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Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung

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Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung. Sternenbrennen am Beispiel der Sonne. Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag. Inhaltsverzeichnis. Sternentstehungsorte Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern Hertzsprung – Russel Diagramm Lebenslauf der Sonne

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hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung

Sternenbrennen am Beispiel der Sonne

Von Thomas Striebel

Betreuer: R. Plag

inhaltsverzeichnis
Inhaltsverzeichnis
  • Sternentstehungsorte
  • Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern
  • Hertzsprung – Russel Diagramm
  • Lebenslauf der Sonne

Protostern -> Hauptreihenstern

Einfaches Sonnenmodell

Aufbau der Sonne + heutige Daten

Energieerzeugung

Entwicklung zum „Weißen Zwerg“

  • Probleme beim Sonnenmodell
molek lwolken
Molekülwolken

Neue Sternentstehungsorte Molekülwolken, nicht Wolken aus elementarem Wasserstoff!  dichter und kälter

Größe: bis zu 100 Parsec lang und 45 Parsec dick

Dichte: ca. 300 H2-Moleküle/cm³ (Klumpenbildung 10 x höher)

- ca. 1% mikroskopischer Sternenstaub

- interstellare Materiedichte ca. 1 Wasserstoffatom/cm³

Masse: 100.000 bis mehrere Millionen Sonnenmassen

Alter: weniger als 50 Millionen Jahre

 Beobachtung: unregelmäßige Form, kein dichter Kern

slide4
Kohlenmonoxid: Hantelform

Drehung von anderen Molekülen

(H2-Moleküle)

Kennzeichnet Gebiete von dichten,

kühlen Gaswolken!

Annahme: CO zeichnet Stern-

entstehungsgebiete aus!

kollaps interstellarer wolken
Kollaps interstellarer Wolken

Kurze Einführung

Typische Werte:

T: 10-100K

R: 2 pc

Probleme: Drehimpuls  solare Ringe!

Selten: Einzelsternsysteme (typisch Doppelsternsysteme)

hertzsprung russel diagramm
Hertzsprung Russel Diagramm

Grundlagen

Leuchtkraft

Effektivtemperatur

  • Aber! Sonne kein Schwarzer Strahler

1.) Mitte-Rand-Verdunkelung

2.) Fraunhoferlinien

slide7
Scheinbare Helligkeit (Magnitudo; Größenklasse) [mag]

Absolute Helligkeit M [mag]

Spektralklassen (Harvard Typen)

- S feinere Unterteilung durch

O – B – A – F – G – K – M Zahlen von 1-9

- R - N ungefähr einer Temperatur zuordenbar!

Blau Gelb Rot Zuordnung aufgrund Spektren bestimmter Standartsterne

slide9
Sonstiges
  • Hayashi-Linie
  • Stern zum ersten Mal von außen sichtbar (Protostern)!
  • Freie Fall gestoppt, Entwicklung läuft viel langsamer ab
  • rechts, „verbotener Bereich“ (instabile Sterne)
grundgleichungen eines einfachen sonnenmodells
Grundgleichungen eines einfachen Sonnenmodells

Annahmen zur Vereinfachung

  • nicht rotierende Sterne
  • kein Magnetfeld vorhanden
  • keinen Begleiter (Doppelstern)

 keine Zentrifugalkräfte, Gezeitenkräfte oder magnetische Kräfte

 Kugelsymmetrie

  • Sterneninnere gasförmig

 fast immer „Ideale Gasgleichung“ anwendbar

Beobachtung der Oberfläche

 Zustandsgrößen: Dichte, Masse, Druck, Leuchtkraft, Temperatur

slide13

 Dichtedefinition + Ideale Gasgleichung

Massenintegration

Kräftegleichgewicht

Leuchtkraft

temperaturverlauf in der sonne
Temperaturverlauf in der Sonne

Innerhalb ca. 0.86 RSonne : Plasma vollständig ionisiert Comptoneffekt + Bremsstrahlung von Elektronen

Außerhalb: Atome (Strahlung wird absorbiert)

Transport durch Konvektion ( Druck- und Temperaturgrad.)

2 Gleichungen notwendig!!

Strahlungstransport

4.DGL:

INNEN

slide15
Konvektionsbereich :Adiabatengleichung

Außen

Problem: 4 gekoppelte Differentialgleichungen  numerisch

Randbedingungen:

  • r = 0 : M= 0 und L= 0
  • r = R: P = 0 und T = 0 ; L beobachtbar (Solarkonstante)
daten der heutigen sonne
Daten der heutigen Sonne

Sternentyp G 1 (gelber Zwerg)

Zusammensetzung H : He : schwere Elemente 70 : 26 : 4

Alter:

Durchmesser: 1.400.000 km (Erde 13.000 km)

Masse:

Dichte :

Abstand Sonne-Erde:

Eigenrotation: Äquator 26 Tage

Pole 36 Tage

Masseverlust durch Kernfusion:

4,3 Mio. Tonnen pro Sekunde!

