1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne

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Kapitel IV: Die SonneKapitel IV: Die Sonne

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Die

Son

neDie Sonne: BeobachtungsgrößenDie Sonne: Beobachtungsgrößen

Größe Sym. Wert Beobachtung

Mittl. Entfernung a 149 Mio km Venusradar

Masse M 1.99 . 1033g Erdbahn

Winkeldurchmesser d 31´59´´ Direkte Messung

Durchmesser D 1.39 . 1011cm Aus d und a

Mittl. Dichte 1.41 g/cm3 Aus M und D

Solarkonstante S 1.368 . 106 erg/s/cm2 Bolometer

Leuchtkraft L 3.8 . 1033 erg/s Aus S und a

Effektivtemperatur Teff 5800K Aus L und R

Rotationsperiode am

Äquator

PÄqu 24d16h Beobachtung von Sonnenflecken

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Die SonnenatmosphäreDie Sonnenatmosphäre

Beobachtbare Schichten der Sonne (Atmosphäre):

• Photosphäre = optischer „Rand“ der Sonne • Chromosphäre • Korona

Beobachtbare Schichten der Sonne (Atmosphäre):

• Photosphäre = optischer „Rand“ der Sonne • Chromosphäre • Korona

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Die PhotosphäreDie Photosphäre Sichtbare „Oberfläche“, hohe optische Dichte Dicke ca. 500 km Temperatur 6400 K .. 4400K, Minimum 4400 K am oberen Rand der Photosphäre

Länge der maximalen Sichtlinie in die PS etwa konstant. -> Am Rand wird Emission aus höheren, kühleren Schichten beobachtet.

Photosphäre

Optisch sichtbare Schicht

6400K4400K

Mitte-Rand Variation:

∫= )()( llndl στ

Wirkungs-

querschnitt

Teilchendichte

55

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Die PhotosphäreDie Photosphäre Granulation der Photosphäre:

Größe der Granulen: ~1000 km Lebensdauer: einige Minuten Konvektionszellen, in deren Zentrum heißes Gas

aufsteigt, an den Rändern der Granulen sinkt abgekühltes Gas ab.

Geschwindigkeit: einige km/s

Granulation der Photosphäre: Größe der Granulen: ~1000 km Lebensdauer: einige Minuten Konvektionszellen, in deren Zentrum heißes Gas

aufsteigt, an den Rändern der Granulen sinkt abgekühltes Gas ab.

Geschwindigkeit: einige km/s

Optisch sichtbare Schicht

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V:

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Die PhotosphäreDie Photosphäre

Sonnenflecken: Zuerst von Galilei und Scheiner beobachtet Rotationsperiode 25d am Äquator, 30d bei 60° Breite Kühlere (ca. 5000 K), dunklere Bereiche der

Photosphäre Umbra (=Schatten)

und Penumbra, etwas hellere Umrandung

Treten meist paarweise bzw. als Fleckengruppen auf

Lebensdauer Tage bis Wochen

Sonnenflecken: Zuerst von Galilei und Scheiner beobachtet Rotationsperiode 25d am Äquator, 30d bei 60° Breite Kühlere (ca. 5000 K), dunklere Bereiche der

Photosphäre Umbra (=Schatten)

und Penumbra, etwas hellere Umrandung

Treten meist paarweise bzw. als Fleckengruppen auf

Lebensdauer Tage bis Wochen

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Starke Magnetfelder (bis 4000 Gauss) in Flecken

Polarität in Paaren entgegengesetzt

Starke Magnetfelder (bis 4000 Gauss) in Flecken

Polarität in Paaren entgegengesetzt

Fleckenhäufigkeit variiert periodisch Sonnenfleckenzyklus

Maxima alle ~11 Jahre

Fleckenhäufigkeit variiert periodisch Sonnenfleckenzyklus

Maxima alle ~11 Jahre

Magnetogramm der Sonne

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Physik der Sonnenflecken Magnetisches Phänomen Aufsteigende magnetische Flussröhren erreichen die

Photosphäre, magnetisiertes Plasma ist leichter als Umgebung, da teilweise durch magn. Druck stabilisiert (P=Pgas+Pmagn)

Das Magnetfeld behindert die Konvektion kühlere Sonnenflecken entstehen

a) Röntgenaufnahme einer Fleckengruppe

b) Magnetogrammc) magn. Feldliniend) magn. Feldlinien

Physik der Sonnenflecken Magnetisches Phänomen Aufsteigende magnetische Flussröhren erreichen die

Photosphäre, magnetisiertes Plasma ist leichter als Umgebung, da teilweise durch magn. Druck stabilisiert (P=Pgas+Pmagn)

