Spektroskopie

Spektroskopie (auch Spektrometrie) ist eine Gruppe von physikalischen Methoden, in denen eine Strahlung nach einer bestimmten Eigenschaft wie Energie, Wellenlänge, Masse etc. zerlegt wird. Die beobachtete Intensitätsverteilung wird Spektrum genannt, aufzeichnende Geräte heißen Spektrometer. Zur visuellen Betrachtung des Spektrums von sichtbarem Licht, die zuerst Isaac Newton gelang, dienen Spektroskope.

Quelle:Wikipedia

Das sichtbare Licht ist nur ein kleiner Teil des Elektromagnetischen Spektrums.

(Wellenlängen 3800 - 7500 Angström)

Das Ångström ist eine nach dem schwedischen Physiker Anders Jonas Ångström benannte Einheit der Länge. Das Einheitenzeichen ist Å (A mit Ring).

1 Å = 0,1 nm Wellenlänge (ca. der Durchmesser eines Atoms)

Wird die Lichtstrahlung von einem glühenden, festen Körper oder von unter hohem Druck stehendem, leuchtenden Gas, die auf dem Weg von der Quelle bis zum Spektrographen auf trifft, gebrochen, entsteht ein "Kontinuierliches Spektrum".

REGENBOGEN: Rot über Gelb nach Grün zu Blau und Violett

Besteht die Emissionsquelle aus leuchtenden Gasen, zeigt sich ein "Emissionsspektrum". Jedes strahlende Element zeigt sich hier als dünne farbige Linie.

Dringt nun Licht "ungestört" durch eine lockere, nicht emissionierende "Gaswolke", werden von den einzelnen Elementen in dieser Gaswolke die entsprechenden "Linien" absorbiert. Das "Kontinuierliche Spektrum" zeigt nun für jedes vorhandene Element eine dünne, schwarze "Grenzlinie" - "Absorbtionslinien oder auch "Fraunhofersche Linien" genannt. Diese Fraunhoferlinien lassen auf die chemische Zusammensetzung vom leuchtendem Objekt bzw. durchdringtem Nebel schliessen.

Die Wellenlängen des sichtbaren Lichtes als verschiedene Farben.
Den Farben können die Wellenlängen zugeordnet werden (in Angstrom):

unter 3800 Ultraviolett
3800-4200 Violett
4200-4500 Blau-Violett
4500-4800 Blau
4800-5100 Blau-Grün
5100-5500 Grün
5500-5700 Gelb-Grün
5700-5900 Gelb
5900-6000 Orange
6000-6300 Orange-Rot
6300-7500 Rot
über 7500 Infrarot

Balmerlinien

Im sichtbaren Bereich des Wasserstoffatom-Spektrums lassen sich vier Linien beobachten. Ihr Abstand nimmt mit der Wellenlänge ab. Sie werden, beginnend mit der größten Wellenlänge, mit

H-alpha

H-beta

H-gamma

und H-delta bezeichnet.

Spektralklassen

Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifizierung der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums.

Klasse	Charakteristik	Farbe	Temperatur in K	typische Masse für die Hauptreihe in M_☉	Beispielsterne
O	Ionisiertes Helium (He II)	blau	30000–50000	60	Mintaka (δ Ori), Naos (ζ Pup)
B	Neutrales Helium (He I) Balmer-Serie Wasserstoff	blau-weiß	10000–28000	18	Rigel, Spica, Achernar
A	Wasserstoff, Calcium (Ca II)	weiß (leicht bläulich)	7500–9750	3,2	Wega, Sirius, Altair
F	Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen	weiß-gelb	6000–7350	1,7	Prokyon, Canopus, Polarstern
G	Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle	gelb	5000–5900	1,1	Tau Ceti, Sonne, Alpha Centauri A
K	Starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid	orange	3500–4850	0,8	Arcturus, Aldebaran, Epsilon Eridani, Albireo A
M	Titanoxid	rot-orange	2000–3350	0,3	Beteigeuze, Antares, Kapteyns Stern, Proxima Centauri
Braune Zwerge
L		rot	1300–2000		VW Hyi
T		rot (Maximum in Infrarot)	600–1300		ε Ind Ba
Y		Infrarot	200–600		WISEP J041022.71+150248.5
Kohlenstoffklassen der roten Riesen (sog. Kohlenstoffsterne)
R	Cyan (CN), Kohlenmonoxid (CO), Kohlenstoff	rot-orange	3500–5400		S Cam, RU Vir
N	Ähnlich Klasse R, mit mehr Kohlenstoff. Das Spektrum weist ab dieser Spektralklasse praktisch keine Blauanteile mehr auf.	rot-orange	2000–3500		T Cam, U Cas
S	Zirkonoxid	rot	1900–3500		R Lep, Y CVn, U Hya