Jahre

berechnung f r unsere sonne
Berechnung für unsere Sonne

Chemische Zusammensetzung + Masse

  • Energieerzeugungsrate, Dichte, Absorptionskoeffizient

Dichteverteilung

Masseverteilung

slide18

Energieerzeugungsrate

Leuchtkraft

Temperaturverlauf

woher kommt die energie der sonne
Woher kommt die Energie der Sonne ??

Solarkonstante = 1,37 kW/m² (mit Erdatmosphäre 1,9 kW/m²)

 Leuchtkraft = 3,8*10^26 W ( konstant für Entwicklung des Lebens

0,1 bis 0,2% übliche Änderung, 1% gefährlich)

Chemische Reaktion ?  einige 100.000 a

Wärmeinhalt+Potentielle Energie?  Sonne schrumpft nicht, ca.10 Mio. a

Kernprozesse!

Kernspaltung ?  nein! zu wenig überschwere Kerne vorhanden!

Kernfussion!!!

Verschmelzung

leichter Atomkerne

zu Schweren!

tunneln und maxwellverteilung
Tunneln und Maxwellverteilung

bei T=15 Mio.K

Coulombbarriere ca. 1000 keV !!

Maxwellverteilung:

  • Protonen mit genügend Energie

selten ( ca. 10^3 von 10^57)

Tunnelwahrscheinlichkeit

hohe Protonendichte 10^26/cm³

 Tunneln möglich

pp hauptprozess
pp-Hauptprozess

10^9 Jahre

1 Sekunde

10^6 Jahre

pp prozesse
pp -Prozesse

pp I

pp II

pp III

cno mit nebenzyklen
CNO mit Nebenzyklen

1000x seltener!!

fusionsprozesse in abh ngigkeit der temperatur
Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur

Tripel Alpha erst ab ca.100 Mio. Grad!!

 Am Ende des Lebens unserer Sonne!

heliumbrennen
Heliumbrennen

Hohe Coulombabstoßung  hohe Temperaturen nötig!

Vereinigung von 2 He Kerne ist endotherm!

Erst Übergang zum Grundzustand des C Kerns bringt Energiegewinn!

energiegewinn
Energiegewinn

pp I : 26,21 MeV

pp II : 25,67 MeV ca. 93%

pp III : 19,28 MeV

CNO Zyklus: 26,73 MeV max. 7%

Triple Alpha: pro Heliumkern 2,4 MeV erst später!!

entwicklung zum wei en zwerg
Entwicklung zum „Weißen Zwerg“

-12,7 Mrd. Jahre Heliumflashs

-Kern expandiert (zu viel Energie)

-Wasserstoffschalenbrennen

-Radius vergrößert um Faktor 10

20% Masse abgestoßen

-Heliumschalenbrennen L x1000

-Kohlenstoff-Sauerstoffkern  Ende

-Thermische Pulse (Leuchtkraft variiert)

-Ende der Phase 50% der urspr. Masse

-Wasserstoffbrennzone an der Oberfläche

Leuchtkraft x5000

ca. 13.000 Jahre

-Entwicklung zum „Weißen Zwerg“

magnetfeldproblem
Magnetfeldproblem

Einfache Sonnenmodelle kommt ohne Magnetfelder aus!

!!Aber!!

  • Weiße Zwerge haben Magnetfelder von bis zu 10^9 Gauß

magnetischer Fluß des primordialen Felds konstant

  • Stellaren Aktivitäten benötigen dynamogeneriertes Feld!

Bessere Beschreibung der Sonne  Magnetfeld nötig!!

  • Sternenflecken
  • Hohe Temperatur der Chromosphäre (1.000.000 Grad K)

nicht nur durch mechanische Druckwellen möglich!

literaturverzeichnis
Literaturverzeichnis

Der neue Kosmos – Unsöld, Baschek

Aktive Sterne – Strassmeier

Physik der Sterne und der Sonne – Scheffler, Elsässer

Die Entstehung der Sonne – Spektrum der Wissenschaft

Ältere Hauptseminarvorträge – Dietmar Kohler, Ines Klugius,

2x unbekannt

Internet – Google zur Bildersuche!

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