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Zwischenpr sentation zur Seminararbeit Die Sonne

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Zwischenpr sentation zur Seminararbeit Die Sonne

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Presentation Transcript

    1. Zwischenpräsentation zur Seminararbeit –“Die Sonne“ Von Markus Brand am 29.6.2010

    2. Inhaltsverzeichnis/ Gliederung Überblick/Allgemeines Aufbau und Physikalische Eigenschaften der Sonne Der Kern Strahlungszone Konvektionszone Photossphäre Granulation und Sonnenflecken Chromosphäre Flares Protuberanzen Spikulen Korona „Warum leuchtet die Sonne?“ Kernfusion als Dynamo des Sonne Entwicklung der Sonne Protostern Hauptreihenstern Roter Riese Helium-/Blitz- und Brennphase Heliumschalen-Brennen Weißer Zwerg und planetarischer Nebel

    3. 1.Überblick/Allgemeines zentraler Himmelskörper unseres Planetensystems und Massenanteil von 99,9% am gesamten Sonnensystem leuchtet seit 4,6 Mrd. Jahren mit einer Strahlungsleistung von ca. 3,8x1026 Watt gelbe Farbe der Sonne erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5700°C ihre Masse setzt sich zusammen aus 73,5% Wasserstoff, 25% Helium und 1,5% schwere Elemente Durchmesser ca. 100 mal der der Erde (=1.400.000km)

    5. Distanz Erde-Sonne= ca. 150 Mio. km ? eine sog. „astronomische Einheit“ Temperatur an der Oberfläche ca.6000K Temperatur im Zentrum ca. 14 Mio. K Die Oberfläche der Sonne rotiert ? am Äquator 25 d ? am Pol 33 d Masse m=2000 Quadrillionen Tonnen (entspricht einer 2 mit 27 Nullen)

    6. 2.Aufbau und Physikalische Eigenschaften der Sonne

    7. 2.Aufbau und Physikalische Eigenschaften der Sonne Der Kern: nur 1,6% des gesamten Sonnenvolumens 15,6 Mio. Kelvin ? Materie liegt als Plasma vor unglaublich hoher Druck im Sonnenkern ? dadurch enorm hohe Gravitationskraft ? durch diesen enormen Druck und der hohen Temperatur ist Kernfusion möglich ? dabei wird Energie in Form von Wärme abgegeben pro Sekunde fusionieren 700 Mio. Tonnen Wasserstoff zu 695 Mio. Tonnen Helium (dabei gehen ca. 5 Mio. Tonnen Sonnenmasse verloren)

    8. 2.Aufbau und Physikalische Eigenschaften der Sonne Strahlungszone: 70% des Sonnenradius Ausgestrahltes Licht (Photonen) braucht ca. 10.000 bis 170.000 Jahre, um die Sonne zu verlassen (Grund: Teilchenkollisionen)

    9. 2.Bau und Physikalische Eigenschaften der Sonne Konvektionszone: Ca. 20% des Sonnenradius Temperatur an Grenze zu Strahlungszone ca. 2 Mio. Grad Energieabgabe nicht mehr durch Strahlung sondern durch Konvektion (Strömung des Plasmas) ? Beobachtung: Granulation und Sonnenflecken

    10. Beobachtung der Granulation und Sonnenflecken

    11. 2. Bau und physikalische Eigenschaften der Sonne Photosphäre: „Oberfläche der Sonne“ Temperatur: 5800 K Strahlt die gesamte Energie, die vom Inneren der Sonne aufsteigt, in Form von Strahlung aus

    12. 2. Bau und physikalische Eigenschaften der Sonne Chromosphäre: Temperaturzunahme (im Vergleich zur eher „kalten“ Photosphäre): 10.000 K Nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar! Gasdichte nimmt ab: 10-15 g/cm3 Beobachtungen: ? Flares, Spikulen, Protuberanzen

    13. Die Chromosphäre (während Sonnenfinsternis)

    14. 2. Bau und physikalische Eigenschaften der Sonne Korona: Wird die Sonnenscheibe verdeckt, so erkennt man einen hellen Strahlenkranz ? Korona Äußere „Atmosphäre“ der Sonne Sehr hohe Temperatur: 1-2 Mio. K Je nach Sonnenaktivität stark bzw. weniger stark ausgeprägt

    15. Die Korona (Sonnenscheibe künstlich abgedeckt)

    16. 3.“Warum leuchtet die Sonne?“ Die Kernfusion: Voraussetzung: Durch die hohe Temperatur liegt ein Plasma vor ? Protonen bewegen sich sehr schnell; überwinden Abstoßungskräfte ? Kernfusion kann stattfinden Fusion von zwei Deuteriumkernen zu Heliumkernen ? Freisetzung sehr hoher Energie ? enorme Temperaturen werden erreicht (100 Mio. K im Kern)

    17. Die Proton-Proton-Reaktion

    18. 4. Lebenszyklus der Sonne

    19. 4.Lebenszyklus der Sonne 1. Phase des Protosterns: Interstellare Gaswolke ? Kollaps der Wolke durch Kontraktion (ausgelöst durch ihre eigene Gravitation) ? Materie im inneren immer dichter ? Druck und Temperatur steigen an Erste Strahlungsabgabe