Als Merksatz für diese Spektralklassen dienen die Sätze:

„Opa Bastelt Am Freitag Gerne Kleine Männchen“: O B A F G K M

Star Analyser 100
1,25" Blaze Gitter für Spektroskopie

Effizientes Blaze-Gitter mit 100 Linien/mm

Der Staranalyser wird an die Webcam "ToUcam Phillips) aufgeschraubt.

Das Equipement kann nun an ein Teleskop (80/800 mm) angeschlossen werden.

Stern Altair Analyse 25.10.2015

Teleskop:

Skywatcher Evostar-90 (EQ3-2) (90mm (3,5 Zoll), f/900) Refraktor

Star Analyser 100; Phillips - Webcam SPC900NC

Videoaufzeichnung in RSpec

Einzelbilder gestackt in Giotto

Star Analyser 100 auf 200er Teleobjektiv (Canon 1000d)

Im Herbst 2019 begann ich alle Sterntypen zu analysieren.

Es gibt O, B, A, F, G, K und M - Sterne.

(Ohne Bier ausm Fass gibts kei Mass!)

Links sind die jungen, heissen Sterne, - rechts die alten, kühlen Sterne.

Die jungen Sterne enthalten leichte Elemente, die alten Sterne verbrennen ihr "Brennstoff" zu immer schwerere Elemente.

Hier im Periodensystem kann man oben die leichten Elemente sehen, die in jungen, heissen Sterne zu finden sind. Weiter unten sind die schweren Elemente, die ein Stern durch das Schalenbrennen im Laufe seines Lebens verbrennt.

Wie in den Grafiken finden wir in oben (junge Sterne) > Wasserstoff und Helium

In alten Sternen bis hin zu Titanoxid und Eisen.

Venus

"Reflektion der Sonne" - hört sich nach "nicht viel" an! - ABER: Somit ist bewiesen, dass dieser leuchtende Punkt am Himmel ein PLANET ist ( ausser es wäre durch Zufall ein G2V - Stern).
Die rote Kurve ist mein Spektrum von der Venus;
Die blaue Kurve ein Referenz-Spektrum von unserer Sonne.
Wir finden hier zwei markante Peaks, die übereinstimmen.

Emissionslinien in Gamma Cas

Gamma Cassiopeia ist der mittlere Stern im Sternbild Cassiopeia. Um den Stern herum befindet sich der Emissionsnebel IC 63, der von selbst leuchtet. Gamma Cassiopeia ist ein B05-Stern. Wäre der Nebel nicht um den Stern, würde das Spektrum wie auf dem anderen Bild "Vega" aussehen. Bild Gamma cas > Wasserstoff - Emissionslinien H-Alpha und H-Beta Peaks nach oben.

Bild Vega > Wasserstofflinien (Absorptionslinien) Peaks nach unten.

Verschiedene Sternspektren:

Streifen 1: Balmer-Linien

2: Emissionslinien Gamma Cas

3: TiO - Band in roten Riesen

4: feine Helium - Bänder in jungen Sternen

Emissionslinien Orionnebel (M42)

Spektroskopie in der Schule

Die Sternspektroskopie kann schon langweilig in der Schule sein!

Diasbetrachter und die eigenen Spektren damit beobachten - das ist spannender!!!

Bestimmung und Rechnung der Stern-Temperatur durch sein Spektrum

Bild 1: Spektrum von mir; Stern BETEIGEUZE Star Analyser 100; Canon 100D; Tele 200mm; 45s Belichtung

Bild 2: RSPEC-Programm zur Analyse des Spektrum von Beteigeuze

Bild 3: Berechnung der Oberflächentemperatur von Beteigeuze durch das Spektrum von mir.

Bild 4: Vergleich und Bestätigung der Analyse und Rechnung: Beteigeuze ca. 5300 Grad...naja! Nicht ganz...aber auf jeden Fall keine 20 000 Grad - 50 000 Grad wie bei einem O - Stern!