Recent Changes

Tuesday, April 3

  1. page Kontakt edited Redaktion {Teleskop_mit_Sascha.jpg} Der Autor neben dem Zwillingsfernrohr der Schul- und Volkss…

    Redaktion
    {Teleskop_mit_Sascha.jpg} Der Autor neben dem Zwillingsfernrohr der Schul- und Volkssternwarte Bülach.Spektrographie.wikispaces.comspektrographie.wikispaces.com wird unterhalten
    ...
    Sternwarte Bülach». Zur Zeit studiert er Geomatik und Planung an der ETH in Zürich.
    Feedback und Fragen
    spektrographie@hotmail.com
    (view changes)
    10:50 am
  2. page Geschichte der Spektrographie edited ... 1886Edward Charles Pickering teilt Secchis und Huggins Katalog (s. 1860er Jahre) in 16 alphabe…
    ...
    1886Edward Charles Pickering teilt Secchis und Huggins Katalog (s. 1860er Jahre) in 16 alphabetisch buchstabierte Untergruppen, nämlich A-Q (ohne J). Er benennt ihn zu Ehren Drapers (s. 1872) Henry-Draper-Katalog. Pickering erkennt später bereits selbst, dass gewisse seiner Spektralklassen keine Unterschiede untereinander besitzen oder fehlerhaft sein müssen. Bald darauf werden einige Klassen gestrichen und andere zusammengefügt, z. B. E und H zur Klasse I.Das bedeutende Harvard-System, dass bis zum heutigen Spektralklassen-System weiterentwickelt wurde, war ins Leben gerufen worden.
    1897Antonia Maury erstellt eine neue Spektralklassifikationsmethode mit 22 Klassen. Sie zeigt, dass die Spektralklasse B im Henry-Draper-Katalog vor der Klasse A statt vor F stehen sollte. Da Maury bei ihrer Klassifikation auch die Breite der Spektrallinien berücksichtigt, führt dies später zur Entdeckung des Unterschiedes zwischen Zwerg- und Riesensternen und zum MK-System.
    ...
    berühmten Merkspruch "O h B e"Oh Be A F ine G irl K iss M e"Fine Girl Kiss Me" einfach eingeprägt
    ...
    für Kohlenstoffsterne handelt,handelt, wurden erst
    ...
    1943 eingeführte .MK-System. {hrd005.jpg} Historische
    1918Schon 225'400 Sterne wurden bis dahin mit Cannon's System klassifiziert und im Henry-Draper-Katalog veröffentlicht. Die den Sternen dabei zugeteilten HD-Nummern werden auch heute noch verwendet.
    1921Megh Nad Saha kann die wechselnde Stärke der Spektrallinien endlich theoretisch erklären. Er stellt fest, dass es sich bei den Spektraltypen lediglich um eine Temperatursequenz von den heissen Sternen der Spektralklasse O (bis zu 50'000K) bis zu den Kühlsten der Spektralklasse M (rund 2'500K) handelt. Später wird entdeckt, dass die Spektraltypensequenz zugleich auch eine Farbsequenz bilden. So sind Sterne der Spektralklasse O bläulich und bei späteren Spektralklassen wechselt die Farbe über weisslich, gelblich bis zu rötlichen Farbe der Spektralklasse M. Kennt man also den B-V Index eines Sterns, kann er ohne Untersuchung des Spektrums in eine Spektralklasse eingeteilt werden.
    (view changes)
    10:48 am
  3. page Geschichte der Spektrographie edited ... 1798Friedrich Wilhelm Herschel untersucht mit einem Prisma einige Sternspektren und vergleicht…
    ...
    1798Friedrich Wilhelm Herschel untersucht mit einem Prisma einige Sternspektren und vergleicht sie mit Sirius. Er bemerkt einen Zusammenhang zwischen Sternspektrum und der von Auge beobachteten Farbe des Sterns.
    1814Joseph von Fraunhofer findet 576 dunkle Absorptionslinien im Sonnenspektrum, die später als Fraunhoferlinien bezeichnet werden, und dieselben in den Spektren von Mond und Venus. Er benennt die Wichtigsten willkürlich mit Buchstaben ohne zu wissen, dass sie von verschiedenen chemischen Elementen der Sonnenatmosphäre verursacht werden. Er kommt aufgrund der Ähnlichkeit der drei Spektren zum Schluss, dass Mond und Venus nur scheinen, weil sie das Sonnenlicht reflektieren. In Spektren anderer Sterne entdeckt er später unterschiedliche Linien, die teilweise mit Laborwerten übereinstimmen. Er entdeckt somit, dass die Zusammensetzung entfernter Sternatmosphären mit Hilfe ihres Spektrums erforscht werden kann. {Fraunhofer_Spektrum_gross.jpg} Fraunhofers Zeichung des Sonnenspektrums
