Westfälische Willhelms-Universität Münster Fachgebiet Didaktik der Physik

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1 Westfälische Willhelms-Universität Münster Fachgebiet Didaktik der Physik Examensarbeit: Oliver van Well Themensteller: Prof. Dr. J. Schlichting Sekundarstufe I Thema: Spektroskopie in der Schule - Möglichkeiten und Grenzen -

2 Gliederung: 1. Einleitung S.3 2. Auf dem Weg zur Deutung des Lichts S Die Lichtgeschwindigkeit S Die Beschaffenheit des Lichts S Das Licht als Teilchen S Das Licht als Welle S Der Äther und das Michelson-Morley Experiment S Der Beginn der Quantentheorie S Spektroskopie und ihre Bedeutung S Die Entwicklung der Spektroskopie S Die Entwicklung der Weltbilder in der Astronomie S Methoden zur Vermessung des Alls S Himmelsbeobachtungen mit Teleskopen S Gliederung der Astronomie in drei Forschungsbereiche S Das expandierende Universum S Der Doppler-Effekt in der Astronomie S Die Rolle der Spektroskopie in der Astronomie S Formelsammlung S Zur Entstehung von Spektren S Über Prismen und Gitter S Zur Herstellung von Gittern S Die Entstehung von Spektren, das Modell von Bohr S Das kontinuierliche Spektrum S Das Emissionsspektrum S Das Absorptionsspektrum S Das Bandenspektrum S Die Balmer-Serie S Das elektromagnetische Spektrum S. 54 1

3 6. Versuchsreihe über die Spektroskopie S Bastelanleitungen für ein CD Schuhkartonspektroskop/Rohrspektroskop S Bestimmung der Gitterkonstanten einer CD/DVD S Bestimmung der Wellenlänge einer unbekannten Lichtquelle S Betrachtung von Spektren durch das Rohrspektroskop S Flammenfärbung von Salzen im Bunsenbrenner S Betrachtung verschiedener Spektren mit dem Schuhkartonspektroskop S Nachweis der Absorption durch den Schatten eines Bunsenbrenners S Nachweis der infraroten Strahlung im Sonnenlicht S Nachweis von UV-Strahlung außerhalb des sichtbaren Spektrums S Die Fernbestimmung von Spektren mit dem Teleskop S Gescheiterte oder nicht durchführbare Versuche S Ein Unterrichtsentwurf für die Spektroskopie als Wahlpflichtfach S Die Spektroskopie in der technischen Anwendung in der freien Wirtschaft S Die Probenvorbereitung S Die Anregung S Der Lichtweg S Die Detektion S Die Kalibration S Weitere Arten der Anregung S Applikationswerte eines ICP-Spektrometers S Spektroskopie in der Schule Möglichkeiten und Grenzen S Quellen und Abbildungsverzeichnis S. 94 2

4 1. Einleitung Die Spektroskopie ist eine optische Analysemethode. Mit ihr ist es möglich, Proben auf ihre chemische Beschaffenheit zu prüfen. Die Erforschung der Spektroskopie ist zum großen Teil ein Verdienst der Arbeit von Kirchhoff und Bunsen, aber auch diese beiden haben auf dem Vorwissen anderer Physiker aufgebaut. Es wird daher im ersten Teil dieser Examensarbeit ein Überblick geschaffen, wie unser heutiges Bild vom Licht entstanden ist, und wie die Entwicklung der Spektroskopie in diesem Zusammenhang zu sehen ist. Denn das Licht, welches wir im Alltag sehen und dessen technische Anwendung jedem von uns offen oder versteckt geläufig ist, gehorcht bestimmten physikalischen Gesetzen. Es zeichnet sich durch Eigenschaften aus, die sich im Laufe der Geschichte durch Entdeckungen und Experimente von Forschern Stück für Stück zu einem gesamten Bild zusammengesetzt haben. Wo einst überwiegend philosophische Überlegungen die Beschaffenheit des Lichts charakterisierten, ging mit der Renaissance auch eine geistige Revolution einher. Nun wurde die Natur mit Experimenten erforscht, Ergebnisse wurden nun mit mathematischen Formeln beschrieben anstatt mit logischen Gedankengängen. Der Wissensstand um die Physik (des Lichts) wuchs, und ein Ziel dieser Arbeit soll es sein, die wichtigsten Erkenntnisse rund um das Licht in einen geschichtlichen Überblick zu bringen und darüber hinaus zu beschreiben, wie das Licht und dessen Deutung, speziell im Blick auf die Spektroskopie in der Astronomie, unser Weltbild beeinflusst hat. Ein weiterer Teil dieser Arbeit soll es sein, Überlegungen anzustellen, wie die wichtigsten dieser Lichteigenschaften in der Schule hinsichtlich der Spektroskopie zu vermitteln und durch einfache Versuche zu stützen sind. Es wird dafür der Versuch unternommen, eine Unterrichtsreihe für das Wahlfach Naturwissenschaften, das die Spektroskopie zum Thema hat, zu entwerfen. Unter diesem Aspekt der schulischen Verwendbarkeit sind die beschriebenen Versuche ausgewählt worden. Ein Kapitel möchte ich außerdem der technischen (industriellen) Anwendung der Spektroskopie widmen, in dem beschrieben werden soll, wie das Licht uns Aufschluss geben kann bezüglich der Analyse von Materialien. Dort wird der Aufbau und die Funktionsweise eines Arc/Spark - Spektrometers der Firma spectro erklärt. 3

5 2. Auf dem Weg zur Deutung des Lichts: 1921 wurde Albert Einstein der Nobelpreis der Physik verliehen. Nicht jedoch für die Veröffentlichung seiner Relativitätstheorie, mit der er weltweit berühmt wurde, sondern für seine Forschungsarbeit über die Theoretische Physik und vor allem seiner Deutung über den Fotoeffekt. Der Fotoeffekt beschreibt die Umwandlung von Lichtenergie in elektrische Energie und ist aus heutiger Sicht ein elementarer Baustein zur Detektion von Licht in einem Spektrometer. Um die Einsteinschen Überlegungen nachvollziehen zu können, ist es notwendig, sich einen Überblick über den Kenntnisstand des Lichts bis zum Bohrschen Atommodell 1913 zu machen. Aus heutiger Sicht sind uns viele Vorstellungen über das Licht geläufig bis selbstverständlich, aber diese Erkenntnisse sind über zahlreiche Versuche, mühsamen Messreihen und Auswertungen langsam entstanden. Die verschiedenen Eigenschaften des Lichts werden in dem folgenden Kapitel aus verschiedenen Perspektiven betrachtet. Den Anfang macht die Überlegung um dessen Geschwindigkeit. 2.1 Die Lichtgeschwindigkeit: Angefangen haben Philosophen, über die Lichtgeschwindigkeit nachzudenken. Überliefert ist, dass Empodokles ca. 450 v. Chr. als erster geäußert haben soll, die Lichtgeschwindigkeit sei endlich, da Licht sich in Bewegung befände und daher Zeit brauche, um Strecken zurück zu legen. Aristoteles hingegen vertrat die Auffassung, die Lichtgeschwindigkeit sei unendlich. Das Licht komme von der bloßen Anwesenheit von Objekten, sei aber nicht in Bewegung. Sollte Licht dennoch in Bewegung sein, müsse seine Geschwindigkeit jenseits menschlicher Vorstellungskraft liegen. Diese Auffassung wurde aufgrund der Autorität Aristoteles bis ins Mittelalter weiter vertreten. Die persischen Philosophen Ayicenna und Alhazen (um 1000 n. Chr.) vertraten erstmals seit Empodokles wieder die Auffassung, die Lichtgeschwindigkeit sei endlich, fanden aber kaum Gehör. 4

6 Um 1600 überlegte Johannes Kepler, dass die Lichtgeschwindigkeit zumindest im Vakuum unendlich sein müsse, da sich ihm kein Hindernis in den Weg stelle. Dies ist aus heutiger Sicht zwar falsch, aber erstmals wurde die Überlegung angestellt, dass die Lichtgeschwindigkeit abhängig sein könne vom Medium, in der sich das Licht bewegt. René Descartes ging von einer unendlichen Lichtgeschwindigkeit aus, da sich bei einer Sonnenfinsternis Erde, Mond und Sonne in einer Linie befinden. Würde die Lichtgeschwindigkeit endlich sein, so würde laut Descartes für einen Beobachter dieses Ereignis nicht möglich sein, da die Himmelskörper dann nicht in einer Reihe seien. Nachdem man viele philosophische Überlegungen im Laufe der Zeit angestellt hat, ob die Lichtgeschwindigkeit endlich sei oder nicht, war Galileo Galilei der erste, der einen Versuch zur Messung der Lichtgeschwindigkeit ersann. Zwei Männer mit Laternen standen jeweils auf einem Hügel mit etwa 100m Entfernung. Der erste sollte ein Signal geben und der zweite reagieren, sobald er dieses empfing. Dieser Versuch misslang, da die Männer es in ihrer Reaktionszeit nicht mit der Lichtgeschwindigkeit aufnehmen konnten. Olaf Römer war 1673 der erste, der sich an der Messung der Lichtgeschwindigkeit verdient gemacht hat. Römer bediente sich dabei einer astronomischen Methode, indem er Himmelskörper beobachtete. In Paris hatte er seine Beobachtungen durchgeführt. Es war damals aufgefallen, dass die Zeit, die der Jupitermond Io benötigt, um zweimal in Folge aus dem Kernschatten des Jupiters auszutreten, nicht konstant ist. Bewegt sich die Erde vom Jupiter weg, so vergrößert sich die Zeit und umgekehrt. Die Umlaufzeit des Mondes Io um Jupiter war mit 42h 27min bekannt. Römer hat also seine Messung begonnen in dem Moment, da der Jupitermond Io Bild 1 Bild 2 in den Kernschatten eintrat, während Jupiter und die Erde in Konjunktion standen und konnte sich so ausrechnen, wann Io in den Kernschatten eintreten muss, wenn Jupiter und Erde in Opposition 1) 5

7 stehen. Diese Zeitdifferenz zwischen gemessenem und errechneten Wert gibt an, wie lange das Licht benötigt, um den Durchmesser der Erdbahn zu durchlaufen. Römer hat einen Messwert von 1000s Differenz (Messwert differiert je nach Buch), woraus sich eine Lichtgeschwindigkeit von 2,3x10 8 ms -1 ergibt. Die Differenz zum heute gültigen Wert ist begründet in der unregelmäßigen Laufbahn der Jupitermonde, die sich aus der deren gegenseitiger Anziehung ergibt. Bild 3 Zu 1 : Unter Opposition versteht man in der Astronomie das Auftreten zweier Himmelskörper um 180 versetzt um die Drehachse Sonne. Die Opposition ist deshalb besonders interessant, weil Planeten in der Opposition zur Sonne den geringsten Abstand zur Erde haben. Dadurch haben wir auf der Erde besonders gute Möglichkeiten, diese Himmelskörper zu beobachten. Steht der Mond in der Opposition zur Sonne, sehen wir einen Vollmond bestimmt Fizeau die Lichtgeschwindigkeit mit einem Versuchsaufbau, die unter dem Begriff Zahnradmethode bekannt wurde. Er ersetzte den zweiten Mann Galileos auf dem Hügel durch einen Spiegel, um so die Reaktionszeit auszuschließen und erhöhte die Entfernung auf ca. 8,6 km. Bild 4, Armand Fizeau, Fizeau ließ eine Lampe auf einen halbdurchlässigen Spiegel scheinen, der das Licht weiter auf ein schnell rotierendes Zahnrad weiterleitete. Von da traf das Licht durch die Lücke eines Zackens auf den Spiegel und wurde durch die Zackenlücke und den halbdurchlässigen Spiegel zum Beobachter zurück reflektiert. Jetzt wurde die Rotationsgeschwindigkeit des Zahnrades erhöht, bis das reflektierende Licht gegen einen Zahnradzacken traf, der Beobachter also keinen Lichtstrahl mehr sehen konnte. Dann wurde 6

8 die Rotationsgeschwindigkeit weiterhin erhöht, bis der Lichtstrahl wieder sichtbar wurde, da er durch die nächste Lücke fallen konnte. Die Drehzahl n der Zahnradscheibe konnte relativ gut bestimmt werden, da sie gleichmäßig mit einer Dampfmaschine angetrieben wurde, und auch die Zackenzahl z war bekannt (720). Somit galt für die Zeit eines Lückenwechsels : Wenn die Drehzahl so eingestellt ist, dass das Licht wieder sichtbar ist, hat das Licht den Weg s vom Spiegel bis zum Zahnrad ( s) genau zweimal zurückgelegt, hin und zurück, also gilt hier für die Lichtgeschwindigkeit c: Bild 5, Zahnradmethode nach Fizeau Fizeau ermittelte mit seinem Versuchsaufbau einen Wert für die Lichtgeschwindigkeit von. Die Überschreitung des heutigen Literaturwert um etwa 5% erklärt sich durch die Ungenauigkeit in der Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit n und durch die Kürze der Strecke. Der erste relativ genaue Wert der Lichtgeschwindigkeit wurde von Jean Foucault bestimmt. Er verwendete dazu die Drehspiegelmethode, in der ein Lichtstrahl durch einen drehbaren Spiegel auf einen festen Spiegel umgelenkt wird und von dort wieder zurück zum 7

9 Ausgangspunkt gespiegelt wird. Da sich der Spiegel aber inzwischen weiter gedreht hat, liegt der einfallende Lichtstrahl nicht mehr im Ausgangspunkt, sondern ein Stück daneben. Mit bekannter Drehfrequenz des Spiegels und gegebenen Längen ist es so möglich, die Lichtgeschwindigkeit zu bestimmen. Bild 6 Foucault bestimmte die Lichtgeschwindigkeit auf einen Wert von c= km/s und kommt damit dem Literaturwert um etwa 0,6 % Abweichung als erster sehr nahe. Bild 7 Die Drehspiegelmethode wurde im Laufe der Zeit von verschiedenen Forschern weiter verbessert, so dass der Wert für die Lichtgeschwindigkeit immer genauer bestimmt wurde wurde der Wert für die Lichtgeschwindigkeit durch die CGPM (La Comisión General de Pesca del Mediterráneo, die Konferenz für die Bestimmung von Gewichten und Maßen) auf den Wert von c= ,458 km/s (im Vakuum) definiert. Heute ist der Wert für Lichtgeschwindigkeit so exakt bekannt, dass man nicht mehr versucht, die Lichtgeschwindigkeit zu messen, sondern man misst mit der Lichtgeschwindigkeit. 8

10 Übersicht über die historisch gemessenen Lichtgeschwindigkeiten: Historisch gemessene Höhe der Lichtgeschwindigkeit c Jahr, ca. Forscher Methode Lichtgeschwindigkeit 1676 Ole Rømer Zeitverzögerung astronomischen Beobachtungen bei kein konkreter Wert publiziert 1728 James Bradley Aberration kein konkreter Wert 1834 Charles Wheatstone Drehspiegelmethode km/s 1838 François Arago Drehspiegelmethode 1849 Armand H. L. Fizeau Zahnradmethode km/s 1862 Léon Foucault Drehspiegelmethode ±500 km/s 1875 Marie-Alfred Cornu Drehspiegelmethode km/s 1879 Albert A. Michelson Drehspiegelmethode ±50 km/s 1907 Rosa, Dorsay theor. Rechnung nach den Maxwellgleichungen ±30 km/s 1926 Albert A. Michelson Drehspiegelmethode ±4 km/s 1947 Essen, Smith Gorden- elektrischer Hohlraumresonator ±3 km/s 1958 K. D. Froome Interferometer ,5±0,1 km/s 1973 Boulder-Gruppe am NBS Lasermessung ,4574±0,001 km/s 1983 (Definition CGPM) der Neudefinierung des Meters ,458 km/s (exakt) Bild 8 9

