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

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Presentation Transcript


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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

  • 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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

Sonstiges

  • Hayashi-Linie

  • Stern zum ersten Mal von außen sichtbar (Protostern)!

  • Freie Fall gestoppt, Entwicklung läuft viel langsamer ab

  • rechts, „verbotener Bereich“ (instabile Sterne)


Protosterne

Protosterne


Entwicklung zur hauptreihe

Entwicklung zur Hauptreihe


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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

 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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

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


Hauptseminar astroteilchenphysik und kosmische strahlung

Energieerzeugungsrate

Leuchtkraft

Temperaturverlauf


Aufbau der sonne

Aufbau der Sonne


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


Gamow peak

Gamow-Peak


Pp hauptprozess

pp-Hauptprozess

10^9 Jahre

1 Sekunde

10^6 Jahre


Pp prozesse

pp -Prozesse

pp I

pp II

pp III


Cno zyklus

CNO - Zyklus


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“


Drehimpulserhaltung wei e zwerge drehen sich langsam

Drehimpulserhaltung?? Weiße Zwerge drehen sich langsam!!


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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