Das Magnetfeld behindert die Konvektion kühlere Sonnenflecken entstehen

a) Röntgenaufnahme einer Fleckengruppe

b) Magnetogrammc) magn. Feldliniend) magn. Feldlinien

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V:

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Die PhotosphäreDie Photosphäre Sonnenfleckenzyklus:

Aktivitätsmaximum alle 11 Jahre Auswirkungen auf Erdklima ? Ausnahme: Maunder-Minimum (1650-1700), fällt mit „kleiner Eiszeit“

auf der Erde zusammen Polarität von Paaren auf Nord- und Südhalbkugel wechselt von Zyklus

zu Zyklus (wahre Periode 22 Jahre) Während des Zyklus wandert die Zone, in der Flecken entstehen, zu

niedrigeren solaren Breiten (Schmetterlingsdiagramm)

Sonnenfleckenzyklus: Aktivitätsmaximum alle 11 Jahre Auswirkungen auf Erdklima ? Ausnahme: Maunder-Minimum (1650-1700), fällt mit „kleiner Eiszeit“

auf der Erde zusammen Polarität von Paaren auf Nord- und Südhalbkugel wechselt von Zyklus

zu Zyklus (wahre Periode 22 Jahre) Während des Zyklus wandert die Zone, in der Flecken entstehen, zu

niedrigeren solaren Breiten (Schmetterlingsdiagramm)

Magnetogramme aus 2

aufeinanderfolgenden Zyklen

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V:

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• Zu Beginn des Zyklus vertikale Feldlinien in großer Tiefe.

• Differentielle Rotation „wickelt“ Feldlinien um die Sonne.

• Feldstärke (Dichte der Linien) wird verstärkt.

• Starke Flussröhren steigen auf und bilden Sonnenflecken.

• Am Ende des Zyklus neutralisieren sich die am Äquator entgegengesetzten Felder.

• Zu Beginn des Zyklus vertikale Feldlinien in großer Tiefe.

• Differentielle Rotation „wickelt“ Feldlinien um die Sonne.

• Feldstärke (Dichte der Linien) wird verstärkt.

• Starke Flussröhren steigen auf und bilden Sonnenflecken.

• Am Ende des Zyklus neutralisieren sich die am Äquator entgegengesetzten Felder.

Hypothese zum magnetischen Zyklus (nach Babcock):

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Spektrum der PhotosphäreSpektrum der Photosphäre

Kontinuum aus frei-frei Übergängen und gebunden-frei Übergängen.

Verteilung entspricht ca. 5700 K Abweichung von Schwarzkörper-

spektrum Im IR (~1600 nm)

höhere Temperatur (> 6000K), da Absorption durch H– Ion Minimum erreicht, tiefere, heißere Schichten werden beobachtet.

Kontinuum aus frei-frei Übergängen und gebunden-frei Übergängen.

Verteilung entspricht ca. 5700 K Abweichung von Schwarzkörper-

spektrum Im IR (~1600 nm)

höhere Temperatur (> 6000K), da Absorption durch H– Ion Minimum erreicht, tiefere, heißere Schichten werden beobachtet.

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Linienspektrum: Zahlreiche Absorptionslinien Zuerst von Fraunhofer (1787-1826) beschrieben Starke Fraunhofer-Linien: H, Ca, Mg, Fe

Linienspektrum: Zahlreiche Absorptionslinien Zuerst von Fraunhofer (1787-1826) beschrieben Starke Fraunhofer-Linien: H, Ca, Mg, Fe

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Fraunhofer-Linien entsprechen der Energie von atomaren Übergängen verschiedener Elemente in der Photosphäre.

Beispiel: Balmer-Serie des Wasserstoffs.

Fraunhofer-Linien entsprechen der Energie von atomaren Übergängen verschiedener Elemente in der Photosphäre.

Beispiel: Balmer-Serie des Wasserstoffs.

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V:

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Linien in Absorption wegen der nach oben abnehmenden Temperatur in der Photosphäre.

Opazität in den Linien durch Absorption und Emission von Photonen erhöht.

Bei den Wellenlängen der Linien werden höhere Schichten der Photosphäre beobachtet.

Aus Intensität der Linien folgen insbesondere Elementhäufigkeit und Temperatur

Besetzungshäufigkeit, Ionisationstufen der Atome. Aus Linienbreite kann Druck bestimmt werden

Bei hohem Druck ist die Lebensdauer von atomaren Zuständen kürzer, Energieunschärfe höher (Stoßverbreiterung).

