Beitrag zur Astrospektroskopie 8.7 - UrsusMajor

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Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 39 9.3 Spektrallinien der übrigen Atome Bei allen übrigen Atomen, d.h. mit mehr als einem Elektron, kann die Beschreibung der Linienbildung sehr komplex werden. Alle Atome unterscheiden sich durch unterschiedliche Werte der Energieniveaus und deshalb auch durch unterschiedliche Wellenlängen ihrer Spektrallinien. Eine Rolle spielt auch die Anzahl Valenzelektronen auf dem äusseren Niveau, oder wie viele der inneren Hauptniveaus bereits voll besetzt sind. Weiter kommt hier noch die Unterteilung dieser Hauptniveaus in eine grosse Zahl von sog. Sublevels und Sub- Sublevels mit quantenmechanisch völlig unterschiedlichen Implikationen ins Spiel. Die Energiedifferenzen zwischen diesen Sublevels müssen logischerweise sehr gering sein. Dies erklärt auch, weshalb Metalle häufig in dichten Gruppen auftreten, mit Zwischenabständen von teilweise
Beitrag zur Spektroskopie für Amateurastronomen 40 10 Wellenlänge und Energie 10.1 Energiegleichung nach Planck Im obigen Siriusspektrum, nachträglich noch kalibriert nach der Wellenlänge [30], sollen nun zu den Wasserstofflinien der Balmerserie die entsprechenden Photonenenergien berechnet werden. Dies erfolgt mit der bekannten und einfachen Gleichung von Max Planck (1858 – 1947): ist die Strahlungsenergie in Joule [J], das Plancksche Wirkungsquantum [6.626 10 -34 J s] (griechisch „nü“) die Strahlungsfrequenz [s -1 ] der Spektrallinie. Die Strahlungsfrequenz der Spektrallinie steht zur Wellenlänge [m] in der folgenden, einfachen Beziehung : ( = Lichtgeschwindigkeit 3 10 8 m/s) {9} eingesetzt in {8} ergibt: Die wichtigste Aussage der Formeln {8} und {10}: Die Strahlungsenergie verhält sich proportional zur Strahlungsfrequenz und umgekehrt proportional zur Wellenlänge . 10.2 Einheiten für Energie und Wellenlänge Es ist sehr unpraktisch und nicht gerade anschaulich, diese für die Quantenmechanik typischen, extrem niedrigen Energiebeträge, in der Einheit Joule [J] auszudrücken, welche für Anwendungen in der traditionellen Mechanik definiert wurde. Deshalb wird in der Spektroskopie die Einheit Elektronenvolt [eV] verwendet [5]. Weiter sind auch die Wellenlängen im Bereich des sichtbaren Lichts extrem klein und werden daher in der Astronomie meistens in Angström [Å] oder Nanometer [nm] gemessen. Dabei sollte man sich bewusst sein, dass 1Å etwa dem Durchmesser eines Atoms, inkl. der Elektronenschalen entspricht! Im Infrarotbereich ist auch [μm] noch gebräuchlich: Eher selten sieht man die Frequenz auch als „Wellenzahl“ ausgedrückt. Dies ist der Kehrwert zur Wellenlänge , meistens etwas ungewöhnlich in Anzahl Schwingungen pro cm dargestellt . Im optischen Spektralbereich basieren Wellenlängenangaben normalerweise auf der Standardatmosphäre (Luftdruck 1013.25 hPa, Temperatur 15°C). Mit dem Programm Spectro- Tools [413] von Peter Schlatter können u.a. Vakuum Wellenlängen auf diesen Standard umgerechnet und die Temperaturabhängigkeit einer Messung demonstriert werden. So wird schnell klar, warum die Aufnahme des Eichspektrums unmittelbar vor, und/oder nach dem Objektspektrum erfolgen sollte!
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