    ...
    weitere Kataloge.
    1859Gustav Robert Kirchhoff beweist, dass die Absorptionslinien der Sternenspektren von gasförmigen Elementen herrühren, die sonst vor einem dunklem Hintergrund Emissionslinien hervorrufen. Er gilt als eigentlicher Gründer der Spektroskopie. {history_spektroskop.jpg} Historische Apparatur zur spektroskopischen Beobachtung von Flammenfärbungen
    1860erPietro Angelo Secchi und Sir William Huggins klassifizieren Sterne erstmals in fünf Spektralklassen. Als Kriterium verwenden sie die Särke der von Johann Jakob Balmer identifizierten Wasserstofflinien:
    ...
    gelbe Sterne mit zahlreichen Metalllinien und schwächeren Wasserstofflinien, z. B. die Sonne
    rote Sterne mit auffälligen Banden (Titanoxid) und Linien von einfach ionisierten Metallen, z. B. Beteigeuze
    ...
    ohne Wasserstoff-Linien, z. B. X Cancri
    Spektren mit Emissionslinien, z. B. P Cygni
    1872Henry Draper fotographiert zum ersten Mal ein Spektrum eines Sternes, nämlich dasjenige der Wega. Er gilt auch als Erfinder des Gitterspektrographen.
    ...
    werden können.
    1886Edward Charles Pickering teilt Secchis und Huggins Katalog (s. 1860er Jahre) in 16 alphabetisch buchstabierte Untergruppen, nämlich A-Q (ohne J). Er benennt ihn zu Ehren Drapers (s. 1872) Henry-Draper-Katalog. Pickering erkennt später bereits selbst, dass gewisse seiner Spektralklassen keine Unterschiede untereinander besitzen oder fehlerhaft sein müssen. Bald darauf werden einige Klassen gestrichen und andere zusammengefügt, z. B. E und H zur Klasse I.Das bedeutende Harvard-System, dass bis zum heutigen Spektralklassen-System weiterentwickelt wurde, war ins Leben gerufen worden.
    1897Antonia Maury erstellt eine neue Spektralklassifikationsmethode mit 22 Klassen. Sie zeigt, dass die Spektralklasse B im Henry-Draper-Katalog vor der Klasse A statt vor F stehen sollte. Da Maury bei ihrer Klassifikation auch die Breite der Spektrallinien berücksichtigt, führt dies später zur Entdeckung des Unterschiedes zwischen Zwerg- und Riesensternen und zum MK-System.
    ...
    dass die Spektralklasse O vor
    ...
    berühmten Merkspruch "Oh Be"O h B e A Fine Girl Kiss Me" F ine G irl K iss M e" einfach eingeprägt
    ...
    Klassifikationen für Kohlenstoff-Sterne handelt,Kohlenstoffsterne handelt, wurden erst
    ...
    1943 eingeführte MK-System.. {hrd005.jpg} Historische
    1918Schon 225'400 Sterne wurden bis dahin mit Cannon's System klassifiziert und im Henry-Draper-Katalog veröffentlicht. Die den Sternen dabei zugeteilten HD-Nummern werden auch heute noch verwendet.
    ...
    eingeteilt werden.
    1943William Wilson Morgan und Philip C. Keenan lösen das sich beim Henry-Draper-Katalog entwickelte, zunehmend unübersichtlichere System von angehängten Kleinbuchstaben als Bezeichnungen für die Leuchtkraft, ab. Dazu definierten sie sechs Leuchtkraftklassen, welche römisch nummeriert werden:
    ...
    - helle Riesen IIIRiesenIII - RiesenIV - Unterriesen VUnterriesenV - Hauptreihensterne
    Dabei werden die Präfixe a und b für heller bzw. schwächer als normal an die entsprechende römische Zahl angehängt. Gamma Cygni, ein etwas schwächerer Überriese der Spektralklasse F8, wird somit mit F8 Ib katalogisiert. Bei Überriesen werden die Präfixe immer angehängt, wobei das Präfix ab, dass sonst weggelassen wird, normal bedeutet. Heute heisst diese Einteilung gemäss ihren Gründern MK-System und wurde mit zwei weiteren Klassen, nämlich VI für Unterzwerge und VII für Weisse Zwerge, ergänzt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm sind alle Leuchtkraftklassen an spezifischen Orten zu finden.
    1948In der Henry-Draper-Erweiterung werden bereits über 359'000 Sterne katalogisiert.
    (view changes)
    10:46 am
  4. page Entstehung der Spektrallinien edited Absorptionsspektren der Sterne ... Temperatur abnehmen. Die Elektronen der Elementarstoffe…