Solare Häufigkeiten (bzgl. Anzahldichten): H: 92.1% He 7.8% Rest:0.1%

Linien in Absorption wegen der nach oben abnehmenden Temperatur in der Photosphäre.

Opazität in den Linien durch Absorption und Emission von Photonen erhöht.

Bei den Wellenlängen der Linien werden höhere Schichten der Photosphäre beobachtet.

Aus Intensität der Linien folgen insbesondere Elementhäufigkeit und Temperatur

Besetzungshäufigkeit, Ionisationstufen der Atome. Aus Linienbreite kann Druck bestimmt werden

Bei hohem Druck ist die Lebensdauer von atomaren Zuständen kürzer, Energieunschärfe höher (Stoßverbreiterung).

Solare Häufigkeiten (bzgl. Anzahldichten): H: 92.1% He 7.8% Rest:0.1%

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ChromosphäreChromosphäre

Sichtbar als rötliche (Name) Hülle bei Finsternissen oder im Licht von Fraunhofer Linien (H)

Höhe bis 2000 km über Photosphäre Temperatur zunehmend bis 25000K Dichte: ~10-4 der Photosphäre Strukturen: Filamente,Protuberanzen

Sichtbar als rötliche (Name) Hülle bei Finsternissen oder im Licht von Fraunhofer Linien (H)

Höhe bis 2000 km über Photosphäre Temperatur zunehmend bis 25000K Dichte: ~10-4 der Photosphäre Strukturen: Filamente,Protuberanzen

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KoronaKorona

Äußere Hülle der Atmosphäre Sehr geringe Dichte ~10-12 × Photosphäre Ausdehnung Millionen km Temperatur bis 106K Röntgenstrahlung

Äußere Hülle der Atmosphäre Sehr geringe Dichte ~10-12 × Photosphäre Ausdehnung Millionen km Temperatur bis 106K Röntgenstrahlung

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KoronaKorona

Problem: Heizung der Korona Magnetfelder transportieren Energie aus der

Konvektionszone (Pgas>Pmag) der Sonne in die Korona (Pmag>Pgas). Die Bewegungen der Konvektionszone erzeugen dabei die Variabilität der magnetischen Felder.

Beschleunigung des Plasmas durch variable Magnetfelder.

Problem: Heizung der Korona Magnetfelder transportieren Energie aus der

Konvektionszone (Pgas>Pmag) der Sonne in die Korona (Pmag>Pgas). Die Bewegungen der Konvektionszone erzeugen dabei die Variabilität der magnetischen Felder.

Beschleunigung des Plasmas durch variable Magnetfelder.

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SonnenwindSonnenwind

Bereits Kepler postulierte unbekannte, von der Sonne ausgehende Kraft, da der Schweif eines Kometen immer von der Sonne

weggerichtet ist.

Strom von Teilchen (Elektronen, Ionen) von der Sonne Ionen: 95% Protonen, 5% He++, 1% andere 2 Komponenten:

Langsamer Sonnenwind ~400 km/s Ursache: Entweichen von heissem Plasma aus Korona Tkorona~106K, Entweichgeschwindigkeit bei r=2R: 440 km/s Entweichen von Plasma über offene Magnetfeldlinien

1919

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Schneller Sonnenwind (~600 km/s) Entsteht in koronalen Löchern (coronal holes) (Regionen niedriger Magnetfeldstärke mit offenen Feldlinien)

Sonnenwind transportiert Magnetfelder in der interplanetaren Raum

Interplanetares Magnetfeld (IMF)

Spiralstruktur durch Rotation der Sonne

Heliosphäre=Einflußbereich des IMF

2020

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Sonnenwind und damit IMF sehr variabel Einfluss auf die Magnetosphäre der Erde

• Asymmetrie der Magnetosphäre• Deformation der Magnetosphäre bei magnetischen Ausbrüchen der Sonne

geomagnetischer Sturm Teilchen, die im Erdmagnetfeld gespeichert sind, gelangen in die Erdatmosphäre Verstärkte Aurora- Aktivität

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Solare flares: Magnetische Explosionen verursacht durch magnetic reconnection = Vereinfachung einer Magnetfeldkonfiguration Im Magnetfeld gespeicherte Energie wird innerhalb von Minuten frei. Dies führt zu optischen flares, koronalen Massenausbrüchen (coronal mass ejection CME), Röntgen- und Gammastrahlungs- Ausbrüchen.

Die Verstärkung des Sonnenwinds bei auf die Erde

gerichteten CMEs kann zu geomagnetischen Stürmen mit Stromausfällen, Störungen im Funkverkehr, und verstärkten Aurorae führen.