11 2.2 Die Beschaffenheit des Lichts: Aus den astronomischen Beobachtungen Römers, dass Licht eine endliche Geschwindigkeit besitzt, mit der es sich ausbreitet, entstanden zwei Theorien über die Beschaffenheit des Lichts: Die Huygenssche Wellentheorie (um 1690) und die Emissionstheorie (bzw. Teilchentheorie oder auch Korpuskeltheorie) nach Newton (1675). 2.3 Das Licht als Teilchen: Bild 9, Rene Descartes ( ) Descartes, ein Philosoph und Naturwissenschaftler, interpretierte die Ausbreitung des Lichts als eine Art Druckfortpflanzung im Medium, also als Teilchenbewegung. Da die Dichte von Feststoffen höher ist als die der Luft, müsse sich das Licht im dichteren Medium schneller ausbreiten als im dünneren. Bild 10, Sir Isaac Newton ( ) Bevor Newton in seinem 1687 erschienenen Werk Philosophiae naturalis principia mathematica die klassische Physik gründete, indem er die Gravitation und Bewegungsgesetze beschrieb, veröffentlichte er im Jahr 1672 die Abhandlung New Theory about Light and Color, in der er die Auffassung vertrat, Licht bestehe aus winzigen Teilchen (Korpuskeln), die von einer Lichtquelle ausgesendet werden und den Raum geradlinig durchqueren. Mit dieser Theorie konnte er das Phänomen der Reflexion erklären. Er beschrieb die Korpuskeln des Lichts analog zu einem Ball, der an einer Wand abprallt. Die Lichtteilchen können also von Gegenständen abprallen und ihre Flugbahn verändern. Diese Theorie nach Newton findet vor allem in der geometrischen Optik ihre Anwendung. 10

12 Das Phänomen der Lichtbrechung, dass ein Stab im Wasser scheinbar nicht gerade verläuft, sondern einen Knick hat, erklärt Newton mit dem Ansatz Descartes, dass sich Licht im mechanisch dichteren Medium schneller ausbreite. Beim Übergang von der Luft ins Wasser werde das Licht an der Wasseroberfläche beschleunigt, da die Gewichtskraft des Wassers größer ist als die Luft. Aus der größeren Kraft erfolgt nach dem Newtonschen Axiom F=m*a für das Licht eine größere Beschleunigung. Ist das Licht dann ins Wasser eingetaucht, so breite es sich nach dem Trägheitssatz mit konstanter Geschwindigkeit weiter aus. 2.4 Das Licht als Welle: Nach Christiaan Huygens ( ) ist das Licht, eine Wellenbewegung durch den Äther. Bild verfasste Huygens in seiner Schrift Tractatus de lumini (Abhandlung über das Licht) seine Theorie über den Wellencharakter des Lichts. Er vertrat die Auffassung, das Licht sich in Form von Wellen, ähnlich wie denen des Wassers, ausbreite. Das Ausbreitungsmedium des Lichts sei der Äther. Außerdem formulierte er das Huygenssche Prinzip, das besagt, das von jedem beliebigen Punkt einer beugenden Fläche (z.b. einem Spalt) Elementarwellen ausgehen, die sich wiederum ausbreiten, überlagern und so die Beugungseffekte hervorrufen. Die Theorie Huygens benötigte fast 100 Jahre, um neben der von Newton akzeptiert zu werden. Bild 12, Thomas Young, Erst im Jahre 1802, als sich Thomas Young ( ) intensiver mit dieser Thematik beschäftigte, wurde die Idee der Wellentheorie wieder aufgegriffen. Young konnte beweisen, dass das Licht Wellencharakter aufweisen muss. Er übertrug die Beobachtung, die man an der Wasseroberfläche anstellen kann, auf das Licht: Wirft man einen Stein ins 11

13 Wasser, so ergibt sich kreisförmig um diesen eine Wellenbewegung. Diese zeichnet sich aus durch sinusförmige Erhebungen aus Wellenkämmen und Vertiefungen aus Wellentälern. Wirft man nun zwei Steine dicht nebeneinander ins Wasser, so kann man beobachten, wie sich die Wellenbewegungen zueinander verhalten. Treffen zwei Wellentäler aufeinander, so vertieft sich die Welle; bei zwei Wellenkämmen wird die Welle verstärkt und wenn ein gleich starker Wellenkamm mit einem entsprechenden Wellental zusammentrifft, ist die Wasseroberfläche eben. Diese Verstärkung bzw. Auslöschung der Wellen nennt man heute Interferenz. Young ging also davon aus, dass Licht sich, dem Wasser ähnlich, in Wellen ausbreitet. Durch diese Theorie ließen sich nun viele optische Experimente erklären, die sich mit der Newtonschen Korpuskeltheorie nicht deckten. Young belegte diese Überlegungen mit seinem Doppelspaltversuch. Dies war dann der Beginn, an dem die Wellentheorie breite Akzeptanz erlang. Bild 13 Den Doppelspaltversuch führte Young erstmals 1805 durch. Mit diesem Versuch wollte er den Wellencharakter des Lichts beweisen. Lässt man Licht aus nur einem Spalt auf einen Schirm scheinen, so beobachtet man einen hellen Streifen hinter dem Spalt. Wenn jedoch beide Spalte geöffnet sind, beobachtet man das charakteristische Interferenzmuster. Unter Interferenz des Lichtes versteht man die Überlagerung von Lichtwellen mit Bereichen der Verstärkung (Interferenzstreifen) und der Auslöschung bzw. Abschwächung. Quelle: Duden, Physik Interferenzmuster beim Doppelspaltversuch Bild 14 12

14 Im Bezug auf das Interferenzmuster fällt auf, das die Energie des Lichts nicht reduziert, sondern nur umverteilt wird. Spätere Versuche mit dem Doppelspaltexperiment haben ergeben, dass das Interferenzmuster auch bei einem einzelnen Photon auftritt. Das Photon interferiert also mit sich selbst. Die Voraussetzung für das Gelingen des Doppelspaltversuchs ist, das man eine Lichtquelle mit entsprechenden Eigenschaften wählt. Die Wellen müssen miteinander in fester Phasenbeziehung stehen, also kohärent sein. Die einfallende Strahlung soll möglichst monochromatisch (also von einer Wellenlänge) sein, da sich sonst mehrere Interferenzmuster übereinander legen würden und diese somit nicht mehr gut zu sehen sind. Weitere Experimente, die den Wellencharakter des Lichts stützen: Bild 15, Leonhard Euler ( ) Euler, ein führender Mathematiker seiner Zeit, deutete 1760 die Spektralfarben als Schwingungen verschiedener Frequenz. Er versuchte, Newtons Korpuskeltheorie mit Experimenten zur Dispersion, Doppelbrechung und Farben dünner Blättchen zu widerlegen, dies gelang ihm aber nicht, auch, weil Newtons Autorität noch lange nach dessen Tod nachwirkte. Bild 16, Louis Malus ( ) Malus entdeckte und deutete 1808 die Polarisation des Lichts. Er zeigte, dass Licht, wenn es reflektiert wird, eine lineare Polarisation aufweist, also die Lichtwellen in einer Ebene (Transversalwelle) schwingen und half auf diese Weise, die Ausbreitung des Lichts besser zu verstehen. 13

15 Bild 17, Augustin Fresnel ( ) Fresnel vereinigte die Huygenssche Elementarwellentheorie des Lichts mit dem Interferenzprinzip von Young. Dazu führte er viele Versuche durch, unter anderem 1816 den Fresnelschen Spiegelversuch. In diesem Versuch wird Licht von einer Lampe durch einen Spalt von einem Doppelspiegel, der um wenige Winkelminuten voneinander versetzt ist, reflektiert. Dabei entstehen zwei virtuelle Bilder der Lampe. Von diesen gehen kohärente Lichtbündel aus, die miteinander interferieren. Fresnel entdeckte, dass der Effekt der Interferenz mit seinen Intensitätsmaxima und Intensitätsminima abhängig ist von der Wegdifferenz der Abstände der beiden virtuellen Lampen zum Schirm. Diese Wegdifferenz von Wellen gleicher Wellenlänge nennt man Gangunterschied. Wenn der Gangunterschied zweier Wellen die Hälfte der Wellenlänge beträgt, so löschen sich die Wellen gegenseitig aus, es entsteht ein Minima; beträgt sie ein ganzzahliges Vielfaches der Wellenlänge, so entsteht ein Maxima. Der Gangunterschied wird auch als Phasenverschiebung bezeichnet. Spiegelversuch Fresnel: Bild 18, Fresnelversuch im Original Bild 19, Schema 14

16 Von der Lampe L fällt Licht durch einen Spalt S und verläuft über die zueinander geneigten Spiegel hin zum Schirm, auf dem ein Interferenzmuster erkennbar wird. L1 und L2 in dieser Zeichnung sind die virtuellen Lampen. Die Wegdifferenz der virtuellen Lampen L1 L2 zum Schirm ist der Gangunterschied s. Fresnel hat darüber hinaus auch Effekte der Beugung untersucht. Heute wird unter Fresnel- Beugung die Beugungsbilder des Lichts im Nahbereich des Spalts bezeichnet, analog dazu die Fraunhofer-Beugung im Fernbereich des Spalts. Bild 20, James Clerk Maxwell Maxwell ( ) beschäftigte sich, neben seinen Forschungen, die in seiner kinetischen Gastheorie mündeten, in weiten Teilen mit dem Elektromagnetismus veröffentlichte er in der Royal Society seine Gleichungen, die das Verhalten von elektrischen und magnetischen Feldern postulierten. Auch heute noch spricht man bei ihnen von den Maxwellschen Gleichungen. Sie treffen auch Aussagen über die Ausbreitung von schwingenden Wellen im leeren Raum und deren Wechselwirkung mit Materie, und er bestimmte die Ausbreitungsgeschwindigkeit dieser Wellen mit m/s. Diese Nähe zur damals bekannten Geschwindigkeit des Lichts ließ Maxwell als ersten die Vermutung äußern, dass das Licht selbst eine elektromagnetische Welle sei. Diese Theorie wurde 1884 von Heinrich Hertz experimentell bestätigt. Auch Maxwell glaubte an die Notwendigkeit eines Mediums, also dem Äther, zur Ausbreitung von Licht. Bild 21 Heinrich Rudolf Hertz ( ) gelang 1886 der experimentelle Nachweis der Theorien Maxwells mit einem relativ einfachen Versuchsaufbau. Dessen Theorie besagte, dass die Störung eines elektrischen Feldes (z.b. eine Funkenentladung) eine elektromagnetische Welle erzeugt, die sich mit 15

17 Lichtgeschwindigkeit ausbreitet. Dafür entschied sich Hertz für einen Versuchsaufbau, in dem er eine Spule mit zwei Metallkugeln (zur Erhöhung der Kapazität) im Abstand von etwa 1 cm verband, die elektrisch geladen wurden. Einen Meter von dieser Spule entfernt war eine Drahtschlinge aufgebaut, die wiederum mit zwei Metallkugeln im gleichen Abstand versehen, mit dem ersten Aufbau aber nicht galvanisch, also leitend, verbunden war. Wenn die elektrische Ladung groß genug wurde, sprang ein Funken zwischen den beiden Metallkugeln über, was dann auch bei der Drahtschlinge zu beobachten war. Die erste Funkenstrecke dient somit als Sender, auch schwingender Dipol oder Hertz- Oszillator genannt, die zweite Funkenstrecke der Drahtschlinge als Empfänger in der Eigenfrequenz des Senders. Somit hatte Hertz den Nachweis erbracht, dass sich elektromagnetische Wellen in der Luft ausbreiten. In den Folgejahren untersuchte Hertz weitere Eigenschaften von elektromagnetischen Wellen und beschrieb, dass Reflexion, Brechung, Beugung, Interferenz und Polarisation zu Grundeigenschaften aller elektromagnetischen Wellen gehören. Die Grundlagenarbeit von Hertz öffnete wissenschaftlichen Gebieten neue Wege, so gründete der oben beschriebene Versuch von Hertz die drahtlose Datenübertragung wie den Rundfunk, Telegraphie und das Fernsehen. Er erkannte auch, dass Kathodenstrahlen dünne Metallschichten durchdringen können, ohne ihre Eigenschaft zu verlieren, sich geradlinig auszubreiten. Auf dieser Erkenntnis beruht die Röntgenstrahlung; seine Erkenntnisse über die Polarisation und Reflexion von Strahlung ebneten die Entdeckung des Radars. Bild 22 Wilhelm Ludwig Franz Hallwachs ( ) war Schüler von Heinrich Hertz und setzte dessen Forschung um die Entladung einer Funkenstrecke fort entdeckten Hallwachs und Hertz einen Effekt, der mit den bislang bekannten Theorien nicht zu erklären war. Bei den Versuchen mit der Funkenstrecke von Hertz kam heraus, dass die Länge eines zweiten Funkens, der direkt neben einer ersten Funkenstrecke gezündet wird, sich verändert. Dieses führte Hertz auf das Licht des ersten Funkens zurück. Hallwachs führte die Versuche fort und bemerkte, dass eine negativ geladene Zinkplatte bei Bestrahlung mit dem Licht der Funkenstrecke (also einer Bogenlampe, diese enthält ultraviolettes Licht) in kurzer Zeit entladen wird. Darüber hinaus werden ungeladene Metallplatten nach ultravioletter 16

18 Lichteinstrahlung positiv geladen. Er nannte das Phänomen photoelektrischer Effekt, später wurde es auch Hallwachs Effekt oder äußerer Photoeffekt genannt. Damit wurde ein neues, weiterführendes Modell vom Licht notwendig, dass auch dessen Eigenschaften in energetischer Hinsicht beschreiben kann. Bild 23 Joseph John Thomson ( ) experimentierte 1897 mit der zwei Jahren zuvor entdeckten Röntgenstrahlung. Diese Kathodenstrahlung, durch die die Röntgenstrahlung hergerufen wird, war in der Charakteristik noch nicht völlig geklärt. Schon Hertz machte Versuche mit der Kathodenstrahlung, nach denen er diesen einen Wellencharakter zuschrieb, da diese dünnes Metall durchdrangen und sich nicht durch elektrische Felder ablenken ließen. Thomson verbesserte den Versuchsaufbau dahingehend, dass er ein höheres Vakuum erreichte. Jetzt ließ sich beobachten, dass sich der Kathodenstrahl durch ein elektrisches Feld ablenken ließ. Diese Ablenkung des Kathodenstrahls im elektrischen Feld deckte sich mit der schon bekannten Ablenkung durch Magnete im stets konstanten Verhältnis von Ladung und Masse. Er nannte diese Teilchen, die immer mit gleicher negativer Ladung und gleicher Masse aus einer Kathode (unabhängig von deren Material) emittiert wurden, Korpuskeln, später bekamen sie den Namen Elektronen. Durch die Beobachtung, dass diese Korpuskeln aus den Atomen der Kathode emittiert wurden, belegte er, dass Atome nicht unteilbar sind. Es gelang Thomson, die Masse dieser Korpuskeln zu bestimmen, die er auf knapp den 2000ten Teil eines Wasserstoffatoms festlegte und darüber hinaus definierte er den elektrischen Strom als einen Fluss dieser geladenen Korpuskeln. Er entwickelte auch ein erstes Atommodell, wonach Masse und die Ladung, also die Korpuskeln, im ganzen Atom gleich verteilt sein müssten. Dieses Modell wird Rosinenkuchenmodell genannt. Bild 24 Philipp Eduard Anton Lenard ( ) beschäftigte sich auch mit den Experimenten von Hertz und Hallwachs, und er lieferte wertvolle Arbeit hinsichtlich der Ergebnisse von Röntgen und 17

19 Thomson. Im Jahre 1900 entdeckte er die Gesetzmäßigkeit des lichtelektrischen Effekts, dass die Zahl der Elektronen bei steigender Lichtintensität wächst, ihre Geschwindigkeit jedoch von der Frequenz des eingestrahlten Lichts abhängt. 2.5 Der Äther und das Michelson-Morley Experiment: Äther (gr. Blauer Himmel) wurde von Huygens als Begriff in die Physik eingeführt und meint eine Substanz, in deren Medium Licht sich ausbreitet, analog zur Luft, in der Schall sich ausbreitet. Diese Vorstellung, das Licht den Äther als ein Medium haben müsse, um sich auszubreiten, wurde erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts angezweifelt, und mündete schließlich in Einsteins Relativitätstheorie. Bei dem Versuch, die Relativgeschwindigkeit des Äthers zu messen stellte sich heraus, dass die damaligen Annahmen überdacht werden müssen. Das Experiment von Michelson und Morley, das 1887 durchgeführt worden ist, sollte die Relativgeschwindigkeit des Äthers zur Erde in ihrer Umlaufbahn um die Sonne messen. Man nahm an, die Erde müsse bei ihrer Bahn um die Sonne, bei der sie immerhin etwa km/h zurück legt, einen Ätherwind hinter sich herziehen. Oben Bild 25 Schema Ätherwind Rechts Bild 26 Michelson Interferometer Dieser Versuch wurde sehr aufwändig aufgebaut und durchgeführt, und man erwartete einen jahreszeitabhängigen Wert, je nachdem ob sich die Erde auf ihrer Umlaufbahn mit oder gegen den Ätherwind bewegt, analog einem Schwimmer, der mit oder gegen die Strömung schwimmt. Gemessen wurde mit einem sehr fein eingestellten Interferometer, das bei dieser Versuchsanordnung auch heute noch Michelson-Interferometer genannt wird. 18

