1.1 Fortsetzung Energie und Materie
Atomspektren, Photoeffekt, Kathodenstrahlen
     

Schon Kirchhoff und Bunsen untersuchten vor ca. 150 Jahren die spektralen Eigenschaften verschiedener Stoffe. Dabei fielen ihnen unter anderem die schwarzen Linien auf, die in den Spektren der getesteten Substanzen bestimmte Farben ausblendeten. Seitdem nennt man diese Spektren Linienspektren.

Anbei computergenerierte Emissionsspektren im sichtbaren Bereich einiger Elemente:

 


Abb. 1.12
Atomspektren

Wasserstoff
Kohlenstoff
Sauerstoff
Neon
Eisen

 


Man sieht, daß jedes Element (Atomsorte) seine eigenen typischen Emissionslinien (Wellenlängen) hat. Diese entsprechen bestimmten Energieniveaus gemäß der Gleichung:

E = hn ( h=Plancksches Wirkungsquantum = 6,626 x 10-34 Js .

Die Atome können offensichtlich die Energie nur in bestimmten Portionen (= Quanten) abgeben (und aufnehmen). Max Planck, hat diesen Zusammenhang bei seiner Erforschung der Schwarzkörperstrahlung um 1900 entdeckt. (Nobelpreis 1918) Er ist deshalb der Begründer der Quantentheorie.

Planck machte diese Annahmen, um das Spektrum eines heißen, strahlenden Körpers zu erklären. Ein Körper beginnt ab einer Temperatur von ungefähr 800 °C sichtbares Licht auszusenden. Das Licht ist zunächst rot, verändert aber seine Farbe mit zunehmender Temperatur bis hin zur Weißglut. Diese Veränderung kommt daher, daß immer mehr Spektralfarben dazukommen bis schließlich das gesamte Spektrum ausgestrahlt wird.

 


 

 

 


Berechnungsbeispiel


Berechnung der Energie von Photonen

Das sichtbare Licht hat einen Spektralbereich von ca. 400 -750 nm. Welche Energien besitzen Photonen ( = Lichtquanten) der Wellenlängen 400 und 750 nm ?

Lösung

E = hn , da n= c/l ---> E = h x c/l; c= 3 x 108 m/s ; h =6,626 x 10-34 Js

E = 6.626 x 10-34Js x 3 x 108m/s / 4 x 10-7m =4,969 x 10-19 J;
bezogen auf 1 Mol Quanten (= 1 Einstein) sind das 298 KJ
400 nm

E = 6.626 x 10-34Js x 3 x 108m/s / 7,5 x 10-7m =2,65 x 10-19 J;
bezogen auf 1 Mol Quanten (= 1 Einstein) sind das 159 KJ
750 nm


Die maximale Energie, die von einem Objekt abgestrahlt werden kann nennt man Schwarzkörperstrahlung. Ein sogenannter "schwarzer Körper" ist ein theoretisches Gebilde (Kirchhoff), das gleichzeitig eine perfekter Absorber und Emitter von Strahlung darstellt (d.h. Emissivität = 1.0) .In der Natur gibt es solche schwarzen Strahler nur näherungsweise. In der Astronomie und IR-Spektroskopie spielen sie eine große Rolle. Man bezeichnet eine Gaswolke oder einen Stern im Weltraum bzw. ein Wärmestrahlung abgebendes Objekt als schwarzen Strahler, wenn sein Emissionsgrad nahezu 1.0 ist (normalerweise ist e = 0.99 oder besser) und als einen "grauen Strahler", wenn er weniger abstrahlt. Das Kirchhoffsche Gesetz stellt den Zusammenhang zwischen einem schwarzen Strahler und einem realen Strahler her.
Es wird die Strahlleistung eines beliebigen Strahlers mit der eines schwarzen Strahlers, gleicher Fläche, im gleichen Raumwinkel und für den gleichen Wellenlängenbereich verglichen. Der Emissionsgrad (=Emissivität) ist das Verhältnis vom realen zum schwarzen Strahler.

