,37% 245,20% 234,24% 220,00% 228,68% 170,77% 107,81% 191,87%

27,50% 24,47% 29,08% 25,61% 15,16% 13,12% 16,14% 14,29% 13,05% 13,20% 4,91% 6,92% 7,81% 11,66% 8,09% 6,57% 10,24% 11,66% 9,55% 9,37% 18,90% 6,85% 17,70% 19,76%

4

Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde Erde Sonne Sonne Erde Sonne Erde Erde

entspricht 11/5000

Da keine Daten der Messung vom 07.09.02 zur Verfügung stehen werden ersatzweise die Daten der Messung vom 18.09.02 verwendet Wasser, stark

entspricht 11/7500

saturiert saturiert

4/10500 5/10500 6/10500 7/10500 8/10500 9/10500 10/10500 11/10500 12/10500 13/10500 14/10500 1/12000

2/12000 3/12000 4/12000 5/12000 6/12000 7/12000 8/12000 9/12000 10/12000 11/12000 12/12000 13/12000 14/12000 15/12000 16/12000 17/12000 18/12000 19/12000 20/12000 1/13500

2/13500 3/13500 4/13500 5/13500 6/13500 7/13500 8/13500 9/13500 10/13500 11/13500 12/13500 13/13500 14/13500 15/13500 16/13500 17/13500

118251 101940 122328 220191 301744 301899 330287 150172 150872 159027 81552

23107 24885 22041 36972 37683 39105 37683 23818 21625 26307 6043

19,54% 24,41% 18,02% 16,79% 12,49% 12,95% 11,41% 15,86% 14,33% 16,54% 7,41%

Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Sonne

340179 156545 286632 178165 215569 103331 90860 55228 60573 49884

44751 45052 44451 37843 36792 24028 22676 15468 15768 8710

13,16% 28,78% 15,51% 21,24% 17,07% 23,25% 24,96% 28,01% 26,03% 17,46%

Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde

212006 44539 236948 39194 23160 28505 174593 53447 30287 53447

16519 5556 22376 5406 3154 2102 20874 3754 3304 4055

7,79% 12,47% 9,44% 13,79% 13,62% 7,37% 11,96% 7,02% 10,91% 7,59%

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne

5985 7781 6384 7980 17955 7781 8180 11172 19751 29128 30724 46285 29726 31522 17556 20150 35312

21078 38436 27277 26038 88032 47529 75633 207060 187222 185982 181023 228138 204581 219459 218219 172344 212020

352,18% 493,97% 427,27% 326,29% 490,29% 610,83% 924,61% 1853,38% 947,91% 638,50% 589,19% 492,90% 688,22% 696,21% 1242,99% 855,31% 600,42%

5

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde

saturiert

Linienanfang nicht eindeutig feststellbar, optische Beobachtung der Linien deutet auf Erde hin

breit enthalten auch Linien der Erde

Da keine Daten der Messung vom 07.09.02 zur Verfügung stehen werden ersatzweise die Daten der Messung vom 18.09.02 verwendet

unsicher alle weiteren saturiert (abends)

18/13500 19/13500 20/13500 21/13500 22/13500 23/13500 24/13500 *1/15000 2/15000 3/15000 4/15000 5/15000 6/15000 7/15000 8/15000 9/15000

27731 173584 625,96% Erde 36310 150026 413,18% Erde sehr stark saturiert (abends) 31921 135147 423,38% Erde sehr stark saturiert (abends) 27931 127708 457,23% Erde sehr stark saturiert (abends) 8180 130188 1591,54% Erde 6584 114069 1732,52% Erde 17556 39607 225,60% Erde sehr stark saturiert (abends) Entspricht 18/13500 18658 361496 1937,49% Erde 19640 367923 1873,34% Erde alle weiteren saturiert (abends) 22586 414516 1835,28% Erde 19272 417729 2167,54% Erde 18658 417729 2238,87% Erde Entspricht 21/13500 16817 350250 2082,71% Erde 13012 335790 2580,62% Erde 9820 277951 2830,46% Erde Alle weiteren Linien nicht mehr eindeutig zuordenbar, da sie abends und mittags saturiert sind

Tabelle 3

6

Nummer

5/100 6/100 7/100 8/100 9/100 10/100 11/100 12/100 13/100 14/100 15/100 16/100

Elemen t/Molek ül Ca I Fe I Fe I Fe I/Ti I Ba II Fe I Mg I Ni I Mn I Ti II Hβ Fe I Fe I Fe I Fe I Fe I