20 Der Versuch wurde akribisch durchgeführt und lieferte wider Erwarten ein Nullergebnis, das Interferenzbild blieb unverändert, obwohl man Interferenzeffekte durch den Ätherwind erwartet hatte. Das Licht hat also unabhängig von der Bewegung des Bezugssystems immer dieselbe Geschwindigkeit. Ernst Mach zweifelte daraufhin als einer der ersten Physiker die Äthertheorie an. Dieses Experiment gilt heute als eines der wichtigsten Experimente mit Nullergebnis, da es die Forscher auf neue Ideen brachte, als diese die Konsequenzen des Experiments zu überlegen hatten. Es lieferte eine wichtige Grundlage für die spezielle Relativitätstheorie von Einstein aus dem Jahre Der Beginn der Quantentheorie um 1900: Bild 27 Im Jahre 1900 gelang es Max Planck ( ) eine neue Theorie über die Energie von Strahlung zu finden. Strahlungskurven der spektralen Energieverteilung von schwarzen Körpern lagen zu jener Zeit schon vor, doch schlugen die Versuche, einen Verlauf der Energieverteilung als eine Funktion über die Frequenz und der Temperatur mathematisch aus der Strahlungstheorie herzuleiten fehl. Planck interpolierte die beiden bestehenden Gesetze von Rayleigh-Jeans und Wien, welche nur richtige Voraussagen für den Strahlungsverlauf bei hohen bzw. niedrigen Frequenzen trafen, unter Berücksichtigung der Entropie und stieß so auf sein Strahlungsgesetz E = h*v. Dabei führte er die Konstante h als Hilfskonstante ein, die er aus den Konstanten der Gesetze von Wien und Boltzmann ableitete. E steht in der Formel für den kleinsten Energiewert, den ein Oszillator abgeben oder aufnehmen kann. Bemerkenswert in dieser Formel ist, dass das Produkt E dieser Formel, da weder h noch die Frequenz v Null betragen können, auch nicht Null sein kann. Damit hat Planck ungewollt mit den bisherigen Annahmen der klassischen Physik gebrochen, dass alle Abläufe in der Natur stetig und kontinuierlich verlaufen würden. Seit Aristoteles galt für die Naturwissenschaften: Natura non facit saltus Die Natur macht keine Sprünge. Genau das aber hat die Plancksche Formel als Konsequenz, E kann zwar sehr klein werden, aber nicht Null. Die Energieaufnahme oder Abgabe vollzieht sich in Sprüngen, 19

21 in Quantensprüngen. Die Konstante h wurde später Planck zu Ehren das Plancksche Wirkungsquantum genannt. Planck selbst tat sich schwer mit der Konsequenz aus der eigenen Formel und versuchte lange, diese in die klassische Physik einzugliedern, jedoch legte er den Grundstein für weitergehende Forschung anderer. Die Lichtquanten erklärte 1905 dann ein anderer, bis dahin völlig unbekannter Mann: Albert Einstein! Bild 28 Albert Einstein ( ) veröffentlichte im Jahre 1905 im Alter von gerade einmal 26 Jahren gleich vier Arbeiten, die in die Geschichte der Physik eingegangen sind. Direkt die erste beschäftigte sich mit der Deutung des photoelektrischen Effekts. Danach gibt ein auf ein Metall auftreffendes Lichtquant (der Begriff Photon existiert 1905 noch nicht, wird erst 1926 eingeführt) dessen Energie an ein im Metall ungebundenes Elektron ab (Elektronen sind in Metallen nicht an einzelne Atome fest gebunden, deshalb sind Metalle gute elektrische Leiter). Die Energie eines Lichtquants ist proportional zur Frequenz des Lichts. So kam Einstein auf die Formel E=h*f. Auch hier benutzt Einstein das Plancksche Wirkungsquantum h. Wenn das Elektron die Metalloberfläche verlassen soll, muss ihm eine materialabhängige Energiemenge zugeführt werden, um die Austrittsarbeit aus dem Metall zu bewältigen. Soll ein Elektronenaustritt durch Lichteinstrahlung hervorgerufen werden, so muss das Licht mindestens die Energie dieser Austrittsarbeit aufbringen. Bild 29 Eine zusätzliche Energie, die über die Austrittsarbeit hinausgeht, wird vom Elektron in kinetische Energie umgewandelt, es wird beschleunigt. Der Elektronenfluss erzeugt eine Spannung, der daraus resultierende Strom wird Photostrom genannt und hängt von der Intensität des eingestrahlten Lichts ab. Dieser äußere photoelektrische Effekt ist Grundlage einer jeden Photozelle, und eine Photozelle als Detektor ist Grundlage der technischen Nutzbarmachung der Spektroskopie. Einstein wurde 1921 der Nobelpreis für 20

22 seine Forschungen um den photoelektrischen Effekt verliehen (und nicht, wie oft fälschlicherweise angenommen, für seine Relativitätstheorie). Bild 30 Rutherford Streuversuch Bild 31. Ernest Rutherford ( ) gelang es 1911 zu widerlegen, dass das Rosinenkuchenmodell von Thomson hinsichtlich der gleich verteilten Masse stimmen kann. Er beschoss eine sehr dünne Goldfolie mit radioaktiver Strahlung, hinter der ein Photofilm angebracht war. Dabei beobachtete er, dass der größte Teil der Strahlung ungehindert durch die Goldfolie ging, einzelne Strahlenteilchen jedoch wurden abgelenkt bzw. reflektiert. Daraus schloss er, dass Atome einen sehr kleinen Masseschwerpunkt, den Kern, haben müssen, der größte Teil der Atome hingegen sei hohl. Um diesen positiv geladenen Atomkern müssen die Elektronen schwirren. Bild 32 Niels Bohr ( ) entwickelte aus den Vorarbeiten von Thomson und Rutherford ein Atommodell, dass ihm zu Ehren Bohrsches Atommodell genannt wird und auch heute noch, obwohl es inzwischen überholt ist, seiner Einfachheit wegen in Schulen unterrichtet wird. Bohr wusste, dass Atome einen massiven, positiv geladenen Kern haben, um den sich die sehr viel leichteren Elektronen bewegen. Bohr nahm an, dass die Elektronen den gleichen Gesetzen unterliegen wie die Planeten in ihrer Bahn um die Sonne, dass sie also kreis- oder ellipsenförmig um den Kern kreisen. Nun wusste man schon damals, 21

23 dass bewegte Ladungen elektromagnetische Strahlung emittieren. Die Elektronen müssten also auf ihrer Kreisbahn Licht aussenden und somit Energie verlieren, bis sie schließlich in den Kern stürzen würden. Nun ist das ja offensichtlich nicht der Fall. Und hier schließt sich wieder der Kreis hin zur Spektroskopie. Bohr wusste um die Balmer Serien und der entsprechenden Formel und um die Arbeiten Plancks, wonach Licht quantisiert abgegeben wird. Er formulierte zwei Postulate, wonach Elektronen nur auf bestimmten (diskreten) Bahnen verlaufen können und ein Übergang zwischen diesen Bahnen nur sprunghaft möglich sei, wobei die Aufnahme oder Abgabe der Elektronen an Energie genau der Differenz der beiden Bahnen (Energieniveaus) entspricht. Die Energiedifferenz für den Sprung eines Elektrons von einem Energieniveau zum anderen müsse dem Planckschen h*f entsprechen was er in die Balmer-Formel eingesetzt hat. Er hatte mit seinem Modell eine Möglichkeit gefunden, die Balmer Serie relativ einfach zu erklären und hatte außerdem, in dem er Plancks Wirkungsquantum in seinen Berechnungen benutzte, nachgewiesen, dass h eine allgemein gültige Konstante ist. Bohr hat mit seinem Atommodell einen wichtigen Beitrag zur Entwicklung der Quantenmechanik geleistet. Das Phänomen, dass Licht, je nachdem, welche Eigenschaft man gerade Untersucht, Wellen- oder Teilchencharakteristik aufweisen kann, nennt man heute den Welle-Teilchen-Dualismus des Lichts. 3. Spektroskopie und ihre Bedeutung 3.1 Die Entwicklung der Spektroskopie Isaak Newton ( ) hatte sich zum Ziel gemacht, ein Teleskop mit höherer Schärfe zu bauen, es gelang ihm aber nicht, Linsen zu schleifen, die ohne Farbfehler waren. Um über diese Farben mehr zu wissen untersuchte Newton das Licht mit Prismen. Er verdunkelte ein Zimmer, ließ Sonnenlicht durch ein kleines Loch in den Raum fallen, und sammelte diesen Lichtstrahl mit dem Prisma. Er bemerkte, dass das Spektrum durch das Prisma viel breiter als hoch war (etwa Faktor fünf) und untersuchte daraufhin mit einem zweiten Prisma die einzelnen Spektralfarben, indem er mit einem Brett, das ein kleines Loch hatte, alle übrigen Farben bis auf eine zu untersuchende ausblendete. Dabei bemerkte Newton, dass Licht, nachdem es ein zweites Prisma durchläuft, zwar seine Farbe behält, aber unterschiedlich stark gebrochen wird. Er untersuchte alle Farben des Spektrums und bemerkte, dass violettes Licht am stärksten, rotes Licht am schwächsten gebrochen wird. Daraus zog er den Schluss, dass weißes Licht aus Lichtstrahlen unterschiedlicher Brechbarkeit zusammengesetzt ist, welche in 22

24 direktem Zusammenhang mit ihrer Farbe stehen. Newton vermutete daraufhin, dass es keine Linsen ohne Farbfehler gebe und kam so auf die Idee, ein Teleskop mit Hilfe von Spiegeln zu bauen. Weitergehende Versuche mit Prismen ließen Newton erkennen, dass sich farbig zerlegtes Licht auch wieder mit Hilfe von Linsen zu weißem Licht bündeln ließ. Diese Versuche, die er seit etwa 1670 betrieben haben soll, veröffentlichte er 1704 in seinem Werk Optics. Bild 33 Friedrich Wilhelm Herschel ( ) beschäftigte sich lange Zeit mit Astronomie und baute eigene Teleskope nach dem Vorbild Newtons. Bekannt ist er der Nachwelt vor allem durch die Entdeckung des Planeten Uranus In der Spektroskopie hingegen hat er sein Verdienst um die Entdeckung der Infrarotstrahlung Sein einfacher Versuch, bei dem er ein Thermometer neben das Ende des sichtbaren roten Bereichs eines Prismenspektrums vom Sonnenlicht legte, zeigte einen Temperaturanstieg des Thermometers an. Er schloss daraus, dass dort eine unsichtbare Energieform sein müsse. Bild 34 an Strahlung darstellt. Johann Wilhelm Ritter ( ) entdeckte 1802 die ultraviolette Strahlung. Er konnte nachweisen, dass Silberchlorid sich im Bereich jenseits des violetten Lichts am schnellsten verfärbt. Somit wiesen Herschel und Ritter im Prinzip experimentell nach, dass das sichtbare Spektrum des Lichts nur einen Ausschnitt eines größeren Spektrums Bild 35 William Hyde Wollaston ( ) entdeckte 1802 bei seinen Studien, in denen er sich um die Erforschung des Sonnenspektrums 23

25 bemühte, dass das Spektrum kein kontinuierliches Spektrum ist, sondern von kleinen, schwarzen Linien durchzogen ist. Er zählte sieben solcher schwarzen Linien und deutete sie als Trennung zwischen Farbbereichen. Er entdeckte damit als erster die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, deutete dies allerdings falsch, und so blieb seine Entdeckung recht unbeachtet. Erst elf Jahre später, ohne Kenntnis der Arbeit Wollastons, entdeckte 1813 Bild 36 Joseph von Fraunhofer ( ) diese Linien des Sonnenspektrums erneut. Er beschäftigte sich weit intensiver mit diesem Thema. Er zählte insgesamt 574 dieser schwarzen Linien im Sonnenspektrum, die heute nach ihm Fraunhofer Linien genant werden. Die markantesten dieser Linien kennzeichnete er mit den Buchstaben A bis H. Diese waren im Spektrum leicht zu erkennen und wieder zu finden. Er machte seine Entdeckungen nicht allein aus Forschungsdrang, er war der Leiter einer Glashütte in Benediktbeuern. Fraunhofer bemerkte, das die Linien im Sonnenspektrum immer an der gleichen Stelle auftreten. So hatte er eine Orientierung für Licht verschiedener Wellenlängen und somit Farben und war deshalb in der Lage, achromatische Linsen von einer unvergleichlichen Qualität herzustellen. Diese Fähigkeit, wissenschaftliche Innovation technisch umzusetzen machte ihn zum Vorbild der heutigen Fraunhofer Gesellschaft. Der Bau des ersten Spektroskops gelang ihm ein Jahr nach seinen Entdeckungen um die Fraunhofer Linien, Fraunhofer gilt heute als Begründer der Spektroskopie. Bild 37, Fraunhofers Spektroskop Bild 38, Fraunhofer Spektrum der Sonne Fraunhofer verglich sein Sonnenspektrum mit anderen, hellen Spektrallinien und stellte fest, dass sich einige Linien wie etwa die Färbung einer Alkoholflamme genau mit an den Stellen der dunklen Linien seines Sonnenspektrums deckten. Er untersuchte auch Spektren heller 24

26 Sterne am Firmament und stellte fest, dass sie sich im Spektrum von der Sonne unterschieden. Die Bedeutung dieser Entdeckungen war 1814 allerdings noch nicht klar. Dazu bedurfte es weiterer Versuche, etwa von Bild 39 William Henry Fox Talbot ( ). Er ist vor allem für seine Pionierarbeit auf dem Gebiet der Fotographie bekannt und gilt als Begründer des negativ-positiv Verfahrens. Er betätigte sich aber auch auf dem Gebiet der Spektroskopie und merkte 1826 an, dass die Möglichkeit, Spektrallinien durch Flammenfärbung zu erzeugen auch umkehrbar, also ein Indiz für das Vorhandensein eines Salzes in der Flamme sein müsse. Diese Möglichkeit der chemischen Analyse einer Probe durch Spektroskopie wurde vorher nicht geäußert, und Talbot fühlte sich durch seine Beobachtungen von einer roten Kaliumund gelben Natriumlinie, die er für charakteristisch hielt, gestützt. Später jedoch ließ er diese These wieder fallen, da auch in Proben, die er frei von Natrium wähnte, eine gelbe Natriumlinie erschien. Aus heutiger Sicht geht man von einer Verunreinigung der Proben aus, Natrium ist ein sehr häufig vorkommendes Element und hat auch bei geringer Konzentration eine sehr intensive Spektrallinie (genau genommen ist es sogar eine Doppellinie, in zweiter und dritter Ordnung liegen die Spektrallinien bei 589nm und 590nm, sie sind nur bei guter Auflösung zu unterscheiden). Bild 40 Charles Wheatstone ( ) entwickelte ein Spiegelstereoskop, mit dem es ihm 1835 gelang, Spektren von Funkenentladungen aufzunehmen. Dabei bemerkte er, dass die Spektren typisch sind für das Material, aus dem die Elektroden gefertigt sind. Er fertigte Tabellen an, worauf er Zusammenhänge zwischen verschiedenen Elektrodenmaterial und deren Spektren vermerkte. Auch hier notierte er die gelbe Natriumlinie. Auch Wheatstone hatte also mit verunreinigten Proben zu kämpfen. 25