2222

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Solare flaresSolare flares

28. Okt 2003

Radio–Flare, beobachtet von Tremsdorf

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Solare flaresSolare flares

CME und flare vom 4 Nov. 2003

2424

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neEnergieproduktion der SonneEnergieproduktion der Sonne Warum scheint die Sonne?

Weil sie heiß ist (Oberfläche: 5700 K) strahlt näherungsweise wie ein schwarzer Körper

Strahlung Energieverlust Woher bezieht die Sonne ihre Energie?

Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle)

Idee 2: Gravitationsenergie Idee 3: Kernfusion

Warum scheint die Sonne? Weil sie heiß ist (Oberfläche: 5700 K)

strahlt näherungsweise wie ein schwarzer Körper

Strahlung Energieverlust Woher bezieht die Sonne ihre Energie?

Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle)

Idee 2: Gravitationsenergie Idee 3: Kernfusion

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neEnergieproduktion der SonneEnergieproduktion der Sonne Idee 1: chemische Prozesse (z.B.

Verbrennung von Kohle) L= 3.86x1033 erg/s Verbrennung von

1.4x1019 kg Kohle pro Sekunde Lebensdauer:

Chemische Reaktionen unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne

Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) L= 3.86x1033 erg/s Verbrennung von

1.4x1019 kg Kohle pro Sekunde Lebensdauer:

Chemische Reaktionen unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne

a4000kg/s104.1

10219

30

=××

=t

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neEnergieproduktion der SonneEnergieproduktion der Sonne Idee 2: Gravitationsbindungsenergie

Gravitationsbindungsenergie der Sonne:

Leuchtkraft: L= 3.861033 erg/s Lebensdauer:

Gravitationsbindungsenergie der Sonne unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne

erg108.3 482

grav ×=≈R

GME

⊕<<×=== tL

Et a1030s10 615grav

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Energieproduktion der SonneEnergieproduktion der Sonne

Gravitationsenergie oder chemische Prozesse sind nicht in der Lage, die Leuchtkraft der Sonne über lange Zeit aufrechtzuerhalten Kernfusion einzig mögliche Energiequelle

Hohe Temperaturen + Dichten notwendig Findet nur im Kern der Sonne statt

Hauptsächliche Kernreaktion Proton-Proton Kette:

1. p + p 2D + e+ + e

2D + 3He +

3. 3He + 3He 4He + p + p

Total: 4 p 4He + 2 e+ + 2e

2828

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4 p 4He + 2 e+ + 2e

4He hat 0.7% (4.810–26 g) weniger Masse als 4 Protonen

E=mc2 = 4.310–5 erg Mit der Leuchtkraft und Masse der Sonne

ergibt sich bei Nutzung von 10% des Wasserstoffvorrats damit eine theoretische Lebensdauer 1010 Jahren.

Energieproduktion der SonneEnergieproduktion der Sonne

2929

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EnergietransportEnergietransport Erzeugung im Kern, Abstrahlung größtenteils aus Photosphäre, wie wird Energie nach außen transportiert? 2 Mechanismen: Strahlung, Konvektion Wann tritt Konvektion auf?

Wenn adiabatischer Temperaturgradient kleiner ist als der Temperaturgradient des Strahlungsgleichgewichts. d.h. ein aufsteigendes Volumenelement mit adiabatischer Abkühlung bleibt wärmer (-> leichter ) als seine Umgebung. In der Sonne ist dies der Fall für r> 0.7 R

(Konvektionszone), darunter radiativer Energietransport.

3030

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neEnergietransportEnergietransport

Radiativer Energietransport :

• Mittlere freie Weglänge für Photonen: 0.5 cm•1022 Absorptionen, Reemissionen •106 Jahre nötig, um Energie zu transportieren.

3131

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V:

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neNeutrinos von der SonneNeutrinos von der Sonne

Elektromagnetische Strahlung erlaubt keine direkteBeobachtungen aus Schichten tiefer als die Photosphäre.

Eine eventuelle Änderung der Energieproduktion im Kern würde sich erst nach 106 Jahren in der Leuchtkraft bemerkbar machen.

Einzige Möglichkeit, die nuklearen Prozesse im Kern direkt zu beobachten, sind Neutrinos.

Neutrinos besitzen extrem kleine Wechselwirkungsquerschnitte mit Materie.Neutrinos aus den Kernfusionsprozessen verlassen die Sonne ohne weitere Wechselwirkungen.

