Zwischenpr sentation zur Seminararbeit Die Sonne

1. Zwischenpr�sentation zur Seminararbeit ��Die Sonne� Von Markus Brand am 29.6.2010

2. Inhaltsverzeichnis/Gliederung �berblick/Allgemeines Aufbau und Physikalische Eigenschaften der Sonne Der Kern Strahlungszone Konvektionszone Photossph�re Granulation und Sonnenflecken Chromosph�re 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 Wei�er Zwerg und planetarischer Nebel

3. 1.�berblick/Allgemeines zentraler Himmelsk�rper 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 erkl�rt sich aus ihrer Oberfl�chentemperatur 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 Oberfl�che ca.6000K Temperatur im Zentrum ca. 14 Mio. K Die Oberfl�che der Sonne rotiert ? am �quator 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 m�glich ? dabei wird Energie in Form von W�rme 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 (Str�mung des Plasmas) ? Beobachtung: Granulation und Sonnenflecken

10. Beobachtung der Granulationund Sonnenflecken

11. 2. Bau und physikalische Eigenschaften der Sonne Photosph�re: �Oberfl�che 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 Chromosph�re: Temperaturzunahme (im Vergleich zur eher �kalten� Photosph�re): 10.000 K Nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar! Gasdichte nimmt ab: 10-15 g/cm3 Beobachtungen: ? Flares, Spikulen, Protuberanzen

13. Die Chromosph�re (w�hrend Sonnenfinsternis)

14. 2. Bau und physikalische Eigenschaften der Sonne Korona: Wird die Sonnenscheibe verdeckt, so erkennt man einen hellen Strahlenkranz ? Korona �u�ere �Atmosph�re� der Sonne Sehr hohe Temperatur: 1-2 Mio. K Je nach Sonnenaktivit�t stark bzw. weniger stark ausgepr�gt

15. Die Korona (Sonnenscheibe k�nstlich abgedeckt)

16. 3.�Warum leuchtet die Sonne?� Die Kernfusion: Voraussetzung: Durch die hohe Temperatur liegt ein Plasma vor ? Protonen bewegen sich sehr schnell; �berwinden Absto�ungskr�fte ? 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 (ausgel�st 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 schalenf�rmig um das Zentrum (? immer weiter nach au�en) Nach 11 �11.7 Mrd. Jahren beginnt der �bergang zum �rotem Riesen� (die Kernzone beginnt sich aufzubl�hen ? Sonne erscheint r�tlicher)

22. Hertzsprung-Russel-Diagramm wurde 1910 von den Astronomen E. Hertzsprung (D�nemark) 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 r�tlicher s�mtliche Planeten in der N�he der Sonne werden vernichtet (v.a. �inneren Planeten�) Hoher Massenverlust der Sonne (28% Massenverlust durch Sonnenwinde) 1,3�10-7�MSonne str�mt 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, �berwiegt 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 Instabilit�t der Sonne, setzt die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion ein ? sog. �Helium-Blitz� (1010LSonne f�r kurze Zeit) Nach dem Helium-Blitz setzt f�r 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, schalenf�rmige 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 Instabilit�t kann es zu mehreren weiteren Helium-Blitzen kommen Au�erdem variiert dabei die Leuchtkraft und auch der Durchmesser der Sonne st�ndig Weitere Massenverluste

27. 4. Lebenszyklus der Sonne 6. Planetarischer Nebel und wei�er Zwerg: Durch die enormen Massenverluste verliert die Sonne die gesamte �u�ere H�lle (auch: die zwei schalenf�rmigen Fusionszonen) ? �brig 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 Sp�ter: Gas verfl�chtigt sich und der Kern k�hlt rasch ab ? zur�ck bleibt ein sog. �wei�er Zwerg�

28. Planetarischer Nebel mit wei�em 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 �Chromosph�re�: 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 �Wei�t du wie Sterne stehen?�; Harald Lesch, J�rn M�ller; 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