17/100 1/1500 2/1500 3/1500 4/1500 5/1500 6/1500 7/1500 8/1500 9/1500 10/1500 11/1500 12/1500 13/1500 14/1500 15/1500 16/1500 1/3000 2/3000 3/3000 4/3000 5/3000 6/3000 7/3000 8/3000 9/3000 10/3000

1/100 2/100 3/100 4/100

Ursprung

Wellenlänge nach Literatur (nm) 443.5 444.8 449.45 452.8/453.6

Intensität (point)

Sonne Sonne Sonne Sonne

gemessene Wellenlänge (nm) 443.19 445.87 450.81 453.13

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne

456.39 465.41 469.11 471.74 475.69 479.78 485.7 486.80 491.71 495.75 498.54 501.85

455.4 465.4 470.3 471.44 475.40 480.5 486.13 487.13 492.05 495.76 498.38 501.42

21129 26529 23516 20094 14306 19950 43445 16763 22573 32906 30482 27769

Fe I Fe I Fe I Fe I Fe I Fe I Mg I Mg I Mg I Fe I Fe I Fe I Fe I Fe I Fe I Ni I Mg I Ni I Mg I Fe I Fe I Fe I Mg I Fe I Ca I

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne

504.37 496.46 498.90 504.72 508.53 514.53 517.30 517.84 518.92 523.23 523.84 527.51 533.11 533.32 537.63 548.16 553.58 548.15 553.3 559.08 561.91 566.21 571.28 575.52 585.94

504.98 495.38 498.55 504.98 507.4 514.25 516.7 517.26 518.36 522.7 523.29 526.9 532.41 532.80 537.1 547.69 552.84 547.69 552.84 558.6 561.56 565.86 571.10 575.31 585.74

27707 10092 8652 11838 8733 6628 19975 25251 25398 13723 7120 16901 6470 8436 8701 5934 5148 32668 27935 26875 26877 22658 23310 16155 17669

Na I Fe I

Sonne Sonne

589.11 598.46

588.99 597.67

52247 11887

7

30134 26548 27018 20437

Anmerkungen

Auch Ti I Nicht eindeutig feststellbar

Balmerserie

Breit, auch 498.52 Fe 2 Linien. auch 500.72 Ti entspricht 14/100 entspricht 15/100 entspricht 17/100

sehr intensiv

Intensität?? entspricht 15/1500 entspricht 16/1500

unsicher Doppellinie, auch Ca 586.75

1/4000 2/4000

Ca I Ca I

Sonne Sonne

578.58 586.51

578.21 585.74

17494 21211

3/4000

Na

Sonne

590.03

588.99

54266

4/4000 5/4000 6/4000 7/4000 8/4000 9/4000 10/4000 1/5000

Ca I Ca I Fe I Ca I Fe I-V I Fe I Fe I Fe I

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne, Erde Sonne Sonne, Erde

610.52 612.37 613.94 616.42 623.3 628.19 636.84 628.07

610.27 612.23 613.66 616.2 623.07 628.06 635.8 628.06

13274 12974 14647 17889 12926 34469 16587 34469

2/5000 3/5000

Fe I Fe I

Sonne Sonne

630.43 633.80

630.15 633.53

30944 29035

4/5000 5/5000 6/5000 7/5000 8/5000 9/5000 10/5000 11/5000 1/6500 2/6500 3/6500 4/6500 5/6500 6/6500 7/6500 8/6500

Fe I Ca I Fe I H2O Hα Fe I Fe I Ca I Ni I Fe I Ca I Ni I Fe I O2 O2 O2

Sonne Sonne Sonne Erde Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde Erde Erde

643.08 646.25 649.50 651.63 656.28 659.29 666.34 671.76 664.36 667.80 671.76 676.7 685.5 686.72 687.12 – 688.38 siehe unten

45956 51507 90896 51206 274459 53896 10650 34424 43054 52470 65395 33735 35369 28812 223459

9/6500 10/6500 11/6500

H2O H2O Fe

Erde Erde Sonne

643.33 646.44 649.69 651.85 656.43 659.49 666.65 671.93 664.05 667.03 672.42 677.88 684.91 686.18 687.46 Ca. 689.1 – 691.79 694.66 698.78 703.87

