2006 kent heinemann physik der sonne. einleitung die sonne als großes rätsel die sonne als großes...
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2006 Kent Heinemann
Physik der SonnePhysik der Sonne
EinleitungEinleitung Die Sonne als Die Sonne als
großes Rätselgroßes Rätsel Woher kommt die Woher kommt die
Energie?Energie? Wie stellen wir uns Wie stellen wir uns
den Aufbau der den Aufbau der Sonne vor?Sonne vor?
Wie gelangt die Wie gelangt die Energie zu uns?Energie zu uns?
Ist die Energie Ist die Energie unausschöpflich?unausschöpflich?
InhaltInhalt
Geschichte der Geschichte der SonneSonne
Aufbau der SonneAufbau der Sonne EnergieumwandluEnergieumwandlu
ng ng EnergietransportEnergietransport Zukunft Zukunft
Geschichte der SonneGeschichte der Sonne
Alles begann mit Alles begann mit einem großen einem großen KnallKnall
Erste Elemente Erste Sterne Galaxien Sterben und
Wiedergeburt
Aufbau der SonneAufbau der Sonne Die Sonne ist ein Gaskörper Die Sonne ist ein Gaskörper
im ionisierten Zustand im ionisierten Zustand (Plasma)(Plasma)
Differenzielle Rotation sorgt Differenzielle Rotation sorgt für ein ausgeprägten für ein ausgeprägten MagnetismusMagnetismus
Im Kern laufen die Im Kern laufen die Fusionsprozesse Fusionsprozesse
KräftegleichgewichtKräftegleichgewicht Energietransport Energietransport
überwiegend durch überwiegend durch StrahlungStrahlung
90 % der Masse sind in der 90 % der Masse sind in der inneren Hälfte, 2% in der inneren Hälfte, 2% in der KonvektionszoneKonvektionszone 1 Zentrum mit Kernfusion, 2 Strahlungszone,
3 Konvektionszone, 4 Photosphäre, 5 Sonnenfleck, 6 Chromosphäre, 7 Protuberanz, 8 Korona.
KernKern
28000 km mächtig28000 km mächtig 15 Millionen K heiß15 Millionen K heiß Hier laufen die Hier laufen die
Fusionsprozesse abFusionsprozesse ab Ein Proton wartet Ein Proton wartet
14 Millionen Jahre 14 Millionen Jahre auf eine Kollisionauf eine Kollision
PP-KettePP-Kette CNO – ProzessCNO – Prozess
EnergieH4
HeCHN
eNO
OHN
NHC
eCN
NHC
412115
1515
15114
14113
1313
13112
Sonne – Nukleare FusionSonne – Nukleare Fusion1.PP-Zyklus1.PP-Zyklus
+
MeVeHeH
MeVHHeHeeHHeHH
e
e
3,26224
3,262222222641
1432321
MeVHHeBeHeHe
MeVHeHH
MeVeHHH e
86,122
44,5
44,1
14633
312
211
22
(Massendefekt je Fusionsreaktion)(Massendefekt je Fusionsreaktion)Für den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der AnzahlFür den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der Anzahlder Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.der Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.
a
m
m
ma
kgm
Sonne
Sonne
Sonne
Sonne
14
27
108,6
1035,1
StrahlungszoneStrahlungszone
Erstreckt sich bis Erstreckt sich bis zu ¾ des Radiuszu ¾ des Radius
Ein Ein γγ-Quant braucht -Quant braucht 26000 Jahre bis 26000 Jahre bis zum Kernrandzum Kernrand
Bis zum Rand der Bis zum Rand der Sonne 10 Millionen Sonne 10 Millionen JahreJahre
Von der Sonne zur Von der Sonne zur Erde in 8 MinutenErde in 8 Minuten
3216
)(3
acTr
rL
dr
dT
KonvektionszoneKonvektionszone
Ist verantwortlich Ist verantwortlich für die Granulation für die Granulation
Macht nur 20% Macht nur 20% des des Energietransports Energietransports ausaus
Abstand zum Abstand zum Zentrum 680 km Zentrum 680 km
dr
dP
P
T
dr
dT)
11(
PhotosphärePhotosphäre
Ist die eigentliche Ist die eigentliche SonnenoberflächeSonnenoberfläche
Ist die dünste Ist die dünste Schicht mit 400 Schicht mit 400 kmkm
T=9000 K T=9000 K
Sonnenflecken/Sonnenflecken/MagnetfeldMagnetfeld
Vorerst verlaufen die Vorerst verlaufen die Magnetfeldlinien geordnetMagnetfeldlinien geordnet
In Äquatornähe werden sie durch In Äquatornähe werden sie durch die differenzielle Rotation gedehntdie differenzielle Rotation gedehnt
Durch Konvektionsströhmungen Durch Konvektionsströhmungen an der Oberfläche werden die an der Oberfläche werden die Feldlinien ineinander verdreht und Feldlinien ineinander verdreht und
verflochten,verflochten, wodurch sie instabil wodurch sie instabil werden werden
Bündel von Feldlinien brechen Bündel von Feldlinien brechen durch die Oberfläche als durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von magnetische Flussröhren von 500km Ausdehnung 500km Ausdehnung
Es entstehen SonnenfleckenEs entstehen Sonnenflecken Bis es schließlich zusammenbricht Bis es schließlich zusammenbricht
und sich mit umgekehrter Polarität und sich mit umgekehrter Polarität neu ordnetneu ordnet
ChromosphäreChromosphäre
Ist die Schicht Ist die Schicht oberhalb der oberhalb der PhotosphärePhotosphäre
T=5000 K T=5000 K Ab hier steigt die Ab hier steigt die
Temperatur wieder Temperatur wieder an an
KoronaKorona Äußerste und dünste Äußerste und dünste
Schicht Schicht Während des Während des
Fleckenmaximums können Fleckenmaximums können die Magnetfeldlinien bis in die Magnetfeldlinien bis in die Korona reichen und in die Korona reichen und in Form von elektrischen Form von elektrischen Entladungen Energie frei Entladungen Energie frei setzten, dass das Plasma setzten, dass das Plasma auf 20 Millionen K erhitzt auf 20 Millionen K erhitzt werden kannwerden kann
EnergietransportEnergietransport
Durch Strahlung: Durch Durch Strahlung: Durch Konvektion:Konvektion:
32
2
3
2
3
4
16
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1
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ZukunftZukunft Nach abbrennen des Nach abbrennen des
Wasserstoffs bläht Wasserstoffs bläht sich die Sonne auf sich die Sonne auf zum Roten Riesenzum Roten Riesen
Heliumbrennen Heliumbrennen zündetzündet
Nach dem Nach dem Heliumbrennen kol-Heliumbrennen kol-labiert die Sonnelabiert die Sonne
Und wird zum Und wird zum weißen Zwergweißen Zwerg
EndeEnde