Die Sonne Katharina Schreyer. Die Sonne Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde: Wärme,...

Die SonneKatharina Schreyer

Die SonneDie Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde:

Wärme, Licht, Energie

bestimmt viele Zyklen auf der Erde: Tag/Nacht, Jahreszeiten, Wetter, ...

Der Sonnengott der AztekenTonatiuh

Re – der Sonnengott des alten Ägyptens

Die Sonne – seit dem Altertum vielfach verehrt

Hinduistischer Sonnengott Surya

Himmelsscheibe von Nebra

StonehengeSüd-England

Entfernung: 149 000 000 km

(= 100 x Sonnendurchmesser)

Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre

Masse: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg (Milchtüten)

= 333 000 mal der Erde

,,Technische Daten‘‘ der Sonne

Durchmesser: 1 400 000 km

* Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde

* “Weltraumwetter” (Satelliten,Stromversorgung, ...)

* Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne

* Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion, ...)

Im Zentrum: 15 Millionen Grad

„Oberflächentemperatur“: ca. 6000 Grad

Warum leuchtet die Sonne ?

Sonne verwandelt pro Sekunde die Masse von 10 Millionen Eisenbahnwaggons in Energie zum Leuchten

= 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde

Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

Wie heiss ist die Sonne ?

,,Technische Daten‘‘ der Sonne

Zusammensetzung:

Wasserstoff + Helium

+ Beimischungen anderer Stoffe (Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff)

Gold: Anteil entspricht ca. 100m dicker Schicht auf der Erdoberfläche

Entfernung: 149 Millionen km

Durchmesser: 1.4 Millionen km

Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre

Masse: 21030kg = 333 000 Erdmassen

Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde

Leuchtkraft: 3.851026 Watt , das sind ca.

400 000 000 000 000 000 000 000 000 Watt – entspricht etwa

15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde

Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad

“Aussentemperatur”: ca. 6000 Grad

Sonne "verbraucht" 4*10^11 kg H/sec = 10 Millionen Eisenbahnwaggons

Sonnenenergie reicht für 10Milliarden Jahre

Zusammensetzung: 90% Wasserstoff

Kalzium: ca. 1 Erdmasse = 6*10^24 kg

Gold: Anteil entspricht ca. 100 m dicker Schicht auf der Erdoberfläche

* Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde

* “Weltraumwetter” (Satelliten,Stromversorgung, ...)

* Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne

* Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion, ...)

Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma

Woraus besteht die Sonne ?

2 13 3

,,Technische Daten‘‘ der Sonne

Beobachtung der Sonne

Niemals mit einem Feldstecher oder Fernrohr

ohne Augenschutz !

Sofortige Erblindung !!!

Starker VerdunklungsfilterSonnen-projektions-schirm

Beobachtung der SonneSo - Ja !

Johann Fabricius, 1611Christoph Scheiner, 1612

Galileo Galilei, 1613

Sonnenflecken

Galileo Galilei

Johann Fabricius, 1611Christoph Scheiner, 1612

Galileo Galilei, 1613

Galileo Galilei

Warum hat die Sonne Flecken ?

Antwort Aufbau der Sonne

Wie ist die Sonne aufgebaut ?

(sichtbare Oberfläche)

(innere Atmosphäre)

1 St

rich

= 10

00 k

m

Sonnenflecken

1 St

rich

= 10

00 k

m

Sonnenflecken

Sonnenflecken

Sonnenflecken

1 St

rich

= 10

00 k

m

Sonnenflecken

Umbra(Kern)T = 4000..5000°Ckühler

Penumbra(Saum)

T = 6000 °Cheisser

Sonnenflecken

1 St

rich

= 10

00 k

m

Sonnenflecken

0°Celsius = 273,16 K

Umbra(Kern)T = 4000..5000°Ckühler

Penumbra(Saum)

T = 6000 °Cheisser

Sonnenflecken

1 St

rich

= 10

00 k

m

Sonnenflecken

0°Celsius = 273,16 K

Umbra(Kern)T = 4000..5000°Ckühler

Penumbra(Saum)

SonnenfleckenBestimmen, wie schnell sich die Sonne um sich selbst dreht

Sonnenflecken

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst

Rotationsperiode: - am Äquator = 24.8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage

Sonnenflecken treten oft paarweise auf

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst

Rotationsperiode: - am Äquator = 24.8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage

Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

Magnetische Feldlinien

Sonnenfleckenpaar+ -

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst

Rotationsperiode: - am Äquator = 24.8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage

Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

+ -

Magnetische Feldlinien

Sonnenfleckenpaar+ -

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst

Rotationsperiode: - am Äquator = 24.8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage

Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

+ -

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst

Rotationsperiode: - am Äquator = 24.8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage

Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

+ -

Bedeckungsgrad der Flecken auf der Sonnenscheibe

11 jähriger Aktivitätszyklus verantwortlich: das/die Magnetfelder der Sonne Kippen des Gesamtmagnetfeldes alle 11 Jahre. Nachgewiesen für einige Tausend Jahre in Wachstumsringe in sehr alten Baumstämmen