694.75 698.90 703.49

50619 32094 39117

12/6500 1/7500 2/7500 3/7500 4/7500 5/7500

H2O H2O H2O H2O H2O H2O

Erde Erde Erde Erde Erde Erde

720.64 695.64 696.45 701.64 705.70 siehe unten

56563 719640 80115 58145 36659

6/7500 7/7500 8/7500 9/7500

H2O H2O H2O H2O

Erde Erde Erde Erde

720.63 695.39 696.40 701.87 705.82 718.15 – 721.89 724.39 726.06 728.41 729.79

724.06 726.56 728.73 729.50/730.21

133514 146923 117797 101325

8

entspricht 8/3000, Doppellinie, auch Ca 586.75 entspricht 9/3000, Doppellinie, auch Na 589.59, 1(!!) nm Verschiebung Breit auch Fe 610.21 intensiv!! (normal) intensiv!! (normal) Fe überwiegt Breit auch O2 628.03 entspricht 9/4000 Breit auch O2 628.03 Auch O2 Doppellinie, auch Fe 633.68 Auch Fe I Eichlinie Auch Fe 659.38

entspricht 11/5000 Mehrfach O2 folgt Molekularband Mehrfach H2O folgt Doppellinie H2O folgt

Auch Fe

Breit

10/7500 11/7500 1/9000 2/9000 3/9000 4/9000 5/9000 6/9000

H2O Fe I Fe I Fe I Cr I Fe I Fe I O2

Erde Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde

737.13 741.66 741.55 745.08 746.87 750.39 752.03 760.31 – 762.79

736.92 741.11 741.11 744.57 746.23 749.6 751.1 siehe unten

20523 23784 31434 25641 27143 46124 35551 246313

7/9000

O2

Erde

Siehe unten

179973

8/9000 9/9000 10/9000 1/10500 2/10500 3/10500 4/10500 5/10500

Ni Al H2O H2O H2O H2O H2O H2O

Sonne Sonne Erde Erde Erde Erde Erde Erde

762.89 768.83 775.71 784.14 788.50 785.30 789.90 793.24 800.36 803.29

774.88 783.22 787.65 785.54 790.17 793.17 800.74 802.85

19258 11239 6879 12666 29289 24720 25863 21304

6/10500 7/10500 8/10500 9/10500 10/10500

H2O H2O H2O H2O H2O

Erde Erde Erde Erde Erde

805.00 813.79 816.59 818.07 823.22

805.24 814.06 816.45 817.69 822.69

21174 28346 48081 42654 52787

11/10500 12/10500 13/10500 14/10500 1/12000 2/12000 3/12000 4/12000 5/12000 6/12000 7/12000 8/12000 9/12000 10/12000 11/12000 12/12000 13/12000 14/12000 15/12000 16/12000 17/12000 18/12000 19/12000 20/12000

H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O Fe I Ca II Fe I Ca II Si I Fe I Si I Ca II Fe I Fe I Mg I

Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne

826.45 829.18 830.86 834.28 828.87 829.52 830.64 832.29 834.12 836.01 839.11 841.27 843.97 847.31 850.23 851.84 854.63 856.09 861.59 865.23 866.63 869.21 871.41 881.39

826.34 829.41 830.50 833.90 828.79 829.41 830.50 832.15 833.90 835.70 839.40 841.54 843.80 846.84 849.80 851.40 854.21 855.79 861.18 864.84 866.21 868.86 871.03 880.67

18979 23783 21738 13216 41594 43464 43134 42722 40287 12836 18916 11468 6021 6568 34543 8405 38859 6232 6759 6253 28116 11550 4572 8426

9

entspricht 11/7500

Die einzelne Linien sind nicht so gut ausgeprägt, eigentlich sollte das Spektrum symmetrisch sein

Auch 774.82 Fe

Auch 802.84 Fe I möglich

Auch spätere Linien, dennoch alles Atm.

Entspricht 12/10500 Entspricht 13/10500 Entspricht 13/10500 840.8 Ar möglich 842.4 Ar möglich

1/13500 2/13500 3/13500

Mg I Mg I Si I

Sonne Sonne Sonne

871.60 873.13 875.50

871.78 873.60 875.20

97558 152396 138234

4/13500 5/13500 6/13500 7/13500 8/13500 9/13500 10/13500 11/13500 12/13500 13/13500 14/13500 15/13500 16/13500 17/13500 18/13500 19/13500 20/13500 21/13500 22/13500 23/13500 24/13500 *1/15000 2/15000 3/15000

Al I Mg I Fe I Fe I Ca II H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O

Sonne Sonne Sonne Sonne Sonne Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde

877.64 881.00 882.75 887.02 893.30 895.81 896.89 897.57 899.05 900.36 901.97 904.54 906.51 908.26 911.09 913.36 915.91 917.73 921.09 925.40 928.81 911.63 912.78 914.54