27 Bild 41 Jean Bernard Leon Foucault ( ) beschäftigte sich neben der Bestimmung der Lichtgeschwindigkeit mit der Untersuchung von Funkenentladungen und deren Spektren. Er kam zum selben Ergebnis wie Wheatstone, dass das Elektrodenmaterial die Beschaffenheit des Spektrums beeinflusst, konnte sich aber auch das Auftreten der Natriumlinie nicht erklären. Foucault äußerte die Vermutung, dass die Fraunhofer Linien Hinweise über die Beschaffenheit der Sterne geben können, ohne aber konkret zu werden. Bild 42 Auch Anders Jonas Angström ( ) beschäftigte sich mit der Erforschung des Sonnenspektrums. Er äußerte als erster die Vermutung, die Fraunhofer Linien seien Absorptionslinien, die durch die Erdatmosphäre entstehen würde. Er konnte die Vermutung aber nicht experimentell stützen, die Spektren der Luft und der Sonne zeigten keine Übereinstimmung. Er benutzte als einer der ersten Forscher ein Beugungsgitter an Stelle eines Prismas. Angström wendete als erster die Spektroskopie in der Astronomie an. Bild 43 Bild 44 Gustav Robert Kirchhoff ( ) und Robert Wilhelm Bunsen ( ) schließlich fanden den Schlüssel zur Deutung der Fraunhofer Linien und gründeten den neuen Zweig der Spektralanalyse. Da sie gemeinsam den Gegenstand dieser Examensarbeit entdeckten, soll ihnen hier eine etwas ausgiebigere Würdigung zuteil werden. 26

28 Neben seinen Verdiensten um die Spektroskopie entwickelte Bunsen 1841 eine Zink-Kohle Batterie, die enorm preisgünstiger war als die vorher benutzten Platinelemente, und er war an der Weiterentwicklung des nach ihm benannten Bunsenbrenners maßgeblich beteiligt, der eine farb- und rußlose Flamme aufweist. Kirchhoff formulierte in der Elektrotechnik seine Kirchhoffschen Gesetze, die die Abhängigkeiten von Spannungen, Strömen und Widerständen in elektrischen Schaltungen aufweisen lernten sich die beiden in Breslau kennen und waren seit dem freundschaftlich eng verbunden. Nachdem sich ihre Wege beruflich kurz trennten, forschten sie ab 1854 gemeinsam an der Universität Heidelberg begannen sie mit den spektroskopischen Experimenten, bei denen sie verschiedenartige Flammenfärbungen untersuchten. Links Bild 45, Das Spektroskop nach Bunsen und Kirchhoff; Rechts Bild 46, das Replikat einer Weiterentwicklung des Spektralapparates Kirchhoff und Bunsens, womit zwei Spektren verglichen werden können. Bild 47, Strahlengang im Spektralapparat Kirchhoffs und Bunsens Als ein Ergebnis dieser gemeinsamen Versuche veröffentlichte Kirchhoff sein nach ihm benanntes Strahlungsgesetz. Es beschreibt den Quotienten von Emission und Absorption eines Körpers als eine Funktion seiner Temperatur und Wellenlänge. Er leitete das Gesetz aus 27

29 einem Gedankenexperiment ab, in dem er annahm, in einem wärmedicht abgeschlossenen Raum, in dem es keine Strahlungsverluste geben könne, stünden sich zwei Flächen, die eine schwarz, die andere grau, gegenüber. Beide hätten die gleiche Temperatur und absorbieren wie emittieren daher die gleiche Menge Energie pro Zeit. Wäre dies thermische Gleichgewicht nicht, so würde sich eine Fläche abkühlen, die andere erwärmen, was ein Widerspruch zur Annahme wäre. Es besteht ein Strahlungsgleichgewicht. Die emittierte Strahlung beider Flächen bei gleicher Temperatur ist proportional zum Emissionsgrad, der also bei beiden Flächen gleich ist. Nun absorbiert die graue Fläche als ein grauer Körper Strahlung nicht vollständig und reflektiert eine Reststrahlung zurück zur schwarzen Fläche, zusätzlich zur ohnehin emittierten Strahlung. Da nun aber ein Gleichgewicht herrschen, die emittierte Strahlung gleich der absorbierten sein muss, gilt, dass die emittierte Strahlung der schwarzen Fläche gleich der emittierten Strahlung der schwarzen Fläche (Gleichgewicht) minus der von der grauen Fläche reflektierten plus der emittierten Strahlung der grauen Fläche entspricht. Daraus hat Kirchhoff sein Strahlungsgesetz abgeleitet, welches letztlich Plank dazu führte, Untersuchungen hinsichtlich Wärmestrahlung durchzuführen und dann die Quantentheorie aufstellen ließ. Dieses Gesetz war aber nur ein Nebenprodukt ihrer eigentlichen Tätigkeiten, denn Hauptsächlich beschäftigten sich Kirchhoff und Bunsen mit Spektroskopie. Dazu entwickelten sie einen eigenen Spektralapparat, den sie mit einem von Schwefelkohlenstoff gefüllten Prisma betrieben, wodurch eine hohe Dispersion ermöglicht wurde. Sie begannen mit der Untersuchung von den damals bekannten Alkali und Erdalkalimetallen, denen sie die jeweiligen Spektrallinien zuordnen konnten. Dabei gingen sie sehr akribisch vor, um die Spektren auf ihre Charakteristik zu prüfen. Sie schlossen Verunreinigungen durch hohe Sorgfalt in der Probenvorbereitung aus, probierten die Metalle auch in einer Jod oder Bromverbindung statt in ihrem Salz aus, um über die Metalllinie Gewissheit zu haben und probierten verschiedene Formen der Probenanregung wie Alkoholflammen oder Funken aus. Als Ergebnis kam Kirchhoff und Bunsen zu dem Schluss, dass die spezifische Spektrallinie ein charakteristisches Merkmal eines chemischen Elements ist und deren Auftreten im Spektrum ein Beweis für das Vorhandensein in der Probe. Ein Ergebnis dieser Arbeit war darüber hinaus eine Spektraltafel, in der sie die Fraunhofer Linien und Spektren der damals bekannten Alkali- und Erdalkalimetalle Barium, Kalium, Kalzium, Lithium, Natrium und Strontium veröffentlichten. Diese Spektraltafel war lange ein fester Bestandteil eines jeden chemischen Labors. Kirchhoff und Bunsen verbesserten ihr Spektroskop und waren nun in der 28

30 Lage, zwei Spektren übereinander zu legen und direkt zu vergleichen. So dauerte es auch nicht lange, bis sie zwei bis dahin unbekannte Elemente entdeckten: Cäsium und Rubidium. Cäsium wurde in eine Wasserprobe entdeckt und erhielt seinen Namen nach der Farbe seiner Spektrallinie, es heißt Blau des Himmels, Rubidium bedeutet dunkelstes Rot und ist im roten Bereich zu finden. Das Helium hingegen wurde als Spektrallinie zum ersten Mal 1868 in der Korona einer Sonnenfinsternis entdeckt, man nahm an, dies sei ein Element, dass nur auf der Sonne zu finden sei, bis 1895 das Gas auf der Erde isoliert wurde. Auch hier wurde durch die Entdeckung die Namensgebung beeinflusst, helios bedeutet Sonne. Bei den spektroskopischen Experimenten untersuchten Kirchhoff und Bunsen auch die Natriumlinie. Sie ist besonders hell und im Spektrum gut zu sehen. Sie fragten sich zunächst, ob die Natriumlinie ihres Brenners mit der dunklen Linie D des Sonnenspektrums übereinstimmt. Dazu spiegelten sie Sonnenlicht in den Eingangsspalt. Wie erwartet überlagerten sich die beiden Linien. Wenn das Sonnenlicht aber mit hoher Intensität durch den Brenner mit der Natriumflamme schien, so wurde aus der hellen Linie eine dunkle. Dieser Vorgang war auch künstlich im Labor zu erzeugen, an Stellen, bei denen es keine Fraunhofer Linien im Spektrum gibt, lassen sich auf diese Weise künstliche Fraunhofer Linien erzeugen. Die rote Lithiumlinie des Sonnenspektrums wurde durch die Brennerflamme, in der Lithiumchlorid verdampfte, dunkel, obwohl es an dieser Stelle eigentlich keine Fraunhofer Linie gab. Eine Flamme ist also in der Lage, Licht zu emittieren und zu absorbieren. Kirchhoff und Bunsen deuteten diese dunklen Linien daraufhin als Absorptionslinien und hatten die Erklärung für die Fraunhofer Linien gefunden. Die Bestandteile einzelner Gase in der Sonnenatmosphäre absorbieren das weiße Licht der Sonne in genau diesen Bereichen. So erzeugt das Natrium der Sonnenatmosphäre die D-Linie im Fraunhofer Spektrum. Damit hatte man plötzlich ein Werkzeug in der Hand, um die Zusammensetzung von Sternen chemisch zu analysieren, ohne je eine Probe entnommen zu haben. Damit war auch der Weg zur astronomischen Spektroskopie geebnet. Bild 48 Johann Jakob Balmer ( ) entdeckte 1885, dass die Spektrallinien des Wasserstoff in einer mathematischen Systematik zueinander stehen. Er entwickelte eine Formel, die die Position der Spektrallinien zueinander beschrieb. Die Deutung war zur damaligen Zeit allerdings noch nicht möglich. 29

31 Bild 49 Johannes Robert Rydberg ( ) ergänzte 1888 die Formel Balmers um seine Rydberg-Konstante. Mit ihr konnte man die Wellenlänge des Lichts berechnen, das die Elektronen bei Anregung emittieren. Man war nun mathematisch in der Lage, Spektrallinien zu errechnen, ohne diese selbst zu messen. 3.2 Die Entwicklung der Weltbilder in der Astronomie: Der Weg vom geozentrischen (Aristotelisch-Ptolemäischen) Weltbild (also der Erde als Mittelpunkt des Universums) hin zum heliozentrischen (unsere Planeten des Sonnensystems kreisen um die Sonne) war weit. Bild 50, Weltbild von Brahe Im Mittelalter stellte der Mönch Giordano Bruno die Theorie auf, die Erde sei nicht der Mittelpunkt des Universums und wurde dafür als Ketzer verbrannt. Mit Beginn der Himmelsbeobachtung wurden Zweifel am geozentrischen Weltbild, die sich aus der Schleifenbewegung der Planetenbahnen ergaben, durch komplizierte Epizykeltheorien (im auslaufenden 16. Jahrhundert) erwidert, nach denen die Planeten zwar um die Erde kreisen, sich selbst aber noch auf kleineren Kreisen um den Erdumlaufkreis bewegen würden, was von Tycho Brahe unterstützt wurde. Bild 51 Nicolaus Kopernikus 1514 veröffentlichte Nicolaus Kopernikus (zunächst anonym, er wollte nicht wie der Mönch Bruno enden) seine Theorie, nach der sich alle Planeten, auch die Erde, um die Sonne bewegen. Für diese Theorie traten unter anderem Galileo Galilei und 30

32 Johannes Kepler ein. Kepler führte die Braheschen Beobachtungen fort und erfasste als erster die Natur der Planetenbewegungen. Er formulierte seine drei auch heute noch gültigen Keplerschen Gesetze. Schon das erste Gesetz war eine Revolution: Es sagt aus, dass Planeten nicht auf einer Kreisbahn, sondern auf einer Ellipsenbahn verlaufen (Die Kreisbahn galt als vollkommen). Das zweite Gesetz besagt, dass die Planeten in Sonnennähe schneller auf ihrer Bahn verlaufen als in der Ferne zur Sonne. Das dritte Gesetz beschreibt einen Zusammenhang zwischen der Entfernung eines Planeten zur Sonne und dessen Umlaufzeit. Je weiter ein Planet von der Sonne entfernt ist, umso länger braucht er für ihre Umrundung. Isaak Newton lieferte 1687 in seinem Hauptwerk, dem Gravitationsgesetz, die physikalische Begründung (alle Massen ziehen sich an). Daraus ließen sich die Keplerschen Gesetze mathematisch ableiten. Zu dieser Zeit begann auch die Himmelsbeobachtung mit Teleskopen. Galileo Galileis Beobachtungen um 1610, die als erste die Krater des Mondes, die Flecken der Sonne und die Monde des Jupiters bekunden, stehen für den Aufbruch in die systematische Himmelsbeobachtung. Friedrich Wilhelm Herschel entdeckte 1781 den Planeten Uranus. Dessen Störungen in der Umlaufbahn veranlassten Jean-Joseph Leverrier und John Couch Adams, angesichts der Gravitationstheorie Newtons, zu der These, dass die Umlaufbahn des Uranus durch die Gravitation eines weiteren Planeten beeinflusst wird. Dieser Planet, Neptun, wurde dann 1846 von Johann Gottfried Galle entdeckt. Im Jahre 1930 wurde dann mit Pluto der bislang letzte Planet unseres Sonnensystems entdeckt. Die erste Bestimmung einer Sternenentfernung gelang 1838 Friedrich Wilhelm Bessel, der die Distanz eines Sterns im Sternbild Schwan auf mehrere Billionen km (10,3 Lichtjahre) datierte. Dies war in der Hinsicht ein Schock, dass nun klar war, dass die Sonne auch nicht der Mittelpunkt des Weltalls sein konnte. 3.3 Methoden zur Vermessung des Alls Bild 52 Berechnung des Erdumfangs Da das Weltall an Größe für einen Menschen eigentlich nicht zu fassen ist, wurde es notwendig, neue Maßeinheiten für die Vermessung einzuführen. Bild 53 31

33 Grundlage aller Vermessungsmethoden, die wir ja von der Erde ausführen müssen, ist die Trigonometrie. Schon in der Antike versuchten Menschen, die Entfernungen von Sonne und Mond von der Erde zu bestimmen. Diese Versuche stützten sich auf die Schätzungen des Eratosthenes von Kyrene, der ca. 225 v. Chr. als Erster eine relativ genaue Berechnung des Erdumfangs gemacht hat. Er setzte voraus, dass die Erde eine Kugel sei, und suchte sich zwei Orte, Syene (heutiges Assuan) und Alexandria, deren Entfernung er genau kannte. Während in Syene zur Sommersonnenwende die Sonne mittags im Zenit stand, was zur Folge hat, das man von einem senkrecht stehenden Stab keinen Schattenwurf sieht, war zur selben Zeit im nördlicheren Alexandria ein Objektschatten zu messen. So konnte er den Winkel bestimmen, mit dem das Sonnenlicht auf die Erde traf und hatte somit den Gegenwinkel im Erdmittelpunkt. Mit diesem Winkel und der bekannten Strecke zwischen den Städten konnte er den Erdumfang mittels Bogenformel auf Stadien, was heutigen km entspricht, bestimmen. Damit lag er, für seine Zeit, erstaunlich nahe am heute gültigen Wert von km. Um 150 v. Chr. errechnete Hipparchos von Nicäa die Entfernung des Monds zur Erde. Er maß die verstrichene Zeit einer Mondfinsternis, ausgehend von der Annahme, der Hintergrund des Himmels müsse sich verschoben haben. Der Erddurchmesser war durch Eratosthenes bekannt, und Hipparchos kam für die Entfernung von der Erde zum Mond auf die Zahl von 30 Erddurchmessern, was etwa km entspricht. Auch er lag damit sehr genau am heute gültigen Wert von m. Hipparchos gilt als der Begründer der Trigonometrie. Bis man die Entfernung der Sonne zur Erde bestimmen konnte musste dann lange gewartet werden, bis zum Jahre In diesem Jahr gab es einen so genannten Venustransit, ein periodisches, aber selten zu beobachtendes Ereignis. Alle 120 Jahre, darauf dann 8 Jahre später ist von der Erde aus zu beobachten, wie die Umlaufbahn der Venus durch unseren Blick auf die Sonnenscheibe verläuft. Der letzte Venustransit war am Bild 54 Venustransit 8.Juni 2004, den wir vom Dach des Physikalischen Instituts in Münster in den frühen Morgenstunden beobachten konnten. Wenn man von zwei weit entfernten Orten der Erde die Venus betrachtet, verschiebt sich deren scheinbare Position (analog dem Daumen am ausgestreckten Arm, wenn man ihn abwechselnd mit dem linken und dem rechten Auge betrachten. Durch den Abstand der Augen, des Armes, und der Messung des Winkels beim Daumensprung kann man die Entfernung von Gegenständen 32

