Grundlagen der elementanalytischen Sternspektroskopie - FG ...
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3. Die Natur <strong>der</strong> Spektren<br />
3.1 Der schwarze Strahler<br />
- 14 -<br />
Wir wissen bereits, dass Sterne Strahlung emittieren. Diese Strahlung ist jedoch nicht<br />
gleichmäßig über alle Wellenlängen verteilt und wird nicht mit <strong>der</strong> gleichen Intensität<br />
abgegeben, son<strong>der</strong>n folgt bestimmten Gesetzmäßigkeiten. Um diese zu verstehen, müssen wir<br />
den Schwarzen Strahler einführen. Ein Schwarzer Strahler ist in <strong>der</strong> Physik ein Körper,<br />
welcher sämtliche auf ihn auftreffende Strahlung absorbiert. Seine Temperatur steigt dabei<br />
nicht unbegrenzt an, da <strong>der</strong> Strahler entsprechend seiner Temperatur auch Energie abstrahlt,<br />
sodass sich ein thermodynamisches Gleichgewicht ausbildet. Im Gleichgewicht nimmt <strong>der</strong><br />
Schwarze Strahler ebenso viel Energie auf wie er emittiert. Diesen Körper gibt es in <strong>der</strong> Natur<br />
nicht, jedoch verhalten sich Sterne in guter Näherung so. Die Verteilung <strong>der</strong> Intensität<br />
(I=PA -1 ) bzgl. <strong>der</strong> Wellenlänge (Spektralverteilung), <strong>der</strong> durch den Körper emittierten<br />
Strahlung, ließ sich in Versuchen beobachten, war jedoch nicht zu berechnen. J. Stefan und L.<br />
Boltzmann beschrieben erstmals ein Gesetz, welches erlaubte, die abgestrahlte Leistung über<br />
alle Wellenlängen hinweg, in Abhängigkeit von Fläche und Temperatur des Schwarzen<br />
Körpers zu bestimmen, da sie den Zusammenhang P ~ AT 4 erkannten. Der benötigte Faktor<br />
heißt Stefan-Boltzmann-Konstante und ist nicht mit <strong>der</strong> Boltzmann-Konstante zu<br />
verwechseln, <strong>der</strong> wir gleich begegnen werden.<br />
Formel 3.1.1: Das Stefan- Boltzmannsche Gesetz<br />
σ Stefan-Boltzmann-Konst. ~5,6671 · 10 -8 [W·m -2 ·K 4 ]<br />
A strahlende Oberfläche des Körpers [m²]<br />
T Temperatur des Strahlers [K]<br />
Die abgestrahlte Leistung eines Sterns wird auch als Leuchtkraft L bezeichnet und hängt<br />
natürlich auch von seiner Oberfläche ab. A ersetzt man in diesem Fall durch 4πR², wobei R<br />
<strong>der</strong> Radius des Sterns ist.<br />
P A ,T = ⋅A⋅T 4<br />
L R ,T = ⋅4 R 2 ⋅T 4<br />
Formel 3.1.2: Leuchtkraft eines Sterns