Astro13/Strahlung

Stundenprotokoll "Grundlagen der Spektroskopie"

Energieniveaus

Wiederholung der Unterrichtsstunde vom 3. Februar 2010

Wellenlänge der emittierten Strahlung

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Formel zur Berechnung: 1/ λ= R • ( ─ - ─ )

n^2 m^2

n ist das niedrigere Niveau

m ist das höhere Niveau

Rechenbeispiel:

m=3 -> n= 2

1/λ= 1,097• 10^7 ½^2- 1/3^2) 1/m -> vom Ergebnis den Kehrwert nehmen

λ= 6,56•10^-7 m= 656 nm

Das Licht dieser Wellenlänge ist ein warmer Rotton, es ist für das menschliche Auge sichtbar.

( Nachweis durch Spektrallampe: roter Strich auf dem Wasserstoffgas)

Unsere Formel gilt nur für Berechnungen des H- Atoms, da bei höheren Elementen mehr Energieniveaus auftreten, bei Molekülen zusätzlich Energieniveaus für Rotationen und Schwingungen.

Beim H- Atom gibt es Spektralserien

Endzustand Name

n= 1 Lyman- Serie kürzere Wellenlänge (UV)

n= 2 Balmer- Serie z.B.: 3->2, 4->2, 5->2

n= 3 Paschen- Serie längere Wellenlänge (IR)

Anregungen entstehen z.B. Temperaturstöße. Je höher die Temperatur, umso mehr Energie wird aufgenommen, die wieder abgestrahlte Wellenlänge ist kürzer.

Anwendungsbeispiel:

Die Sonne emittiert Linien des Wasserstoffs und Helium. Sie besteht hauptsächlich daraus.

Die allermeisten Sterne tun das gleiche, sind also ähnlich der Sonne aufgebaut.

Strahlunsabsorption

Definition: Absorption bedeutet, dass Elektronen auf höhere Quantenbahnen springen.

E> 13,6 EV -> Elektronen werden aus dem Verbund „gekickt“ (Ionisierung)

Anwendungsbeispiele:

Erdatmosphäre: Moleküle in der Atmosphäre (Ozonschicht) absorbieren UV- Strahlung

-> OZONLOCH (Ozonhülle= Schutzschild ist beschädigt!!!!!)

Treibhausgas absorbiert Infrarotstrahlung.

Hausaufgabenreferat, Buch S.106/4.2 und 4.3