34 berechnen. Dies wird Parallaxeneffekt genannt). Durch das Wissen um die Entfernung der Beobachtungspunkte und der Venus zur Erde kann man so mit Hilfe einer trigonometrischen Berechnung die Entfernung zur Sonne bestimmen. Bild 55 Parallaxe Diese Entfernung der Erde zur Sonne beträgt etwa 150 Millionen km und ist als Standarteinheit AE (Astronomische Einheit) definiert. Mit Kenntnis dieser Entfernung ist es nun möglich, mit der trigonometrischen Methode die Sterne des Himmels zu vermessen. Mit der Parallaxenmethode ist es möglich, Entfernungen bis etwa 100 Lichtjahren weitgehend korrekt zu messen. Eine andere Methode zur Entfernungsmessung gelang 1912 Henrietta Leavitt, der auffiel, dass Cepheiden (eine Klasse von veränderlichen Sternen) eine Proportionalität zwischen ihrer Helligkeit und der Dauer des Lichtwechsels zeigen. Wenn man die Lichtwechselperiode und die scheinbare Helligkeit misst, kann man die Entfernung errechnen. Bild 56 Entfernungsbestimmung durch Parallaxe 33

35 3.4 Die Himmelsbeobachtung mit Teleskopen: Um immer tiefer ins All blicken zu können, braucht man immer leistungsfähigere Teleskope. Der Aufbau eines Teleskops hat sich seit Galileo allerdings nicht wesentlich verändert. Die Aufgabe eines Teleskops ist es, Licht zu sammeln. Je größer die Licht sammelnde Fläche des Teleskops ist, umso größer ist seine Leistung. Hierbei gilt, dass eine Verdoppelung des Teleskopdurchmessers ein Vierfaches an Leistung bringt. Deshalb baut an heute immer größere Teleskope, um die Leistung zu verbessern. Bild 57, Linsenfernrohr Zwei Arten von Teleskopen unterscheidet man: Linsenteleskope (Refraktoren) und Spiegelteleskope (Reflektoren). Galileo gilt als einer der Erfinder der Linsenteleskope, das Spiegelteleskop geht auf Newton zurück (1668). Um bei Linsenteleskopen den Farbfehler (chromatographischer Fehler), der bei Linsen unvermeidlich ist, klein zu halten, besitzen die Refraktoren eine im Verhältnis zum Durchmesser große Brennweite (deshalb haben diese Teleskope immer das Aussehen von langen, dünnen Röhren). Da Linsen auch dazu neigen, sich ab einer bestimmten Größe unter dem Eigengewicht minimal durchzubiegen (was bei astronomischen Beobachtungen schwer wiegt!) baut man Teleskope mit einem Durchmesser von mehr als einem Meter prinzipiell als Spiegelteleskope. Das hat auch den Vorteil, dass die Bilder Farbrein sind, da das Licht reflektiert und nicht gebrochen wird. Allerdings muss man das Licht aus dem Strahlengang des Teleskops mit einem Fangspiegel (Sekundärspiegel) lenken, was die Abbildungsleistung verschlechtern kann. Bild 58, Spiegelteleskop Ein wichtiges Qualitätsmerkmal eines Teleskops ist die Schärfe seiner Bilder. Theoretisch steigt mit dem Objektivdurchmesser auch die 34

36 Schärfeleistung eines Teleskops an, in der Praxis jedoch stellt die Erdatmosphäre eine Barriere für das Licht, sie lässt es das Sternenlicht nur verwirbelt zu uns herab. Deshalb stellt man die großen Sternwarten in hohen Gebieten auf, um einem Teil der Luftschichten zu umgehen. Der Transport von Teleskopen in den Weltraum ermöglichte es Astronomen endlich, auch in weitere Gebiete des Alls blicken zu können. Heutige große Teleskope besitzen eine adaptive Optik, das bedeutet, dass ein Computer das Licht der Sterne analysiert und das zappeln des Lichts durch eine kleine Hilfsoptik im Strahlengang im Idealfall ausgleicht, um scharfe Bilder zu bekommen. Astronomen auf der Erde können nur einen geringen Teil des elektromagnetischen Spektrums (also das Licht) beobachten, da die Erdatmosphäre, zum Glück für uns, die energiereiche Strahlung absorbiert. Erst die Möglichkeit, mit Satelliten in der Erdumlaufbahn den Weltraum abzusuchen, offenbarte Aufnahmen im Röntgen- und Gammastrahlungsbereich. Bild 59, Absorption der Himmelsstrahlung durch die Erdatmosphäre 35

37 3.5 Die Gliederung der Astronomie in drei Forschungszweige Die Astronomie gliedert sich drei Forschungszweige, die sich mit den Eigenschaften eines Sterns befassen und sich auch mit bloßem Auge schon erahnen lassen: Der Positionsbestimmung des Sterns am Firmament (Astrometrie), seiner Helligkeit (Photometrie) und dessen Farbe (Spektroskopie). Die Astrometrie teilt den Himmel in ein Koordinatennetz ein, bei dem die geographische Länge der Himmelskoordinate Rektazension und die Breite der Deklination entspricht. Die Rektazension wird in Stunden, Minuten und Sekunden angegeben, die Deklination in Winkelgraden von Erschwert wird die Astrometrie durch zwei Effekte, der Präzession (die schwankende Erdachse) und der Eigenbewegung der Sterne. Der Effekt ist messbar, allerdings in der Größenordnung einzuschätzen, dass es genügt, die Sternenkarten alle 50 Jahre zu aktualisieren. Der Blick zum Sternenhimmel verrät auf den ersten Blick, dass nicht alle Sterne gleich hell sind. Dies ist das Forschungsfeld der Photometrie. Hipparch führte ein System ein, nach dem die hellsten Sterne mit Größe 1 bis hin zu den schwächsten mit dem Auge wahrnehmbaren Sternen mit Größe 6 benannt werden. Heute ist dieses System der Magnitudines (Größenklasse) abgewandelt und für besonders helle Objekte um negative Werte ergänzt. Der hellste Stern am Himmel, Sirius, ist -1, m 5, der Vollmond -12 m, die Sonne -27 m. Als Nullpunkt ist definiert mit dem Stern Wega im Sternbild Leier. Mit einem Fernglas erkennt man lichtschwache Objekte bis zur Größe 8 m, Großteleskope mit CCD Technologie Objekte bis zur Größe 30 m. Die Helligkeitsmessung hat ihren Sinn vor allem darin, jene Veränderliche Sterne zu entdecken, die nicht immer mit gleicher Helligkeit leuchten, also Doppelsterne und Pulsare. Die Intensitätsverläufe sind charakteristisch. Die Spektroskopie, die hier in den Erläuterungen den Schwerpunkt einnimmt, ist die vielfältigste Methode, den Sternen ihre Geheimnisse zu entlocken. Man kann mit ihrer Methode Sterne analysieren, die etliche Lichtjahre von uns entfernt sind, ohne je eine Probe zu nehmen. Eine direkte Methode, die Sterne zu klassifizieren, ist die Farbmessung. Sie ist proportional zu dessen Temperatur. Rote Sterne bezeichnet man als kühl, sie haben eine Oberflächentemperatur von ca C, gelbe Sterne wie unsere Sonne leuchten mit ca C und blaue Sterne glühen mit über C. 36

38 Mit einem Spektroskop, welches an ein Teleskop angeschlossen ist, kann man das Spektrum einer Sonne aufschlüsseln. Diese Spektren sind allerdings nicht vollständig, sondern mit den Fraunhofer-Linien durchzogen. Diese schwarzen Linien geben die chemische Beschaffenheit des Sterns an. 3.6 Unser Bild vom expandierenden Universum Edwin Powell Hubble beobachtete 1924 Sterne im Andromeda-Nebel, wobei sich ergab, dass die Natur dieses Nebels der einer Galaxie war, ganz ähnlich unserer Milchstrasse. Diese Erkenntnis war fantastisch, es gibt also noch mehr Galaxien in unserem Universum. Hubble (nach dem später das Weltraumteleskop benannt wurde) vermaß daraufhin weitere Galaxien, und er nahm deren Spektren auf. Dabei entdeckte er später mit Kollegen, als er die Spektren verschiedener Sterne aus anderen Galaxien aufnahm, dass diese nicht mit den bekannten Mustern anderer naher Sterne zusammen passten. Die Spektren wiesen eine Verschiebung gegenüber anderen Sternspektren in den Bereich des roten Lichts. Er deutete dies so, dass sich die Galaxien von uns fort bewegen machte er noch eine weitere Entdeckung, dass diese Rotverschiebung nicht zufällig ist sondern im proportionalen Zusammenhang mit der Entfernung der Galaxie steht; sie tritt umso stärker auf, je weiter die Galaxie von der unseren entfernt ist. Dieser Effekt ist als Rotverschiebung bekannt geworden und basiert auf dem Prinzip des Doppler-Effekts. Damit stellte Hubble das gängige Weltbild auf den Kopf; Die Erde ist nicht mehr der Mittelpunkt des Weltalls, sie ist nur ein kleiner Planet, der sich um die Sonne dreht, welche wiederum ein mittlerer Stern im Seitenarm unserer Galaxis ist. Heute vermutet man, dass es einige hundert Milliarden Galaxien im Universum gibt, und jede fasst einige hundert Milliarden Sterne, welche wiederum Planeten um sich kreisen haben. Diese Galaxien bewegen sich von der unseren fort, und zwar umso schneller, je weiter sie von uns entfernt sind. Der Abstand zwischen den Galaxien nimmt also permanent zu. Man nennt diese Vorstellung das expandierende Universum. Hubble gründete darüber hinaus die Lehrmeinung, dass das Weltall vor ca. 14 Milliarden Jahren entstand. Unsere eigene Galaxis hat einen Durchmesser von ca. 100 Millionen Lichtjahren und dreht sich in etwa 100 Millionen Jahren um ihre eigene Mittelachse. Kritiker dieser Theorie, die einen Urknall beinhaltet, welcher von den Gegnern als Big Bang verunglimpft wurde argumentierten, dass von diesem Knall noch Auswirkungen zu messen sein müssten. Tatsächlich wurde 1965 durch Arno Penzias und Robert Wilson diese 37

39 kosmische Hintergrundstrahlung (rein zufällig) entdeckt. Sie testeten einen hochempfindlichen Mikrowellendetektor, doch ein Rauschen war nicht zu beheben, gleichgültig, in welche Richtung der Detektor gerichtet war. Zur selben Zeit veröffentlichten Bob Dicke und Jim Peebles eine Theorie, nach der das Universum zu Beginn sehr dicht und sehr heiß gewesen sein muss. Dieses weißglühende Licht müsse noch zu empfangen sein, aufgrund der Expansion des Universums aber stark rotverschoben sein bis in den Mikrowellenbereich hinein. Eben diese Strahlung haben Penzias und Wilson gemessen, was ihnen 1978 den Nobelpreis einbrachte. Bild 60, Penzias und Wilson Es gibt verschiedene Modelle und Theorien, nach denen das Universum entstand bzw. immer schon da war, wie es sich ausbreitet, ob es endlich ist oder nicht. Diese gehen aber über den Gegenstand dieser Arbeit hinaus. Es genügt hier, eine Schätzung zur Ausbreitungsgeschwindigkeit zu geben, nach der das Universum sich alle Milliarde Jahre um fünf bis zehn Prozent ausdehnt. Diese Expansionsgeschwindigkeit bestimmt die kritische Dichte, bei deren Unterschreitung die Gravitation zu gering ist, um die Expansion aufzuhalten. Ist sie überschritten, so soll die Ausbreitung stoppen und wieder in sich zusammenstürzen. Modelle der Quantenmechanik hingegen beschäftigen sich vor allem mit den ersten Momenten in der Entstehung des Universums nach dem Urknall Stephen Hawking hat die Urknalltheorie aufgegriffen und auf der Basis der Einsteinschen Allgemeinen Relativitätstheorie theoretisch belegt. Danach ist das Universum aus einer Singularität entstanden, breitet sich seit dem aus und wird, in sehr weit entfernter Zukunft, in so genannten Schwarzen Löchern enden. Uns Menschen sei es ein Trost, dass unsere Lebenszeit dann längst abgelaufen ist, da die Sonne bis dahin ihre Lebensdauer (ihre Brennkraft) verliert. 38

40 3.7 Der Doppler-Effekt in der Astronomie Astronomen untersuchten die Spektren verschiedener Sterne in anderen Galaxien. Dabei ergab sich das typische Bild einer spektralen Aufnahme mit den fehlenden Linien, die durch die Elemente der Sterne absorbiert werden. Darüber hinaus zeigte sich das Spektrum aller Sterne um den gleichen relativen Betrag zum roten Ende des Spektrums hin verschoben. Diese Beobachtung wurde mit dem Doppler-Effekt gedeutet und ist für unser Bild des Weltalls und seiner Entstehung von außerordentlicher Bedeutung. Bild 61, Rotverschiebung Licht ist eine elektromagnetische Welle; das Licht, dass ein Stern in gleich bleibender Entfernung von der Erde mit konstanter Frequenz ausstrahlt, empfangen wir mit genau derselben Frequenz. Nimmt man nun an, der Stern würde sich auf die Erde zu bewegen, würde der nächste Wellenkamm ein kleines Stück Weg weniger zurücklegen müssen als der vorherige. Die Lichtgeschwindigkeit ist konstant, also wird das Zeitintervall, das zwischen zwei uns erreichenden Wellen liegt, kleiner. Damit erhöht sich die Zahl der Wellen, die die Erde pro Sekunde erreichen. Dies ist gleichbedeutend mit einer Erhöhung der empfangenen Frequenz und einer Abnahme der empfangenen Wellenlänge im Vergleich mit einem unbewegten Stern. Bild 62, Dopplereffekt Bei Sternen, die sich von uns fortbewegen verhält sich dieser Effekt 39

41 umgekehrt. Für die Astronomie bedeutet dass, das eine Rotverschiebung des Sternenspektrums darauf hinweist, dass sich der Stern von der Erde fortbewegt, eine Blauverschiebung des Spektrums deutet darauf hin, dass sich der Stern auf uns zu bewegt. Auch aus dem Alltag ist das Phänomen des Doppler-Effekts bekannt: Der Klang der Sirene eines Feuerwehrautos, dass auf uns zufährt, klingt höher als wenn es von uns wegfährt. Dort werden nicht Licht-, sondern Schallwellen gedehnt. 3.8 Die Rolle der Spektroskopie in unserem Bild vom Universum Die Analyse des Lichts anderer Sterne und deren Interpretation hat unser Bild vom Weltall grundlegend verändert. Die spektroskopische Himmelsbeobachtung gibt uns nicht nur die Möglichkeit, die chemische Beschaffenheit anderer Sterne zu analysieren, sie half uns auch dabei, eine neue Vorstellung von den galaktischen Entfernungen zu bekommen und die eigene Position im All besser einschätzen zu können. Die Entdeckung, dass das Universum sich ausbreitet ist eine der geistigen Revolutionen des 20. Jahrhunderts. Und selbst Rückschlüsse auf die Entstehung des Universums und somit Versuche einer Datierung hat man mit Hilfe der Spektroskopie anstellen können. 4. Formelsammlung: Die in dem geschichtlichen Teil angesprochenen Formeln und natürlich diejenigen, die die Spektroskopie direkt betreffen, werden hier in aller Kürze aufgeführt. Strahlungsgesetze: Absorptionsvermögen: absorbierende a = auftreffende Intensität Intensität 40