Max Planck hat für die Strahlung eines schwarzen Körpers eine Berechnungsgrundlage erarbeitet, die heute als wichtige Grundlage der Quantentheorie gilt:

die Plancksche Strahlungsgleichung. (siehe Abb. 1.13)

Grundlage dazu waren die Ergebnisse Boltzmanns und Stefans, zusammengefaßt im Stefan/Boltzmannschen Gesetz (Abb. 1.14)
Man stellt fest, daß sich das Strahlungsmaximum bei höheren Temperaturen zu niedrigeren Wellenlängen verschiebt. (Wiensches Verschiebungsgesetz)

 

 


 

 

 

 

 

 

 

 

Abb. 1.13
Plancksche Strahlungsformel

 

 

Abb. 1.14
Stefan-Boltzmannsches Gesetz
E=sT4.

(Klicken Sie auf das Bild unten, um die Schwarzkörperstrahlung bei 5000K zu sehen
(Doppelklick für zurück).

Anklicken für 5000K


Die gesamte Energie, die von einem schwarzen Strahler emittiert wird hängt nur von der Temperatur ab. Ein Festkörper emittiert Strahlung, wenn seine Temperatur über dem des absoluten Nullpunktes liegt. D.h. unser Körper gibt momentan Strahlung ab (siehe Abb.1.15). Die Menge Strahlung ist nicht bei allen Wellenlängen gleich.

 


Abb. 1.15
Wärmestrahlung

Z.B. die Photosphäre der Sonne strahlt hauptsächlich im sichtbaren Spektrum ab, weshalb wir die Sonne mit gelber Farbe sehen. Das emittierte Spektrum ist charakteristisch für die Temperatur des Objekts.
Diese Erkenntnisse sind Grundlagen der Thermographie oder Satellitenspektroskopie und ohne die von Planck gefundenen Gesetzmäßigkeiten undenkbar (siehe links).



Der Photoeffekt (Lichtelektrischer Effekt)

Bei Bestrahlung einer Metalloberfläche mit Licht der Wellenlänge l, werden aus dem Metall Elektronen der Energie E=h n -W ausgelöst. Sie bewirken einen elektrischen Stromfluß. W = eine Metallkonstante.
(Erklärung durch Einstein und experimentelle Bestätigung durch Millikan (Nobelpreis 1923))

 


Abb. 1.16
Photoeffekt

modernes
Solarmodul
 


Bei Solarzellen (siehe oben rechts) oder Beleuchtungssensoren der Photoapparate wird dieser Effekt ausgenutzt. Bei Solarzellen werden statt Metallen verschiedene Schichten von Halbleitern wie Silizium benutzt. Hier findet ein sogenannter innerer Photoeffekt statt.

In der Tabelle Abb 1.17 sieht man den Faktor W und die Wellenlängen einiger Metalle.

Aus der runden Zinkplatte beim Versuch oben links treten Elektronen aus, wenn sie mit dem Licht der Quecksilberdampflampe bestrahlt wird, diese wandern dann zur positiv geladenen Spirale. Die Austrittsarbeit, Wa, wird vom auftreffenden Licht verrichtet. Beträgt der Abstand z.B. 10 cm, mißt man einen Strom I von 58 mA.

Die Stromstärke ist der Beleuchtungsstärke direkt proportional.

 

 

Abb. 1.17
Daten zum Photoeffekt
Metall
W in eV
l in nm
Li
2,46
504
Na
2,28
543
K
2,25
551
Rb
2,13
582
Cs
1,94
639
Cu
4,48
277
Pt
5,36
231
Zn
4,34
248
Kathodenstrahlen


Seit ca. 1830 experimentierten Physiker in Europa wie Faraday, Hertz oder Thomson mit Glasgefäßen, die Elektroden enthielten. Mit einer solchen Anordnung konnte man, wenn man eine Spannung anlegte eine leuchtende Strahlung erkennen. Diese wurde später Kathodenstrahlen genannt.
J.J. Thompson (1856-1940) erkannte zuerst, daß die Kathodenstrahlen durch magnetische und elektrische Felder abgelenkt werden konnten. Daraus schloß er, daß die Strahlung aus geladenen Teilchen bestand und nannte diese Partikel Elektronen.

