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Physik der Sonne

Physik der Sonne. 2006 Kent Heinemann. Einleitung. Die Sonne als großes Rätsel Woher kommt die Energie? Wie stellen wir uns den Aufbau der Sonne vor? Wie gelangt die Energie zu uns? Ist die Energie unausschöpflich?. Inhalt. Geschichte der Sonne Aufbau der Sonne Energieumwandlung

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Presentation Transcript

  1. Physik der Sonne 2006 Kent Heinemann

  2. Einleitung • Die Sonne als großes Rätsel • Woher kommt die Energie? • Wie stellen wir uns den Aufbau der Sonne vor? • Wie gelangt die Energie zu uns? • Ist die Energie unausschöpflich?

  3. Inhalt • Geschichte der Sonne • Aufbau der Sonne • Energieumwandlung • Energietransport • Zukunft

  4. Geschichte der Sonne • Alles begann mit einem großen Knall • Erste Elemente • Erste Sterne • Galaxien • Sterben und Wiedergeburt

  5. Aufbau der Sonne • Die Sonne ist ein Gaskörper im ionisierten Zustand (Plasma) • Differenzielle Rotation sorgt für ein ausgeprägten Magnetismus • Im Kern laufen die Fusionsprozesse • Kräftegleichgewicht • Energietransport überwiegend durch Strahlung • 90 % der Masse sind in der inneren Hälfte, 2% in der Konvektionszone 1 Zentrum mit Kernfusion, 2 Strahlungszone, 3 Konvektionszone, 4 Photosphäre, 5 Sonnenfleck, 6 Chromosphäre, 7 Protuberanz, 8 Korona.

  6. Kern • 28000 km mächtig • 15 Millionen K heiß • Hier laufen die Fusionsprozesse ab • Ein Proton wartet 14 Millionen Jahre auf eine Kollision • PP-Kette • CNO – Prozess

  7. 2 2 + Sonne – Nukleare Fusion 1.PP-Zyklus (Massendefekt je Fusionsreaktion) Für den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der Anzahl der Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.

  8. Strahlungszone • Erstreckt sich bis zu ¾ des Radius • Ein γ-Quant braucht 26000 Jahre bis zum Kernrand • Bis zum Rand der Sonne 10 Millionen Jahre • Von der Sonne zur Erde in 8 Minuten

  9. Konvektionszone • Ist verantwortlich für die Granulation • Macht nur 20% des Energietransports aus • Abstand zum Zentrum 680 km

  10. Photosphäre • Ist die eigentliche Sonnenoberfläche • Ist die dünste Schicht mit 400 km • T=9000 K

  11. Sonnenflecken/Magnetfeld • Vorerst verlaufen die Magnetfeldlinien geordnet • In Äquatornähe werden sie durch die differenzielle Rotation gedehnt • Durch Konvektionsströhmungen an der Oberfläche werden die Feldlinien ineinander verdreht und verflochten,wodurch sie instabil werden • Bündel von Feldlinien brechen durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500km Ausdehnung • Es entstehen Sonnenflecken • Bis es schließlich zusammenbricht und sich mit umgekehrter Polarität neu ordnet

  12. Chromosphäre • Ist die Schicht oberhalb der Photosphäre • T=5000 K • Ab hier steigt die Temperatur wieder an

  13. Korona • Äußerste und dünste Schicht • Während des Fleckenmaximums können die Magnetfeldlinien bis in die Korona reichen und in Form von elektrischen Entladungen Energie frei setzten, dass das Plasma auf 20 Millionen K erhitzt werden kann

  14. Energietransport • Durch Strahlung: Durch Konvektion:

  15. Zukunft • Nach abbrennen des Wasserstoffs bläht sich die Sonne auf zum Roten Riesen • Heliumbrennen zündet • Nach dem Heliumbrennen kol-labiert die Sonne • Und wird zum weißen Zwerg

  16. Ende

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