42 Kirchhoff sches Gesetz: Die Strahlungsintensität I eines Körpers ist proportional zum Absorptionsvermögen a und zur Strahlungsintensität I S des schwarzen Körpers: I = ai S Stefan-Boltzmann sches Gesetz: Die Strahlungsintensität eines schwarzen Körpers wächst mit der vierten Potenz der Temperatur: I S (T) = σt 4 mit σ=5,6703*10-8 W/(m 2 K 4 ) Wien sches Verschiebungsgesetz: Ein schwarzes Körper der Temperatur T strahlt am intensivsten Licht der Wellenlänge λ max aus, für das gilt: λ max = 2,898 *10-3 mk / T Planck sche Strahlungsformel: Die Strahlungsintensität oder Energiestromdichte I S im Wellenlängenbereich λ bis λ+ λ bei der Temperatur beträgt I S (λ,t) λ= mit c als Lichtgeschwindigkeit 2hc² λ e 5 hc / ktλ 1 λ 1 h= Planck sches Wirkungsquantum = 6,626 * Js. Balmer Formel: 1 1 f = C mit C= 3,288 * Hz, m=3,4,5 2² m² Rydberg-Konstante: Die in der Balmer Formel experimentell gefundene Konstante C wird nach Rydberg, der sie mathematisch aus Naturkonstanten herleiten konnte, benannt. 1. Bohrsches Postulat (Quantenbedingung): Der Bahndrehimpuls L=rmν nimmt nur Vielfache von h h an. Es gilt: L = n mit n=1,2, 2π 2π Auf diesen Bahnen bewegen sich Elektronen strahlungsfrei. n ist die Quantenzahl. 2. Bohrsches Postulat (Frequenzbedingung): Beim Übergang des Elektrons von einer Bahn mit hoher Energie Em zu einer Bahn mit geringer Energie En wird die Energiedifferenz mit einem Photon aufgenommen (Emission): hf = E m E n = E. Beim Umgekehrten Vorgang, der Absorption, wird ein Photon aufgenommen. 41

43 Welleneigenschaften des Lichts: Reflektionsgesetz: Einfallswinkel α = Ausfallswinkel β sinα n2 c1 Brechungsgesetz: n; n sin β = n = = c 1 2 Beugung am Spalt: Bild 63 Intensitätsverteilung der Beugung am Spalt Interferenzbedingung für Beugungsgitter (Errechnung der Gitterkonstanten g): λ sinα = k k = 0,1, 2... g Auflösungsvermögen des Beugungsgitters: λ λ = kn N= Anzahl der Spalte des Gitters Bild 64 Bild 65 Beugung zum ersten Minimum λ sinα k = ± k k = 1, 2,3... b Beugung zum ersten Interferenzmaximum 1 λ sin βk = ± k + k = 1,2, b 42

44 Beugung am Doppelspalt: Bild 66 λ Maximum: sinα n = n d Minimum: sinα = n ( 2n + 1) 2d λ Dispersion eines Prisma: ϑ= n F -n C. 5. Zur Entstehung von Spektren 5.1 Über Gitter und Prismen Das Auflösungsvermögen einer Optik, mit der man Spektroskopie betreiben möchte, hängt wesentlich von dem Element ab, das Licht in seine Spektralfarben aufteilt. Hierfür werden Reflexionsgitter, Transmissionsgitter oder Prismen verwendet. Ein wichtiger Faktor zur Erzeugung eines Spektrums ist die Dispersion. Dispersion entsteht beim Durchgang von weißem Licht durch Ablenkung an einem Prisma, da Licht von einer unterschiedlichen Frequenz (somit also Farbe) beim Übergang in ein anderes optisches Medium seine Geschwindigkeit ändert. Licht von unterschiedlichen Frequenzen wird in seiner Geschwindigkeit unterschiedlich stark verändert, die uns sichtbaren Farben deshalb unterschiedlich stark abgelenkt. Man nennt diese unterschiedlich starke Auffächerung Lichtbrechung. Je kleiner die Wellenlänge des Lichts ist, umso stärker wird es gebrochen. Das heißt, dass (kurzwelliges) blaues Licht am stärksten gebrochen wird. Die Länge eines von einem Prisma erzeugten Spektrums ist abhängig von dessen Material. Die Dispersion ist somit ein Maß für die relative Länge eines Spektrums, man bestimmt sie durch die Differenz der Brechzahlen zweier Wellenlängen. Meistens wird die Dispersion (ϑ) mit den Brechzahlen (n) der Fraunhoferschen Linien Bild 67, Strahlengang Prisma C und F bestimmt, und es gilt: ϑ= n F -n C. 43

45 Wenn Licht einmal in seine Spektralfarben zerlegt ist, sind die einzelnen Spektralfarben nicht weiter zerlegbar. Mischt man jedoch die Spektralfarben mit einer Sammellinse wieder zusammen, entsteht wieder weißes Licht. Ein bekanntes Alltagsphänomen für die Dispersion ist die Entstehung eines Regenbogens. Das weiße Sonnenlicht trifft auf einen Regentropfen, wo es bei den Übergängen von Luft in Wasser und (nachdem das Licht innerhalb des Regentropfens reflektiert wird) beim Austritt von Wasser in Luft gebrochen wird. Die Brechungswinkel des austretenden Lichts sind abhängig von ihrer Farbe, deshalb sieht der feststehende Betrachter auf dem Boden nur den jeweiligen Teil des Lichts, was den Eindruck des aus den Spektralfarben zusammengesetzten Regenbogens ergibt. Einen Regenbogen kann man nur Bild 68, Regenbogen Bild 69 beobachten, wenn man die Sonne im Rücken hat. Manchmal kann man auch einen zweiten Regenbogen sehen, den Nebenregenbogen. Er entsteht durch eine zweifache Reflexion des Lichts im Tropfen, deshalb ist hier sein Farbspektrum umgekehrt. Man kann ihn unter einem Winkel von etwa 52 zur Sonne zu sehen. Bild 70, Gitter Weitere Möglichkeiten, ein Spektrum zu erzeugen, sind der Einsatz von optischen Beugungsgittern. Gitter funktionieren nach dem Prinzip der Beugung am Spalt. Lichtwellen gehen von jedem einzelnen Spalt aus und breiten sich aus. Dabei überlagern sich die einzelnen Lichtwellen und interferieren miteinander, es entsteht Verstärkung und Auslöschung von Lichtwellen, auf einem Schirm kann man so Interferenzstreifen erkennen. Diese Interferenzstreifen werden umso schmaler und heller, je mehr Spalte man hat. Ein optisches Gitter besitzt eine Anordnung mit sehr vielen Spalten parallel nebeneinander. Bei der Auffächerung von Licht in ein Spektrum durch ein Gitter spricht man von deshalb von Beugung. Man unterscheidet zwischen zwei Gittertypen, dem Transmissionsgitter und dem 44

46 Reflexionsgitter. Das Transmissionsgitter ist lichtdurchlässig, es wird direkt in den Lichtweg gesetzt, dabei lässt es einen Teil des Lichts ungebeugt geradeaus hindurch (die nullte Ordnung) und beugt Licht zu beiden anderen Seiten der nullten Ordnung in ein Spektrum auf. Das Reflexionsgitter ist verspiegelt und reflektiert deshalb das Licht unter einem bestimmten Beugungswinkel in ein Beugungsspektrum. Eine wesentliche Kenngröße für Gitter ist deren Anzahl an Spalten pro Zwischenraum, man bezeichnet diese als Gitterkonstante g. Man findet in der Literatur verschiedene Schreibweisen zur Angabe der Gitterkonstante, ich werde in dieser Arbeit die Gitterkonstante als Zahl der Spalte pro mm angeben, z.b. g= 500/mm. Der Sinus des Beugungswinkels eines Gitters ist proportional zur Wellenlänge des einfallenden Lichts. Das hat zur Folge, dass man bei bekannter Gitterkonstante die Wellenlänge des Lichts und umgekehrt berechnen kann. Ein Gitter kann Licht in mehrere Ordnungen beugen (Abhängig von der Gitterkonstanten und der Wellenlänge), man nennt diese Maxima. Diese Maxima (k) werden von der nullten Ordnung an von innen nach außen gezählt (beginnend bei k= 1,2,3 ), nehmen aber in ihrer Intensität ab. Die Proportionalität des Beugungswinkels zur Wellenlänge bedingt, dass rotes Licht am stärksten abgelenkt wird. Damit ist das Spektrum eines Gitters farblich umgekehrt zu dem eines Prismas. Das Spektrum eines Prismas nennt man Dispersionsspektrum, das eines Gitters Beugungsspektrum oder Normalspektrum. Der Beugungswinkel (α) eines Gitters lässt sich errechnen aus der Formel: sin α= k*λ/g mit k= Ordnungszahl des Maximums λ= Wellenlänge des Lichts g= Gitterkonstante Ein einfaches und Schülern geläufiges Gitter ist die CD. Diese trägt ihre Daten in Spurrillen, die relativ eng beieinander liegen und, wenn man nur einen kleinen Ausschnitt betrachtet, nahezu parallel verlaufen. Mit der CD kann man schöne Farbeffekte erzielen, wenn man sie ins Licht hält und sogar versuchen, sie als ein Gitter in einem spektroskopischen Freihandversuch zu verwenden. 45

47 Vergleich von Spektren: Kontinuierliches Spektrum mit einem Reflexionsgitter g=2400/mm der Fa. Spectro (ungeblendet): Das Spektrum eines Prismas (umgekehrte Farbfolge wie die eines Gitters) Das Spektrum eines Transmissionsgitters Das Spektrum einer CD Das Spektrum einer DVD (bei normaler Beleuchtung zu schwach, um es zu fotografieren) 46

48 Leybold Schulspektroskop 5.2 Zur Herstellung von Gittern: Die Herstellung von Gittern kann auf verschiedene Weise bewerkstelligt werden. Viele Gitter werden mechanisch geritzt, das heißt, ein Diamant zieht kleine Furchen in das Gitter. Andere Gitter (z.b. die der Firma Spectro) werden optisch belichtet, ähnlich wie in der Fotographie. Dazu werden die Rohlinge erst ausführlich gereinigt im Ultraschallbad (selbst kleinste Staubpartikel würden enorme Auswirkungen auf das Gitter haben), dann werden sie mit einer Haftschicht versehen, im Ofen gebacken, anschließend mit einem hoch auflösenden Fotolack überzogen. Nun werden sie in einem optischen Interferometer durch Laser belichtet, wobei das Spaltmuster auf dem Rohling abgebildet wird. Die Position des Gitters im Interferometer bestimmt seine Gitterkonstante und ist leicht versetzt zum Lichteinfall (damit die Spalte später nicht senkrecht, sondern versetzt zum Lichteinfall stehen, sonst würde das Licht größtenteils zurück in die nullte Ordnung reflektiert), die Belichtungsdauer ist proportional zum späteren Intensitätsverlauf des Gitters. Eine längere Belichtungsdauer (und damit höhere Energie in Joule durch den Laser) optimiert Gitter für einen kurzwelligen Einsatz im UV- Bereich, lässt es aber an Intensität (im Verhältnis Lichteinfall zu Lichtreflexion) verlieren. Durch eine kürzere Belichtungszeit lässt sich das Gitter mit relativ hohen Intensitäten bei langwelligem Einsatz betreiben. Der jetzt belichtete Rohling wird entwickelt und unter Vakuum mit einer Aluminiumschicht bedampft. Zusätzlich wird er mit einer dünnen Schicht von meist Magnesiumfluorid beschichtet, um die Oxidation des Aluminiums zu verhindern. Nach einer letzten Brennphase im Ofen ist der Rohling dann zum Gitter geworden. Durch 47

49 diese Herstellungsweise sind die Gitter auf einen bestimmten Einsatzbereich hinsichtlich der Wellenlänge optimiert, man spricht von geblazten Gittern. Zwei Reflektionsgitter der Firma Spectro, das Kleine mit g=2400/mm, das Große mit g=1800/mm. Für den kurzwelligen Bereich werden in den Optiken der Fa. Spectro Gitter mit g=3600/mm eingesetzt (Streichholzschachtel zum Größenvergleich). Bild 71, Oberflächenstruktur eines geblazten Gitters Man unterscheidet in der Spektroskopie drei verschiedene Arten von Spektren: Dem kontinuierlichen Spektrum, dem diskreten Emissionsspektrum (auch Linienspektrum) und dem diskreten Absorptionsspektrum. Der Wortstamm von diskret stammt aus dem lateinischen (discretus= unterschieden, getrennt) ebenso wie das Spektrum (spectrum: Erscheinung), wird aber durch unseren alltäglichen Sprachgebrauch inzwischen in vielerlei Hinsicht verwendet (z.b. Spektrum an Möglichkeiten; diskret hinsichtlich der Verschwiegenheit, auf einer Wellenlänge liegen etc.). Dieser Sprachgebrauch muss berücksichtigt werden, wenn man in der Schule die Spektroskopie und somit Begriffe wie Spektrum, diskret oder Wellenlänge in physikalischer Hinsicht einführt. Speziell in der Spektroskopie versteht man unter Spektrum jenen spezifischen Auszug aus dem elektromagnetischen Wellenlängenbereich, der als Licht für das Auge sichtbar ist, diskret 48

50 in diesem Zusammenhang die charakteristischen und unverwechselbaren Eigenschaften wie Position, Farbe und Wellenlänge einer Spektrallinie. 5.3 Die Entstehung von Spektren, das Modell von Bohr: Bei der Anregung einer Probe z.b. mit einem Bunsenbrenner wird den Elektronen in den Elementen der Probe Energie zugeführt (hier in Form von Wärmeenergie, aber auch durch Licht selbst, s. Fotoeffekt). Die Elektronen werden durch diese Energie angeregt, in ein höheres Energieniveau (oder Kreisbahn nach Bohr) zu springen. Bald aber schon fallen die Elektronen zurück, da sie auf dem höheren Energieniveau nicht stabil sind. Dabei setzen sie einen Energiebetrag, der der Differenz zwischen beiden Energieniveaus entspricht, in Form eines Photons, einer elektromagnetischen Strahlung, frei. Es entsteht Licht. Dieses Licht ist für jedes Element charakteristisch, weil die Energie dieses Photons mit der Frequenz des Lichts zusammenhängt (E=h*f nach Planck). Es wird also bei jedem Übergang von Elektronen zwischen den Energieniveaus eines Atoms ein Photon emittiert, das eine bestimmte (quantisierte) Frequenz und somit Farbe hat. Jede Energiedifferenz im Atom bei einem Elektronensprung entspricht damit einer Spektrallinie. Bild 72, Prinzip der Aufnahme und Abgabe von Energie durch Elektronen Links: Energie wird zugeführt, das Elektron springt in die höhere Bahn Rechts: Beim Zurückfallen emittiert das Elektron charakteristische Strahlung 49

51 5.4 Das kontinuierliche Spektrum: Ein kontinuierliches Spektrum wird von einem schwarzen Körper emittiert. Als schwarzen Körper versteht man ein Konstrukt, dass idealisierter Weise kein Licht reflektiert, genau genommen absorbiert er elektromagnetische Strahlung. Er lässt weder Transmission noch Reflexion von Strahlung zu. Dennoch emittiert er auf Grund seiner Temperatur ein kontinuierliches Spektrum in Form von Wärmestrahlung. Die Wellenlänge der emittierten Strahlung hängt von der Temperatur Bild 73, Strahlung schwarzer Körper des schwarzen Körpers ab. Ein Mensch zum Beispiel (wenn er auch nicht die Eigenschaften eines schwarzen Körpers besitzt) emittiert eine Wärmestrahlung, die von seiner Körpertemperatur abhängt. Diese beträgt etwa 37 C und ergibt ein infrarotes Licht. Diese Strahlung ist recht langwellig und für das menschliche Auge nicht sichtbar (Bewegungsmelder hingegen sind für diesen Wellenlängenbereich ausgelegt). Erhöht man die Temperatur eines Körpers verschiebt sich die Wärmestrahlung in den kurzwelligen Bereich. Bei ausreichender Temperatur kann man erreichen, dass ein heißer Körper Licht emittiert (so wird die eigentlich schwarze Grillkohle plötzlich rot, bei zunehmender Temperatur dann gelb bis weiß glühend). Man kann die emittierte Strahlung der Sonne oder einer Glühlampe als die eines schwarzen Körpers ansehen. An der Grafik kann man an der Verteilung der Strahlungskurven den Zusammenhang von der Temperatur und der Wellenlänge der Strahlung erkennen. 5.5 Das Emissionsspektrum: Kirchhoff und Bunsen hatten in ihren Experimenten nachweisen können, dass jedes chemische Element charakteristische Linien auf einer bestimmten Position im Spektrum emittiert und haben den richtigen Umkehrschluss gezogen, dass das Dasein einer solchen Linie das 50

