Fraunhofersche Linien: Unterschied zwischen den Versionen
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| + | Die Temperatur nimmt mit fortschreitender Spektralklasse ab. | ||
Aktuelle Version vom 29. Januar 2010, 14:10 Uhr
Joseph von Fraunhofer
»« Vom Handwerker Lehrling zum hochgelobten Physiker »«
Biographie
| 6.März 1787 | geboren in Straubing als 11. Kind eines Glasmeisters |
| 1799 | mit 12 Jahren bereits Vollwaise |
| 1798-1804 | Spiegelschleiferlehre in München → Familientradition |
| 1806 | Optiker an Mathematisch-Mechanischem Institut von Reichenach |
| 1814 | Mitinhaber von optischen Institut "Uzenschneider,Reichenbach&Fraunhofer" Fraunhoferche Linien und Sonnenspetrum |
| 7.Juni 1826 | gestorben an Lungenkrankheit(Tuberkulose) in München |
Linienspektren
Früher glaubte man Licht kann nur durch Prismen in seine Einzelfarben gebrochen werden.
Fraunhofer machte für die Physik eine bedeutende Entdeckung, nämlich, dass man auch durch in Glas eingeritzte Gittermuster einzelne Farben brechen kann.
Dies brachte Fraunhofer zu dem Entschluss, dass sich Licht Wellenförmig ausbreitet → Wellentheorie des Lichts.
Durch sein eigens entwickeltes Theodoliten-Fernrohr mit Glasprismen konnte er als erster über 500 schwarze Absorbtionslinien im Sonnenlichtspektrum erkennen.
Das Linienspektrum, das von rot (infrarot) bis violett (ultra violett) reicht, weist diese Linien in bestimmten Abständen auf (auch im Sternenlicht enthalten).
Die heutige Spektralanalyse der chemischen Elemente leitet sich von dieser Entdeckung ab.
So konnte man auch Rückschlüsse auf Zusammensetzung und Temperatur von Sternen ziehen.
Ein Atom im Grunzustand (niedrigste Energiestufe) kann durch Energieaufnahme (Absorption) in andere Energiezustände übergehen.
In einem angeregtem Energiezustand kann Energie abgegeben werden(Emission).
Diese Energie wird in Form von Licht frei.
Man kann auf einem Emissionsspektrum daher nur die für ein Atom typischen Energien, die abgegeben werden, erkennen.
Wenn sich ein Atom bereits in einem angeregten Energiezustand befindet, ist es nur möglich in einen höheren Energiezustand zu gelangen, wenn genug angeregte Teilchen vorhanden waren.
Die Spektren verschiedener Sterne wurden in Spektralklassen (O B A F G K M) eingeteilt, die wiederum in Zwischenklassen eingeteilt wurden (z.B. Sonne: G2).
Die Temperatur nimmt mit fortschreitender Spektralklasse ab.
