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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. 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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  1. Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag

  2. 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

  3. 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

  4. Kohlenmonoxid: Hantelform Drehung von anderen Molekülen (H2-Moleküle) Kennzeichnet Gebiete von dichten, kühlen Gaswolken! Annahme: CO zeichnet Stern- entstehungsgebiete aus!

  5. Kollaps interstellarer Wolken Kurze Einführung Typische Werte: T: 10-100K R: 2 pc Probleme: Drehimpuls  solare Ringe! Selten: Einzelsternsysteme (typisch Doppelsternsysteme)

  6. Hertzsprung Russel Diagramm Grundlagen Leuchtkraft Effektivtemperatur • Aber! Sonne kein Schwarzer Strahler 1.) Mitte-Rand-Verdunkelung 2.) Fraunhoferlinien

  7. 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

  8. Sonstiges • Hayashi-Linie • Stern zum ersten Mal von außen sichtbar (Protostern)! • Freie Fall gestoppt, Entwicklung läuft viel langsamer ab • rechts, „verbotener Bereich“ (instabile Sterne)

  9. Protosterne

  10. Entwicklung zur Hauptreihe

  11. 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

  12.  Dichtedefinition + Ideale Gasgleichung Massenintegration Kräftegleichgewicht Leuchtkraft

  13. 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

  14. 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)

  15. 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

  16. Berechnung für unsere Sonne Chemische Zusammensetzung + Masse • Energieerzeugungsrate, Dichte, Absorptionskoeffizient Dichteverteilung Masseverteilung

  17. Energieerzeugungsrate Leuchtkraft Temperaturverlauf

  18. Aufbau der Sonne

  19. 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!

  20. 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

  21. Gamow-Peak

  22. pp-Hauptprozess 10^9 Jahre 1 Sekunde 10^6 Jahre

  23. pp -Prozesse pp I pp II pp III

  24. CNO - Zyklus

  25. CNO mit Nebenzyklen 1000x seltener!!

  26. Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur Tripel Alpha erst ab ca.100 Mio. Grad!!  Am Ende des Lebens unserer Sonne!

  27. Heliumbrennen Hohe Coulombabstoßung  hohe Temperaturen nötig! Vereinigung von 2 He Kerne ist endotherm! Erst Übergang zum Grundzustand des C Kerns bringt Energiegewinn!

  28. 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!!

  29. 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“

  30. Drehimpulserhaltung?? Weiße Zwerge drehen sich langsam!!

  31. 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!

  32. 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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