52 Vorhandensein des entsprechenden Elements in der Probe beweist. Jedes chemische Element hat die Eigenschaft, dass dessen Elektronen beim wechseln eines Energieniveaus eine Strahlung (Photonen) emittieren, die von einer unverwechselbaren Frequenz ist. Um ein Linienspektrum sehen zu können, muss man dieses Licht durch einen Spalt (um ein möglichst parallel verlaufendes Lichtbündel zu erhalten) auf ein Gitter oder Prisma fallen lassen und es dann auf einen Schirm (Auge) projizieren. Je nach Aufbau ist auch eine Linse notwendig (auch hinter dem Spalt beugt sich das Licht wieder), um ein scharfes Bild des Spektrums zu bekommen. 5.6 Das Absorptionsspektrum: Des Weiteren haben Kirchhoff und Bunsen bemerkt, dass die Fraunhofer Linien im Spektrum entstehen, wenn in einem kontinuierlichen Spektrum (wie dem der Sonne) ein Element zusätzliches Licht emittiert. Diese Linie des Elements fehlt dann im Spektrum und wird als dunkle Linie sichtbar. Ein Element, das Licht einer bestimmten Wellenlänge emittieren kann, kann auch das Licht mit derselben Wellenlänge absorbieren. Ein kontinuierliches Spektrum enthält alle Wellenlängen und Frequenzen an Strahlung. Wenn nun ein Element seine charakteristische Strahlung in einem solchen Lichtstrahlenweg emittiert, haben dessen Photonen an der Stelle des Linienspektrums dieselbe Energie, die auch die Photonen des kontinuierlichen Spektrums an dieser Stelle haben. Die Differenz der beiden Energieniveaus gleicht sich, und die Photonen dieser Frequenz (somit Farbe) werden herausgefiltert. Die Stelle erscheint im kontinuierlichen Spektrum dunkel. Da die Sonne weißes Licht emittiert, sind die Fraunhofer Linien durch Gase in der Sonnenatmosphäre hervorgerufen. Ähnlich wird der Absorptionseffekt in der technischen Spektroskopie verwendet. Man untersucht (vorwiegend Gasproben) auf ihr Absorptionsspektrum, indem sie mit einer Lichtquelle angeregt werden und misst den Absorptionsgrad. 51

53 Das Fraunhofer Spektrum der Sonne (fotografiert mit einem Spektroskop-Tubus aus der physikalischen Sammlung). Man kann die dunklen Linien zwischen den Farben hier gut erkennen. Emissionsspektrum des Wasserstoffs: Bild74 Absorptionsspektrum des Wasserstoffs: Bild 75 Die Positionen der beobachtbaren Spektrallinien des Wasserstoffs decken sich mit der Balmer-Serie. 52

54 5.7 Bandenspektren: Ganze Wellenlängenbereiche, nicht nur einzelne Linien werden in einem Absorptionsbandenspektrum dunkel gefärbt. Das Prinzip ist das der Absorption. In einem Bandenspektrum sind die dunklen Bereiche durch Moleküle, die angeregt werden, hervorgerufen. In Molekülen treten bei Anregung verschiedene Schwingungs- und Rotationsübergänge auf, was eine große Anzahl an Energieniveauunterschieden ergibt. Deshalb werden keine einzelnen Energiedifferenzen absorbiert, sondern ganze Bereiche. Nur bei einer sehr hohen Auflösung kann man noch einzelne Absorptionslinien erkennen. 5.8 Die Balmer-Serie: Bild 76, Balmer Serie Balmer entdeckte für den Wasserstoff, dass dessen Spektrallinien nach einer mathematischen Systematik angeordnet sind und hat diese in seiner Balmer-Serie formuliert. Die hier farbig dargestellten Linien, die auf der L Schale enden, sind die Balmer Linien. Sie stellen die Spektrallinien des Wasserstoffs dar. Auch die übrigen Linien sind nach ihren Entdeckern benannt, Lymann im UV-, und Brackett im IR-Bereich. Rydberg ergänzte Balmers Formel um Konstante R. Das besondere an der Rydberg- Konstanten war, dass man nun mathematisch Spektrallinien vorhersagen konnte, die man noch gar nicht kannte. Zur Zeit der Veröffentlichung 1888 gab es noch nicht die Möglichkeit, Spektrallinien außerhalb des sichtbaren Bereichs zu beobachten. 53

55 5.9 Das elektromagnetische Spektrum: Bild 77, elektromagnetisches Spektrum Eine weitere Unterscheidung, die in der technischen Spektroskopie getroffen wird, ist die Linienbenennung von Atomlinien und Ionlinien. Eine Atomlinie entsteht, wenn das angeregte Elektron beim Zurückfallen seine Strahlung emittiert. Eine Ionlinie kann man sehen, wenn das Elektron eine so große Energiezufuhr erfährt, dass es aus dem Atom heraus beschleunigt wird. Bild 78, Spektraltafel nach Kirchhoff und Bunsen 54

56 6 Versuchsreihen über die Spektroskopie 6.1 Bauanleitung eines CD-Spektroskops aus einem Schuhkarton Benötigte Materialien: Schuhkarton, gebrannte CD (am besten eignen sich silbrige Rohlinge); Streichholzschachtel, Bierdeckel, Klebeband, Kleber, 2 Rasierklingen falls vorhanden, Tape, Schere, Messer 1. In einer Höhe von 3cm spart man zentral vor dem Karton ein Guckloch von ca. 2,5cm x 2,5cm aus. 2. Im Deckel spart man 9cm bis 11,5cm vom Deckelrand mittig ein Loch von ca. 2,5cm x 2,5cm aus. 3. Zur Erhöhung der CD wird als Lehre eine Streichholzschachtel benutzt. Sie wird auf der Unterseite und an der Rückwand mit dem Karton verklebt. Die Streichholzschachtel wird auf der dem Loch gegenüberliegenden Seite eingesetzt. 4. Die CD wird mit der bespielten Seite nach oben auf der Streichholzschachtel aufgelegt und an die Kartonwand angeschoben. Um später das Spektroskop transportieren zu können, wird die CD auf Streichholzschachtel und an der oberen und unteren Kante mit den Karton verklebt. 5. Aus der Mitte des Bierdeckels wird ein etwa 1cm breiter und 3cm tiefer Spalt ausgespart. Die Rasierklingen werden parallel nebeneinander über die Aussparung in einem Abstand von etwa 2-3mm geklebt. Man kann auch Klebeband (besser noch: 55

57 schwarzes) über die Aussparung kleben, um einen Spalt zu bekommen. verklebt. 6. Man stellt sich mit dem Spektroskop direkt unter eine Deckenlampe, um den Spalt auf dem Deckel auszurichten. Der Spalt auf dem Deckel liegt quer zum Karton. Nun wird er über die Aussparung geschoben und so ausgerichtet, dass ein möglichst parallel verlaufendes kontinuierliches Linienmuster der Lampe auf der CD zu sehen ist. Dann wird der Bierdeckel Anmerkungen: Damit ist das Schuhkartonspektroskop fertig. Hat man alle Materialien bereit liegen, benötigt man etwa eine Bauzeit von zehn Minuten. Bei der Fertigung des Spaltes ist es bei Schulklassen allein schon aus Kostengründen (Rasierklingen ergeben zwar ein besser abgegrenztes Spektrum, sind aber teuer und scharf) vertretbar, den Spalt aus Tape zu fertigen. Dieses auf dem Foto zu sehende silbrige Klebeband ist allerdings etwas lichtdurchlässig, weshalb die Spektren nicht ganz so deutlich abgegrenzt sind wie die der Rasierklingenspalte. Mit schwarzem Klebeband dürfte es dieses Problem nicht geben. Ein weiterer Nachteil ist, dass sich das Klebeband bei längerer Bestrahlung durch eine heiße Lampe verformt und somit unbrauchbar ist. Es muss dann erneuert werden. Andere Versuche, einen Spalt zu fertigen, z.b. aus Aluminiumfolie schlugen fehl, mir ist jedes Mal die Folie gerissen oder geknickt, auch einen so feinen Schnitt für einen Spalt zu setzen gelang mir nur mit größter Mühe. Die Bauanleitung für das DVD - Spektroskop ist analog. Bauanleitung für das Rohrspektroskop: Benötigte Materialien: leere Toilettenpapierrolle; Transmissionsgitter (hier mit g=570/mm); Bierdeckel; Klebeband; Tape bzw. Rasierklingen; Messer 1. Der Spalt wird wie oben gefertigt. 2. Das Transmissionsgitter wird an einem Ende der 56

58 Rolle, der Spalt am anderen mit Klebeband befestigt, dabei ist die Ausrichtung des Spalts und der Gitterfurchen parallel. Somit ist ein sehr einfaches, aber effektives Spektroskop fertig. Die Bauzeit beträgt weniger als 5 Minuten. 6.2 Die Bestimmung der Gitterkonstanten g einer CD und einer DVD Dieser Versuch ist in der Schule mit relativ einfachen Mitteln und mit einer recht hohen Genauigkeit von Schülern selbst durchführbar. Geräte: Als Material benötigt man eine monochromatische Lichtquelle wie z.b. einen Laser oder Laserpointer, einen gebrannten CD-Rohling bzw. DVD-Rohling (selbst gebrannte CDs ergeben ein deutlicheres Spektrum als originale, gepresste CDs), ein Lineal und ein Blatt Papier als Schirm. Lernziel: Ziel des Versuchs ist es, dass Schüler den Begriff des Reflexionsgitters und der Gitterkonstanten kennen lernen. Schüler lernen darüber hinaus etwas über die Kapazität einer CD/DVD und über den Umgang mit Messgrößen und deren sinnvollen Rundung. Schüler sollen erkennen, vor allem nach dem Vergleich von der CD zur DVD, dass die Gitterkonstante ein Maß für das optische Auflösungsvermögen von Gittern ist. Versuchsaufbau: Hilfreich ist die Verwendung einer optischen Bank, aber nicht zwingend notwendig. Im Unterricht kann man auch die CD so gegen die Tischkante halten, dass ein kleiner Teil darüber hinaus schaut. Dann kann sie vom auf dem Tisch liegenden Laserpointer angestrahlt werden 57

59 und direkt über dem Tisch auf mm-papier oder einem Lineal abgelesen werden. Der Lichtstrahl sollte die CD-Spur möglichst weit im äußeren Bereich treffen, da dort die verzerrenden Beugungseffekte der Rillen (die Spurrille der CD ist schließlich kreisförmig) am geringsten sind. Da die Ablesegenauigkeit die einem Lineal bei + /- 1mm liegt weichen die Messwerte eventuell ein wenig von den Literaturwerten ab. Hier wurde mit ungerundeten Werten gerechnet. Hinweisen muss man die Schüler generell beim experimentieren mit Laser und Laserpointern, dass diese sich nicht direkt dem Lichtstrahl mit dem Auge aussetzten. Durchführung: Der Laserpointer (oder hier: He/Ne Laser) wird fixiert und das Licht auf die CD gelenkt. Dann setzt man einen Schirm (z.b. Millimeterpapier) in den Lichtweg und bohrt in diesen ein kleines Loch, damit der Lichtstrahl auf die CD treffen kann. Jetzt richtet man die CD so aus, dass die nullte Ordnung, also das direkt reflektierte Licht, durch das kleine Loch wieder zurück in den Laserpointer fällt. Nun kann man die Intensitätsmaxima schon auf dem Schirm sehen. Jetzt dreht man vorsichtig die CD so, dass die Maxima waagerecht zum Schirm stehen. Man kann jetzt die Lichtpunkte der ersten Intensitätsmaxima auf dem Schirm erkennen. Diese werden jetzt mit dem Lineal vermessen. Wenn beide Maxima denselben Abstand vom Loch im Schirm haben, steht der Schirm gerade, gegebenenfalls richtet man ihn noch aus. Jetzt misst man sorgfältig den Abstand des ersten (und, wenn es zu sehen ist, des zweiten) Maxima zur Mitte des Schirms mit dem Loch und den Abstand des Schirms zur CD. Aus diesen Messwerten kann man über einfache geometrische Mathematik den Öffnungswinkel α der CD errechnen. Mit dem Öffnungswinkel und der bekannten Wellenlänge des Lichts (beim He/Ne Laser: λ=632,8nm) kann ich über die Gittergleichung die Gitterkonstante g errechnen. 58

60 Messwerttabelle für die DVD: M d k λ a/cm b/cm 0-Ordnung/cm CD-Schirm/cm α 1 632,8nm 1,3 28,5 14,9 8 59, ,8nm Messwerttabelle für die CD: M d k λ a/cm b/cm 0-Ordnung/cm CD-Schirm/cm α 1 632,8nm 11 18,8 14,9 8,4 24, ,8nm 1,4 28,4 14,9 8,4 58,1 Links: CD Maxima erster und zweiter Ordnung Rechts: DVD Maxima erster Ordnung Das Lineal wurde in diesen Versuchen links am Schirm angelegt und von dort aus die Messpunkte abgelesen. Das Loch im Schirm ist der Punkt M der nullten Ordnung, die Maxima sind von innen nach außen zu erkennen. Bei der DVD kann man auf dem Schirm in diesem Abstand nur die ersten Maxima erkennen, es gilt hier also: k=1. Setzt man die Messwerte ein, um den Öffnungswinkel α zu bestimmen, ergibt sich nach nebenstehender Formel: 59

61 tan α= (k 1 -M)/d => (28,5cm-14,9cm) : 8,0cm => α=59,53 Setzt man den Winkel α in die Gittergleichung ein, so ergibt sich: sin α= k*λ/g g=> 1*632,8nm/sin 59,53 =734nm um auf die Zahl der Spalte pro mm zu kommen nimmt man den Kehrwert und multipliziert ihn mit 1000 (auf µm) x 1000 (auf mm) g= 1/734nm * 10 6 = 1362/mm Nach demselben Schema wird nun die CD vermessen. Daraus ergibt sich nach der Messtabelle für den Winkel α in erster Ordnung: tan α= (18,8cm-14,9cm)/8,4cm => α= 24,9 Eingesetzt in die Gittergleichung ergibt sich für g in 1. Ordnung: sin α = k*λ/g => g= 1*632,8nm : sin 24,9 = 1503nm g= 1/1503nm * 10 6 = 665/mm Für g in zweiter Ordnung: g= 2*632,8nm : sin 58,1 = 1491nm g= 1/1491nm * 10 6 = 671/mm Die Gitterkonstante der DVD hat also einen gemessenen Wert von g= 1362 Spalten pro mm, die CD einen gemittelten Wert von g= 668 Spalten pro mm. 60

62 Mit Hilfe dieser Gitterkonstanten kann man auch die Spieldauer einer CD und DVD errechnen, dafür muss man die Abstände der Radien messen, die die CD von innen nach außen als bespielbare Fläche bietet. Es gilt dabei: A= π(r außen ² - r innen ²). Bei meiner Messung habe ich für die CD einen äußeren Radius von 5,9 cm und einen inneren Radius von 2,3 cm gemessen. Das ergibt in die Formel eingesetzt eine Fläche von 9,3* 10-3 m². Für die CD gilt : Spurlänge = Fläche : Spurbreite also 9,3* 10-3 m² : 1,503*10-6 m = 6,17*10 3 m Bei einer Abtastgeschwindigkeit eines Lasers im CD-Player von 1,25 m/s (mittlerer Wert) ergibt sich die Spieldauer der CD durch die Spurlänge geteilt durch die Abtastgeschwindigkeit, hier also mit 6,17*10 3 m : 1,25 m/s = 4936 s, also etwa 82 Minuten. Der so errechnete Wert der Gitterkonstanten einer CD von g= 1,503-9 m (665/mm) weicht vom Literaturwert der Gitterkonstanten einer CD von g= 1,6-9 m (625/mm) um 6,5% ab, wodurch sich die errechnete Gesamtspieldauer von 78 auf 82 Minuten erhöht. Um genauere Messergebnisse zu erzielen, muss man die Distanz von der CD zum Schirm erhöhen, damit Messungenauigkeiten (die Ablesegenauigkeit kann nicht weiter verringert werden) nicht so sehr ins Gewicht schlagen. Bei dieser Messung habe ich die Distanz bewusst klein gehalten, um bei der CD die zweite Ordnung noch auf dem Schirm beobachten zu können. 6.3 Bestimmung der Wellenlänge λ einer unbekannten Lichtquelle mit Hilfe der CD Benötigte Geräte: CD, Stativmaterial, unbekannte Lichtquelle (hier: Hg-Dampflampe), Spalt, Konvektionslinse f= 50mm, optische Bank, Schirm, mm-papier Lernziel: Anwenden der Gitterkonstanten; Umgang mit Messgrößen; Zuordnen der Spektrallinien zu einer Wellenlänge; Anwendungsgebiete eines Gitters; Ausmessen einer Spektrallinie. Versuchsaufbau: Der Aufbau gleicht dem zur Bestimmung der Gitterkonstanten. Hier wird der Laser durch die unbekannte Lichtquelle ersetzt. 61

