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Sonnenspektrum

Sonnenspektrum. Fraunhofer Linien = schwarze Linien im Sonnenspektrum. Wasserstoffemissionslinien. Beugungsbilder. Max. 1. Ordng. Gitter. s. a. 0. Ordng. d. Röhre. 1. Ordng. Berechnung der Wellenlänge der Beugungsbilder. 1.Ordng.: k = 1. Energie E=hf. E 5 n=5. E 3 n=3.

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Presentation Transcript

  1. Sonnenspektrum Fraunhofer Linien = schwarze Linien im Sonnenspektrum

  2. Wasserstoffemissionslinien

  3. Beugungsbilder

  4. Max. 1. Ordng. Gitter s a 0. Ordng. d Röhre 1. Ordng. Berechnung der Wellenlänge der Beugungsbilder 1.Ordng.: k = 1

  5. Energie E=hf E5 n=5 E3 n=3 E2 n=2 E1 n=1 Erklärung der Spektrallinien In Atomen können Elektronen nur diskrete Energiewerte annehmen. Wird ein Elektron durch „Anregung“ auf ein energetisch höheres Niveau gehoben, so fällt es in kurzer Zeit (~10-8 s) auf ein niederes und emittiert ein Photon. Übergang von n2 nach n1:

  6. Erklärung der Spektrallinien z. B. Ha: n1 = 2, n2 = 3 Energie des Photons:

  7. Entstehung der Fraunhofer Linien Emissionsspektrum Absorptionsspektrum

  8. Hg-Dampflampe oder Na-Dampflampe Na-Flamme Schirm Versuch zur Absorption Ist die Lichtquelle eine Na-Dampflampe, so wirft die Flamme einen Schatten auf den Schirm. Bei einer Hg-Dampflampe entsteht keine Schattenwirkung.

  9. E2 E1 Versuch zur Absorption: Erklärung Photonen müssen ihre gesamte Energie an das Quantensystem Atom abgeben; Absorption ist nur dann möglich, wenn eine passende Energiestufe vorliegt. h . f h . f Absorption Emission in alle Raumrichtungen

  10. Fraunhofer Linien In der Photosphäre der Sonne werden Photonen mit passender Wellenlänge absorbiert (H-Spektrum). Da bei der Reemission keine Richtung bevorzugt ist, ist die Strahlung, die zur Erde gelangt, extrem schwach. Es erscheinen schwarze Linien im kontinuierlichen Sonnespektrum

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