Weiterhin gelang es ihm das Verhältnis Masse/Ladung der Elektronen zu bestimmen. Für seine Entdeckungen bekam er 1906 den Nobelpreis.

Die Elektroden in den Glasröhren bestanden aus gut leitfähigen Metallen wie Cu, Al oder Pt. Je nach Stärke des Vakuums innen kann man eine blaue, rötliche oder schwarze bis grünliche Färbung der Strahlung erkennen. Beginnt der Gasdruck zu sinken, werden die Luftmoleküle ionisiert und verlieren Elektronen, die zur Anode gehen und unterwegs weitere Moleküle ionisieren. Die zurückbleibenden positiven Kationen gehen zur Kathode. Auf diese Weise entsteht ein Stromfluß. Die grüne Farbe entsteht dadurch, daß Elektronen über die Anode hinausschießen und auf das Glas treffen.

Die Kathodenstrahlröhre wurde durch K.F. Braun zur Braunschen Röhre (Fernsehbildröhre, Computermonitor) weiterentwickelt, und als Verstärkerröhren für fast alle elektronischen Geräte bis in die 70er Jahre verwendet.


Werden die Kathodenstrahlen plötzlich abgebremst, entstehen Röntgenstrahlen. 1895 entdeckte Wilhelm Röntgen beim Experimentieren mit Kathodenstrahlröhren diese nach ihm benannte Röntgen-Strahlung. Heute werden dazu Spannungen von
30 000- 150 000 V angelegt.

 

 


Abb. 1.18
J.J. Thompson

Abb. 1.19
Kathodenstrahlröhre

 

 

 

Abb. 1.20
K.F. Braun 1987


Abb. 1.21
Fernsehröhre

 

Abb. 1.22
Wilhelm Röntgen (1895)

 


Abb. 1.23
Entwicklung der Kathodenstrahlröhren

Ohne diese Entwicklungen gäbe es heute keine Röntgendiagnostik, keine Fernsehgeräte, Radios, Verstärker, Oszilloskope usw. aber auch nicht den legendären Gitarrensound von Jimmy Hendrix, Deep Purple, Led Zeppelin usw.


Die Rockgruppen der 60er und 70er spielten alle Röhrenverstärker der Marke Marshall. Durch Übersteuerung der Röhrenverstärker kam der typische Gitarrensound zustande, der eine komplette Generation beinflußt hat.

Deep Purple 1971 anklicken


Links Deep Purple 1971 mit den typischen Marshall-Stacks, Plicht für jeden Gitarristen damals.

Hier kann man Elekronen hören:

 


Abb. 1.24
Deep Purple mit Röhrenverstärkern


Gehen Sie auf das Bild links um die Innenansicht eines Marschall-Verstärkers mit den typischen Röhren zu sehen.

 


Weiterführende Quellen:

Photoeffekt: http://lectureonline.cl.msu.edu/~mmp/kap28/PhotoEffect/photo.htm und
http://members.tripod.de/nhable/p_quanten/quanten.htm und http://www.fh-bochum.de/fb3/eglab/solar/solarenergie/photoeffekt.html und http://www.uni-duisburg.de/FB10/DDPH/mitarb/litschke/Tutorium/Photoeffekt.html

Elektromagnetische Strahlung: http://www.ccinfo.de/technik/strahlen/strahlung.htm und
http://www.tp2.ruhr-uni-bochum.de/~goeke/Vorlesung_SS2001/html/06-Beobachtungen-im-Universum.htm und http://www.geocities.com/CapeCanaveral/Lab/1166/infrarot.htm

Schwarze Strahler: http://www.imsa.edu/edu/geophysics/atmosphere/energy/Blackbody1.html und
http://www.x20.org/library/thermal/blackbody.htm

Spektren: http://home.achilles.net/~jtalbot/data/elements/

Atomarchiv: http://www.atomicarchive.com/main.shtml

Interaktive Physik: http://www.lightlink.com/sergey/java/index.html

Flammenfärbungen: http://library.thinkquest.org/3310/lographics/experiments/flmwatch.html

Infrarotspektroskopie: http://www.wag.caltech.edu/home/jang/genchem/infrared.htm