    20. Interstellare Wolke (mit Protostern)

    21. 4. Lebenszyklus der Sonne 2. Phase des Hauptreihensterns: Temperatur und Druck im Zentrum steigen weiter an ? Kernfusionsprozesse Keine weitere Kontraktion/ bzw. sehr langsame Kontraktion Nach 9,4 Mrd. Jahren verlagern sich die Kernfusionsprozesse schalenförmig um das Zentrum (? immer weiter nach außen) Nach 11 –11.7 Mrd. Jahren beginnt der Übergang zum „rotem Riesen“ (die Kernzone beginnt sich aufzublähen ? Sonne erscheint rötlicher)

    22. Hertzsprung-Russel-Diagramm wurde 1910 von den Astronomen E. Hertzsprung (Dänemark) und H. N. Russel (USA) aufgestellt ? Sonne ist ein Hauptreihenstern

    23. 4. Lebenszyklus der Sonne 3. Phase des roten Riesen: Nach 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren dramatischer Anstieg von Leuchtkraft und Radius ? Sonne scheint noch rötlicher sämtliche Planeten in der Nähe der Sonne werden vernichtet (v.a. „inneren Planeten“) Hoher Massenverlust der Sonne (28% Massenverlust durch Sonnenwinde) 1,3·10-7 MSonne strömt pro Jahr als „interstellares Gas“ in den Weltraum Jedoch: Anstieg der Bahnradien der restlichen Planeten aufgrund geringerer Masse der Sonne Nachdem keine Energie vom Kern mehr abgestrahlt wird, überwiegt die Gravitationskraft ? erneute Kontraktion

    24. Zum Vergleich: Roter Riese und Hauptreihenstern

    25. 4. Lebenszyklus der Sonne 4. Helium-Blitz und –Brennphase: Durch die ernorme Kontraktion steigt die Temperatur und Dichte immens an ? dadurch setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein Aufgrund der hohen Instabilität der Sonne, setzt die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion ein ? sog. „Helium-Blitz“ (1010LSonne für kurze Zeit) Nach dem Helium-Blitz setzt für ca. 110 Mio. Jahre stabiler Zustand ein: ? mit konstanter Leuchtkraft 44LSonne ? und konstantem Radius 1ORSonne

    26. 4. Lebenszyklus der Sonne 5.Phase des Helium-Schalen Brennens: Dauer: ca. 20 Mio. Jahre 2 ineinander verschachtelte, schalenförmige Fusionszone (Wasserstofffusion und Heliumfusion) ? aufgrund der Heliumfusion sammelt sich Kohlenstoff im Zentrum ? gravitative Kontraktion ? erneut gewaltiger Leuchtkraft- und Radiuszunahme Sehr kompliziertes Zusammenspiel der versch. Schalen: Aufgrund der Instabilität kann es zu mehreren weiteren Helium-Blitzen kommen Außerdem variiert dabei die Leuchtkraft und auch der Durchmesser der Sonne ständig Weitere Massenverluste

    27. 4. Lebenszyklus der Sonne 6. Planetarischer Nebel und weißer Zwerg: Durch die enormen Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle (auch: die zwei schalenförmigen Fusionszonen) ? übrig bleibt ein Kern der aus Kohlenstoff und Sauerstoff (sehr hohe Dichte!!!) Aufgrund der Strahlung wird der planetarische Nebel (Gas) um den Kern zum leuchten angeregt Später: Gas verflüchtigt sich und der Kern kühlt rasch ab ? zurück bleibt ein sog. „weißer Zwerg“

    28. Planetarischer Nebel mit weißem Zwerg

    29. Bildquellen: Bild „Die Sonne“: http://knopper.ch/kncoli/K_co_limited/de/images/sonne.gif Bild „Aufbau der Sonne“: http://www.kis.uni-freiburg.de/typo3temp/pics/0b1eadfb7b.png Bild „Lebenszyklus der Sonne“: http://de.wikipedia.org/w/index.php?title=Datei:Sun_Life_DE.png&filetimestamp=20081024100914 Bild „interstellare Nebelwolke“: http://www.plani.ch/presse/Orionnebel.jpg Bild „Hertzsprung-Russel-Diagramm“: http://www.mgf-kulmbach.de/material/gk/sterne/hertz.jpg Bild „roter Riese“: http://www.astronomie-tagebuch.de/bilder/roterriese.jpg Bild „planetarischer Nebel“: http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1998/39/images/a/formats/full_jpg.jpg Bild „Granulation und Sonnenflecken“: http://www.mpg.de/bilderBerichteDokumente/multimedial/bilderWissenschaft/2006/09/Spruit0601/Web_Zoom.jpeg Bild „Chromosphäre“: http://www.kis.uni-freiburg.de/typo3temp/pics/8545b77b57.jpg Bild „Korona“: http://www.kis.uni-freiburg.de/typo3temp/pics/93101197aa.jpg Bild „Proton-Proton-Reaktion: file:///C:/Users/Markus/Desktop/Astrophysik/Die%20Sonne/Kernfusion.htm

    30. Textquellen „Weißt du wie Sterne stehen?“; Harald Lesch, Jörn Müller; C.Bertelsmann-Verlag „Sterne und Weltraum: Unsere Sonne –Motor des Weltraumwetters“ http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne#Entwicklung_der_Sonne http://www.kis.uni-freiburg.de/index.php?id=514 file:///C:/Users/Markus/Desktop/Astrophysik/Die%20Sonne/Kernfusion.htm

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