877.39 880.67 882.42 886.69 892.9 895.49 896.64 897.15 898.76 900.02 901.67 904.28 906.40 908.13 910.83 913.06 915.56 917.41 920.85 925.11 928.64 910.83 911.89 913.65

128543 336793 172420 156409 147784 425248 443331 531990 688663 521922 601925 348425 333674 593604 442590 551383 573875 794208 150996 173881 314941 1064116 1223987 1475432

4/15000 5/15000 6/15000 7/15000 8/15000

H2O H2O H2O H2O H2O

Erde Erde Erde Erde Erde

916.17 918.42 920.59 922.70 925.44

915.26 917.41 919.53 921.72 924.63

1272899 1094528 879406 798609 597713

9/15000 10/15000 11/15000 12/15000 13/15000 14/15000 15/15000 16/15000 17/15000 18/15000 19/15000 20/15000 21/15000 22/15000 23/15000 24/15000

H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O H2O

Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde Erde

932.56 935.33 938.28 940.87 943.63 944.94 946.33 949.02 950.96 952.53 955.26 957.51 959.86 962.97 967.13 968.94

931.61 934.24 937.15 939.90 942.68 944.08 945.61 948.18 950.11 951.70 954.40 956.87 958.85 962.12 966.23 968.03

1291246 1336010 1190209 998690 1312268 1296756 917899 1159241 1198987 1004100 999855 1065317 1012438 778902 668002 676690

10

Auch 875.71 Fe möglich Entspricht 20/12000

Auch S I möglich Entspricht 18/13500 Entspricht zweite Linie von 19/13500 Entspricht 21/13500 Auch 925.57 Mg möglich

ad 9/6500 hier handelt es sich um viele Einzellinien von O2 nämlich 688.99 659.23 689.69 690.09 690.50 691.32 691.41 691.81 (schwach) ad 5/7500 hier handelt es sich auch um Einzellinien,

ad 6/9000 hier handelt es sich um viele Einzellinien von O2 nämlich 759.86 760.00 760.04 760.16 760.23 . 760.35 760.44 760.56 760.67 760.79 760.93 761.05 761.20 761.50 762.09 762.32 762.45 762.70 762.82 ad 7/9000 hier handelt es sich um viele Einzellinien von O2 nämlich 763.10 763.21 763.51 763.63 764.42 764.53 764.90 765.01 765.40 765.51 765.91 766.04

11

718.45 718.73 719.15 720.12 720.43 720.64 720.95 721.65 722.41

766.59 767.06 767.16 * ad 15000 ein Dauerfehler, der auf die Ungenauigkeit der Drehung der MikrometerSchraube zurückzuführen ist, zeigt sich Tabelle 4

12

Bild 1 Die Abbildung zeigt dass bei Drehung der mikrometrischen Schraube sich auch das optische Gitter dreht, womit der Einfallswinkel des Lichtes auf das Gitter verändert wird

13

Bild 2 Die Pfeile zeigen den Lichtweg durch den Monochromator. Rechts sind die zwei konkaven Spiegel zu sehen, links unten der Lichteingang, links in der Mitte das Reflexionsgitter und links oben der Eingang zum Detektor.

14

Graph 1 Die Einheiten der x-Achse sind in diesem Fall Pixel und nicht Wellenlängen

15

Abweichung

Abweichung von der Linearität

-2000

12 10 8 6 4 2 0 -2 0

2000

4000 Pixel

Graph 2

16

6000

8000

14 11 12 7

8

2

3

9

4

10

1

Graph 3

17

15 16

6

5

13

17

10

14 12

4 3

9

5

2 6 7 8 1

Graph 4

18

11

13

15 16

1

2

3 4

5

7

6

9

Graph 5

19

10

1

9

2 8

3 4

Graph 6 20

6 5

7 10

4 5

7 6

9 10 11

3 1

2

8

Graph 7

21

3 1

4 56

12

8

9

10 11

7

Graph 8

22

5 7

8

10 11

1 2 3

4

6 9

Graph 9

23

6 7

8 9

1

2

3 4

5

Graph 10

24

10

7

8 9

1

11

12 13

1 2

3 4

5 6

Graph 11

25

14

11 12 14 13

15

16 17

18 19 20

6 12 3

4 5

7

8

9 10

Graph 12

26

9 10

11

15 12 13 14 16

17

18

19 20

21

22 23 24

1 2 3

4

6 7 5

8

Graph 13

27 9

10

12 24

Graph 14

28