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

Schmetterlingsdiagramm die Flecke wandern aus der Polregion zum Äquator

11 jähriger Aktivitätszyklus verantwortlich: das/die Magnetfelder der Sonne Kippen des Gesamtmagnetfeldes alle 11 Jahre. Nachgewiesen für einige Tausend Jahre in Wachstumsringe in sehr alten Baumstämmen

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

Nordpol

Südpol

Äquator

Vorstellung:

Der Entstehung der Flecken und des Sonnenzyklus

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

Vorstellung:

Der Entstehung der Flecken und des Sonnenzyklus

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

Vorstellung:

Der Entstehung der Flecken

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

Nicht nur dunkle Flecken – auch helle sind zu sehen: Fackeln

Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope

Türme der Sonnenteleskope auf La Palma

Kitt Peak, Arizona

SOHO, Start 2.12.1995

Mächtige Gasfrontänen können ins All schiessen

Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

Die aktive Sonne

Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

Sonne - Erde

Sonne - Erde

Polarlichter

Energieerzeugung ?

?

Energieerzeugung ?

?

EnergieerzeugungFusion Wasserstoff (H) zu Helium (He)

Schritt 1 Schritt 2 Schritt 3

Technische Daten der SonneZusammensetzung:

Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma (4. Aggregatzustand)

Energieumwandlung:

Sonne verwandelt 4,3 Millionen Tonnen Masse (= 10 Millionen Eisenbahnwaggons)

in 3,851026 Watt Energie pro Sekunde !

= 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde

Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

Atom

Atomkern(Protonen+Neutronen)

Elektronen

Technische Daten der Sonne

Entfernung: 149 Millionen km

Durchmesser: 1.4 Millionen km

Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre

Masse: 21030kg = 333 000 Erdmassen

Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde

Leuchtkraft: 3.851026 Watt , das sind ca.

400 000 000 000 000 000 000 000 000 Watt – entspricht etwa

15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde

Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad

“Aussentemperatur”: ca. 6000 Grad

Sonne "verbraucht" 4*10^11 kg H/sec = 10 Millionen Eisenbahnwaggons

Sonnenenergie reicht für 10Milliarden Jahre

Zusammensetzung: 90% Wasserstoff

Kalzium: ca. 1 Erdmasse = 6*10^24 kg

Gold: Anteil entspricht ca. 100 m dicker Schicht auf der Erdoberfläche

* Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde

* “Weltraumwetter” (Satelliten,Stromversorgung, ...)

* Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne

* Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion, ...)

Zusammensetzung:

Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma (4. Aggregatzustand)

Energieumwandlung:

Sonne verwandelt 4,3 Millionen Tonnen Masse (= 10 Millionen Eisenbahnwaggons)

in 3,851026 Watt Energie pro Sekunde !

= 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde

Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

Technische Daten der SonneEntfernung: 149 000 000 km (= 100 x Sonnen- durchmesser) Durchmesser: 1 400 000 km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre

Masse: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg (Milchtüten) = 333 000 mal der Erde 99% der Gesamtmasse des Planetensystems steckt in der Sonne

Beobachtungen der Sonne: SonnenteleskopeSOHO, Start 2.12.1995

Verschiedene Schmalbandfilter: Sehen verschieden heisse Gebiete auf der Sonne

Wo entstehen Spektrallinien bei Sternen?

Höh

e (k

m)

Korona

Chromosphäre

5000 10000 100 000 1 000 000

Temperatur (K)

10-18 10-16 10-14 10-12 10-10 10-8 10-6

Dichte (g/cm3)-2

000

0

200

0

4000

6

000

8

000

10

000

1

2 00

0 1

4 00

0 1

6000

Dic

hte

Tem

pera

tur

Photosphäre

Interpretation der Spektren

Information über „Klima der Sternatmosphäre“ :

Anwesenheit der Linien:

Form der Linien:

- Temperatur - Druck- Dichte des Gases der Sternatmosphäre,daraus :- Schwerebeschleunigung Sternmasse

- chemische Zusammensetzung

- Rotation des Sterns- Sichtwinkel auf den Stern - Doppel/Mehrfachsternsystem

Spektren verschiedener Sterne

Wellenlänge des Lichtes

Tem

pera

tur

heißer Stern

kühler Stern

350 nm 700 nm

H/Ca He Fe H He Ca CH H He

Wie entstehen Spektrallinien ?

- Atome besitzen feste, voneinander getrennte Energiezustände W

- Anregung: durch z.B. - Stösse von Atomen oder - Absorption von Licht passender Wellenlänge

- Abregung: Aussendung der Energie als Licht(quant) mit spezifischer Frequenz

W3

W2

W1

W0

h

h

Energieniveauschema

Wie entstehen Spektrallinien ?

Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0.6nm

Natriumdampf- Lampe

Stra

hlun

gsin

tens

ität

3s, J=½, L=0

h = 589.0 nm

h = 589.6 nm

Energieniveauschema

589.0 589.6 nm

3p, L=1 S

L

SL

J=½

J=½

(Spin-Bahn-Kopplung) S = ½

3

Wie entstehen Spektrallinien ?

Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0.6nm

Natriumdampf Natriumdampf- Lampe

Emissionslinien Absorptionslinien

Stra

hlun

gsin

tens

ität

W2

W1

W2

W1