    Absorptionsspektren der Sterne
    ...
    Temperatur abnehmen.
    Die Elektronen der Elementarstoffe absorbieren bestimmte Wellenlängen des vom Innern des Sterns kommenden Lichts. Dabei gelangen die Elektronen von einem tiefen Energiniveau des Atoms auf ein energetisch höheres. Da die Energiniveaus der Atome quantisiert sind, und somit immer exakt gleich viel Energie benötigt wird, um die Elektronen einen bestimmten Niveauübergang ausführen zu lassen, entsteht bei jedem Übergang an nur einer einzigen, charakteristischen Stelle des Spektrums eine Absorptionslinie; es werden jeweils nur Lichtquanten einer ganz bestimmten Wellenlänge absorbiert.
    {Sterne.jpg}
    (view changes)
    10:39 am
  5. page MK-System edited ... 0 - extrem helle Überriesen oder Hyperriesen I - Überriesen ... helle Riesen III - Rie…
    ...
    0 - extrem helle Überriesen oder Hyperriesen
    I - Überriesen
    ...
    helle Riesen
    III - Riesen
    ...
    - Unterriesen
    V - Hauptreihensterne (historisch bedingt manchmal auch als "Zwerge" bezeichnet)
    VI - Unterzwerge
    ...
    Nur in den schwersten Sternen wird durch ihre extrem hohe Kerntemperatur die Fusion von Kohlenstoff zu Eisen aktiviert. Bei der Kohlenstofffusion zieht sich der Kern noch mehr zusammen, die Sternenhülle hingegen dehnt sich aufgrund der gewaltigen Energie, die beim Kohlenstoffbrennen und der gravitativen Kontraktion des Kerns freigesetzt wird, weiter aus. Je nach Photosphären-Temperatur, die zwischen 3'500 und 35'000K betragen kann, besitzen Hyperriesen eine grosse bis riesige absolute Helligkeit. Da sie den verbleibenden Brennstoff sehr schnell verbrauchen, können sie nur wenige Millionen Jahren in diesem Stadium verbringen. Gehen die Brennstoffe zur Neige, kollabiert zunächst der Kern und seine Hülle wird in einer Supernovae-Eplosion ausgeschleudert. Übrig bleibt im Zentrum ein Schwarzen Loch, um das herum sich ein Gasnebel, der Supernova-Überrest, ausdehnt.
    VII - Weisse Zwerge
    ...
    werden können.
    Neutronensterne und Schwarze Löcher
    Bei Sternen mit mehr als 1.4 Sonnenmassen kann die Gravitationskraft sogar die quantenmechanischen Druckkräfte überwinden, so dass der Weisse Zwerg zu einem noch viel kleineren Neutronenstern kollabiert. Sein Durchmesser beträgt nur noch einige Kilometer! Nun stellt sich der Entartungsdruck der Protonen der Gravitation entgegen und verhindert ein weiteres Kollabieren. Bei den schwersten aller Sterne kann die Gravitationskraft sogar den Entartungsdruck der Protonen überwinden, und der Neutronenstern wird zu einem Schwarzen Loch. Neutronensterne und Schwarze Löcher lassen sich nicht mehr direkt durch Spektrographie beobachten, sondern meist nur indirekt durch ihre Wechselwirkung mit anderen Himmelskörpern nachweisen.
    (view changes)
    10:36 am

More