63 Durchführung: Die CD wird wieder so ausgerichtet, dass die 0-Reflektion zurück durch das Loch im Schirm gespiegelt wird und die Spektrallinien waagerecht zum Schirm liegen. Dabei muss man aus praktischen Gründen darauf achten, dass eine Seite der Maxima optimiert ist, die gegenüber liegende ist durch die Anordnung der CD-Rillen verzerrt. Nun wird wieder der Abstand CD zum Schirm und, von der Schirmkante aus, die Strecke zum Loch im Schirm und weiter zu den Spektrallinien vermessen und in die Formel eingesetzt. Daraus kann man (in diesem Falle die drei) Wellenlängen der Spektrallinien errechnen. Das Spektrum der Hg- Dampflampe mit der CD aufgenommen. Man sieht die Unterschiede des CD Spektrums auf beiden Seiten der 1.Ordnung. Das Spektrum derselben Lampe mit einem Reflektionsgitter der Firma Spectro aufgenommen. Hier ist die Auflösung so gut, dass man die Na-Doppellinie erkennen kann. Die Spektrallinien sind auch intensiver, es wird weniger Licht absorbiert. Messwerttabelle CD: Spektrallinie Mitte/cm Position/cm Abstand/cm d/cm g/mm α blau 14,9 23 7,9 25, ,15 grün 14,9 25,1 10,2 25, ,72 orange 14,9 25,9 11,0 25, ,25 62

64 Aus den Messwerten ergeben sich als Beugungswinkel für die blaue Spektrallinie arctan (7,9cm : 25,6 cm) = 17,15 ; für die grüne Linie entsprechend 21,72 ; orange 23,25 Diese kann ich nun in die Gittergleichung einsetzen. Die Gitterkonstante wurde im vorangegangenen Versuch mit g= 668/mm bestimmt. Da hier in erster Ordnung gemessen wurde ist k=1, weshalb gilt: λ= g*sin α. Damit ergibt sich für die Spektrallinien eine Wellenlänge von λ blau = 1/668mm * sin 17,15 = 441nm λ grün = 1/668mm * sin 21,72 = 554nm λ gelb = 1/668mm * sin 23,25 = 590nm Literaturwert: λ= 435,8nm Literaturwert: λ= 546,1nm Literaturwert: λ=577nm und 579,2nm Die Messergebnisse weichen in einem vertretbaren Maß von den Literaturwerten der Hg- Dampflinie ab. Die Messgenauigkeit dieser Werte ist höher einzuschätzen als die bei der Bestimmung der Gitterkonstanten, da hier der Abstand CD zu Schirm größer gewählt wurde, so dass die Spektrallinien über die ganze Breite des Schirms verteilt lagen. Bei der CD wurde der Abstand deshalb bewusst kleiner gewählt, damit noch die ersten beiden Maxima auf dem Schirm sichtbar waren, was bei gleicher Ablesegenauigkeit einen höheren Fehler bedeutet. Dieser Fehler pflanzt sich in dieser Messreihe fort. Die spektrale Auflösung der CD ist leider nicht ausreichend, um die Natriumlinie als Doppellinie unterscheiden zu können. 63

65 6.4 Betrachten von Spektren mit dem Rohrspektroskop Einen einfachen Einstieg in die Spektroskopie kann man mit dem selbst gebastelten Rohrspektroskop (vgl. Bauanleitung) finden. Dieses hält man einfach auf etwas schräg zur Lichtquelle und kann das Emissionsspektrum sehen. Mit diesem Rohrspektroskop kann man sogar schon die Fraunhofer Linien des Sonnenlichts erahnen, wenn man aus dem Fenster schaut. In den folgenden Bildern habe ich einfach eine Kamera vor das Gitter des Rohrspektroskops gehalten und eine Reihe von Spektren aufgenommen. Argondampflampe Wasserstoffdampflampe Neondampflampe Hg-Dampflampe Heliumdampflampe Deckenlampe ohne Spalt Natriumdampflampe Kerze 64

66 6.5 Flammenfärbung von Salzen im Bunsenbrenner Benötigte Geräte: Bunsenbrenner; Magnesiastäbchen; unterschiedliche Salze; Schutzbrille; CD-Schuhkartonspektroskop Lernziel: Die Flamme eines Bunsenbrenners verfärbt sich, wenn sie in Kontakt mit chemischen Verbindungen kommt. Die meisten Flammenfärbungen sehen für unser Auge gleich aus. Durch ein Spektroskop betrachtet sieht man unterschiedliche Spektrallinien. Jedes Salz hat seine eigene Spektrallinie. Versuchsaufbau: Der Bunsenbrenner wird auf eine feuerfeste Unterlage gestellt. Schüler werden auf den Umgang mit Chemikalien instruiert. Schuhkartonspektroskop wird mit dem Spalt vor die Brennerflamme gestellt. Durchführung: Die Magnesiastäbchen werden in der Flamme ausgeglüht, bis die Flammenfärbung des Brenners durch die Stäbchen aufhört. Jetzt werden die Stäbchen in die Salze gehalten und in die Flamme gebracht. Dabei ist eine unterschiedlich lange Zeit der Flammenfärbung zu beobachten. Links: Färbung durch Barium Rechts: Kupfer Kalium Lithium 65

67 Natrium Strontium 6.6 Betrachtung verschiedener Spektren mit dem Schuhkartonspektroskop Anmerkung: Man sollte beim experimentieren mit dem Schuhkartonspektroskop darauf achten, dass der Spalt und die zu untersuchende Lichtquelle in derselben Höhe liegen. Leider hat es sich auch gezeigt, dass die Spektren, die auf dem Foto zu sehen sind, wesentlich von der Position der Kamera und dem Einfallswinkel des Lichts auf den Spalt abhängen. Somit ist manchmal leider nur ein Teil des Spektrums auf dem Foto zu sehen, das man mit dem Auge sehen würde. Selbst mit hohem Aufwand beim Fotografieren konnte dieser Nachteil nicht ausgeglichen werden. Da aber in der Schule das Augenmerk auf dem selbständigen Experimentieren und Betrachten, nicht auf der Fotografie liegt, halte ich den Bau eines solchen Schuhkartonspektroskops dennoch für machbar. Die Proben der hier gezeigten Spektren wurden mit Dampflampen oder dem Bunsenbrenner (BB) angeregt. Bilder des CD-Schuhspektroskops Mit dem CD- Spektroskop (vgl. Bauanleitung) wurden verschiedene Spektrallinien unterschiedlicher Chemikalien und Lichtquellen betrachtet. Insgesamt muss man sagen, dass es für diesen vergleichsweise simplen Aufbau eine verblüffende Auflösung besitzt. Die Spektren sind leicht zu betrachten, kompliziert ist eigentlich nur die Fotografie, bei der berücksichtigt werden muss, dass einige Elemente unterschiedlich lange im Bunsenbrenner leuchten. Die folgenden Fotos wurden mit einer durchschnittlichen Belichtungszeit von drei Sekunden gemacht. Als hilfreich hat sich die Kamerajustierung mit einer Lampe 12V erwiesen, womit man erheblich mehr Licht auf der CD hat als mit dem des Bunsenbrenners. Ist die Justierung einmal erfolgt, bleibt die Kamera auf dem Ausschnitt der CD fokussiert. Die 66

68 hier gezeigten Bilder sind digital dahingehend bearbeitet, dass die relevanten Teile aus dem Bild ausgeschnitten und vergrößert sind. Bei der Aufnahme von Spektren, die durch den Bunsenbrenner angeregt werden ist es unbedingt ratsam, Türen und Fenster zu schließen, um Luftzüge auszuschließen. Die Flamme ist ohnehin recht nahe am Spalt, und ein Luftzug droht diese dem Pappkarton durch flackern weiter zu nähern. Argon Lampe BaCl mit BB Heliumlampe gelbe Flamme des BB Heliumlampe Hg-Lampe KCl mit BB 12V Lampe LiCl mit BB NaCl mit BB Na-Lampe 67

69 Neon-Lampe Wasserstofflampe Bei besonders lichtstarken Lampen konnte man die Reflektion des Spektrums durch die CD auf dem Deckel des Schuhkartons beobachten. Diese haben ein z.t. besonders schönes Spektrum ergeben (oben links der Eintrittsspalt): Hg-Lampe Wasserstofflampe Natriumlampe Die Beobachtung von Spektren mit dem DVD - Schuhkartonspektroskop BaCl mit BB Wasserstofflampe Heliumlampe 68

70 HG-Lampe 12V Lampe NaCl mit BB Neonlampe Versuchsaufbau (BB und die Dampflampen standen nah am Spalt) 69

71 6.7 Nachweis der Absorption durch den Schatten eines Bunsenbrenners Benötigte Geräte: Na-Dampflampe, Hg-Dampflampe, Bunsenbrenner, MgO-Stäbchen oder Spatel, NaCl Lernziel: Die Schüler sollen das Prinzip der Absorption und somit analog das Zustandekommen der Fraunhofer Linien im Sonnenspektrum durch diesen Versuch begreifen. Versuchsaufbau: Die Hg-Dampflampe und die Na-Dampflampe werden so vor einen Schirm aufgebaut, dass sich ihre Lichtwege kreuzen. Vor die beiden Lampen stellt man einen Bunsenbrenner, so dass man dessen Schatten doppelt sehen kann. Man muss die Schüler darauf hinweisen, nicht direkt in das Licht der beiden Lampen zu blicken, da das intensive UV- Licht die Netzhaut schädigen kann. Durchführung: Die Lampen brauchen eine Vorwärmzeit von etwa 10 Minuten, was zu berücksichtigen ist. Gibt man nun Kochsalz mit einem Spatel oder MgO-Stäbchen in die Brennerflamme, so färbt sich diese gelb. Darüber hinaus wird das Licht der Na-Lampe durch die gefärbte Flamme absorbiert, der Flammenschatten der Na-Dampflampe wird schwarz. Der Schatten der Hg-Lampe bleibt unverändert. 70

72 6.8 Nachweis der infraroten Strahlung im Sonnenlicht Benötigte Geräte: CD, Thermometer, Schirm (oder Papier), wolkenfreier Himmel Lernziel: Erkennen des Temperaturanstieges des Thermometers im infraroten Spektralbereich; Feststellung, dass außerhalb des sichtbaren Spektrums weitere Strahlung vorhanden sein muss. Versuchsaufbau: Die CD wird so in die Sonne gehalten, dass das Sonnenlicht von ihr ins Spektrum gebeugt auf den Schirm reflektiert wird. Der Schirm wird nur gebraucht, um das Spektrum besser vom Untergrund erkennen zu können. Das Thermometer wird mit seinem Quecksilberbehälter in die Verlängerung des roten Spektrums gelegt. Durchführung: Zu Beginn des Versuchs wird die Temperatur gemessen (hier: 24 C) und notiert, dann wird das Thermometer in den infraroten Teil des reflektierten Lichts der CD gelegt. Bereits nach etwa zwei Minuten wurde ein Temperaturanstieg um 1,5 K auf 25,5 C gemessen. Start der Messung bei 24 C Durchführung des Experiments, Dauer etwa 2 Minuten 71

73 Ende des Versuchs, Temperatur hier 25,5 C Anmerkungen: Es wäre sicherlich auch interessant, die Temperaturverläufe in den anderen Farben des Spektrums zu messen, um so die Wärmestrahlung vergleichen zu können. Man könnte so auch je ein Thermometer z.b. in den grünen und blauen Lichtbereich legen und die Temperaturen miteinander vergleichen. Leider habe ich in der Sammlung nicht weitere Thermometer mit offenem Quecksilberbehälter gefunden. 6.9 Nachweis von UV-Strahlung außerhalb des sichtbaren Spektrums Benötigte Geräte: CD, Stativmaterial, Schirm, Lampe 12V 100W, Cassy mit Sensor UVA (optimiert bei nm), PC Lernziel: Erkennen, dass das elektromagnetische Spektrum nicht im sichtbaren Bereich endet. Darüber hinaus ist der Versuch ein Beweis für den Fotoeffekt, dass Licht eine elektrische Energie hervorrufen kann. Versuchsaufbau: Die Lampe leuchtet die CD an, von der ein Spektrum ungeblendet (um eine möglichst hohe Intensität zu erreichen) auf einen Schirm projiziert wird. Der UV Sensor wird über das Cassy-System mit dem PC verbunden und neben den Schirm aufgebaut, so dass der Sensor auf der Höhe des Spektrums justiert ist und in den Lichtweg blickt. Nun stellt man den kleinstmöglichen Messbereich über das Cassy ein. Wenn man nun durch drehen der CD das Spektrum verschiebt, mißt der UV Sensor ein kleines Stück hinter 72

74 dem Ende des sichtbaren blauen Bereichs ein Signal. Durchführung: Der Sensor ist für den Bereich von λ= nm ausgelegt, gibt außerhalb dieses Wellenlängenbereichs kein Signal. Man muss darauf achten, dass der Sensor in den Lichtweg gedreht ist. Am einfachsten erreicht man die Verschiebung des Spektrums in den höchsten Energieausschlag des Sensors durch eine Winkelveränderung der CD zur Lampe. Der gemessenen Maximalwert betrug E a1 = 0,17 W/m 2. Andere Sensoren des Cassy Systems (IR-Bereich und kurzwelligerer Bereich) ergaben kein messbares Signal, was wahrscheinlich auf die absorbierende Wirkung des Lampenobjektivs zurückzuführen ist Die Fernbestimmung von Spektren mit dem Teleskop Benötigte Geräte: Teleskop oder Fernglas; Rohrspektroskop (vgl. Bauanleitung) Lernziel: Erkennen der Spektroskopie als Möglichkeit zur analytischen Fernbestimmung von Leuchtkörpern; Verwendbarkeit der Spektroskopie in der Astronomie; Erkennen der Wichtigkeit der Spektroskopie für unser Bild vom Weltall Versuchsaufbau: Das Teleskop oder Fernglas wird auf eine Lichtquelle fixiert, das Rohrspektroskop mit dem Transmissionsgitter wird mit dem Spalt voran vor das Okular gehalten oder mit Klebeband befestigt. Bei sehr weit entfernten Lichtquellen, die nur noch als punktförmige Lichtquelle ankommen, kann auch auf den Spalt verzichtet werden. Durchführung: Zunächst muss abgewartet werden, bis es dunkel wird, da Sonnenlicht das Spektrum dominiert. Wenn es ausreichend dunkel ist, wird das Teleskop (hier: Spiegeldurchmesser 76mm, Brennweite 700mm, Okular 12,5mm) auf die Lichtquelle ausgerichtet und fixiert. Dann kann man durch das Rohrspektroskop die Spektren der Lichtquelle beobachten. 73

75 Anmerkungen: Die folgenden Aufnahmen habe ich aus dem Seminarraum des 7. Stock des Physikalischen Instituts gegen elf Uhr abends gemacht. Ich wollte eigentlich nur einmal ausprobieren, ob überhaupt ein Effekt durch das Okular zu beobachten sei und war überrascht, wie gut diese Methode funktionierte. Die Lampen, deren Spektren ich aufgenommen habe, sind in einer geschätzten Entfernung zwischen 1 km und 3 km. Leider hat sich aus diesem Blickwinkel keine sehr große Auswahl an verschiedenen Lichtquellen ergeben, die Stadt Münster hat überwiegend gleiche Straßenlaternen. Bei einer Leuchtstoffröhre konnte man ein sehr scharfes Absorptionsbandenspektrum erkennen (aber auch hier zeigte sich, das Spektren fotografieren weit schwieriger ist als sie nur zu sehen). Der Versuch ist für die Schule von ebenso großer Einfachheit wie von großem Lernerfolg. Allerdings braucht man ein ausreichendes Maß an Dunkelheit, weshalb er in der Schule wohl nur in den Morgenstunden der Wintermonate durchführbar ist. Aufgenommene Bilder mit dem Teleskop und dem Rohrspektroskop: Hallenlampe Spektrum der Lampe 74