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Was sind Neutrinos ) Neutrale Elementarteilchen mit bisher nicht genau bestimmter Masse Gehören zur Familie der Leptonen (wie Elektronen) Drei Neutrino flavors: e, , entsprechend Elektronen, Myonen und Tauonen. Extrem geringe Wechselwirkungen mit Materie

mittlere freie Weglänge in Blei: 1000 Lichtjahre unser Körper wird jede Sekunde von 5 x 1014 Neutrinos durchflossen, jedoch finden nur etwa eine Wechselwirkung während unseres Lebens statt.

Problem: Extrem große Detektoren notwendig, um solare Neutrinos zu messen. Trotzdem sehr geringe Zählraten, sehr gute Abschirmung gegen Hintergrund-Ereignisse nötig.

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Erster Detektor für solare Neutrinos: Chlor-Experiment in der Homestake-Mine (1600 m tief, Beginn 1968)

Nobelpreis für Raymond Davis 2002

Tank mit 400 m3 C2Cl4 (handelsübliches Lösungsmittel)

Detektionsprinzip: Reaktion 37

17Cl +e -> 3718Ar + e-

37Ar ist radioaktiv, es wurde aus dem Tank gespült und in Zählrohre gefüllt, um Zerfälle zu detektieren.

Nach 100 Tagen Messung von 60 (!) Ar-Zerfällen in einem Detektor mit 1031 Cl Atomen!

3434

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Neutrinos von der SonneNeutrinos von der Sonne

Chlor-Experiment ist nur empfindlich für relativ energetische Neutrinos aus Nebenzweigen der p-p-Kette:

z.B.: 3He+4He 7Be 7Be+e- 7Li + e

Nicht empfindlich für Neutrinos aus Hauptreaktion: p + p 2D + e+ + e

Ergebnis: Neutrinofluss war nur ca. 30% der erwarteten Rate! Solares Neutrino-Problem

Ursache? Sonnenmodell falsch? 7Be Reaktion ist temperaturabhängig. Fehler im Experiment? Neue Neutrino-Physik? z.B. Neutrino-Oszillationen, bei denen e

teilweise in undumgewandelt werden.

Chlor-Experiment ist nur empfindlich für relativ energetische Neutrinos aus Nebenzweigen der p-p-Kette:

z.B.: 3He+4He 7Be 7Be+e- 7Li + e

Nicht empfindlich für Neutrinos aus Hauptreaktion: p + p 2D + e+ + e

Ergebnis: Neutrinofluss war nur ca. 30% der erwarteten Rate! Solares Neutrino-Problem

Ursache? Sonnenmodell falsch? 7Be Reaktion ist temperaturabhängig. Fehler im Experiment? Neue Neutrino-Physik? z.B. Neutrino-Oszillationen, bei denen e

teilweise in undumgewandelt werden.

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V:

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Neutrinos von der SonneNeutrinos von der SonneLösung erst durch neue Experimente:

GALLEX (Italien): ähnlich Chlor-Experiment, jedoch mit 30t Gallium. Empfindlich für p-p Neutrinos.

Kamiokande (Japan): Cherenkov-Detektor, großer Wassertank umgeben von Photo-Multipliern: Detektiert Stöße zw. e- und e mittels Cherenkov-Licht vom relativistischen Elektron.

Sudbury neutrino observatory (Kanada). Cherenkov-Detektor mit schwerem Wasser, detektiert auch und

Lösung erst durch neue Experimente:

GALLEX (Italien): ähnlich Chlor-Experiment, jedoch mit 30t Gallium. Empfindlich für p-p Neutrinos.

Kamiokande (Japan): Cherenkov-Detektor, großer Wassertank umgeben von Photo-Multipliern: Detektiert Stöße zw. e- und e mittels Cherenkov-Licht vom relativistischen Elektron.

Sudbury neutrino observatory (Kanada). Cherenkov-Detektor mit schwerem Wasser, detektiert auch und

Kamiokande Detektor

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Neutrinos von der SonneNeutrinos von der Sonne

Ergebnisse: Defizit von solaren e betätigt. Gilt auch für p-p Neutrinos, deren theoretischer Fluss

durch Sonnenleuchtkraft genau bestimmt ist. Bestätigung für Neutrino-Oszillationen (Umwandlung

der flavors von Neutrinos auf dem Weg zwischen Sonnenkern und Erde.

Bestätigung des Standard Sonnenmodells. Theorie der Neutrino-Oszillationen benötigt

Ruhemasse der Neutrios, die damit erstmals gefunden wurde erster experimenteller Nachweis für Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik( Teilchenastrophysik)

Ergebnisse: Defizit von solaren e betätigt. Gilt auch für p-p Neutrinos, deren theoretischer Fluss

durch Sonnenleuchtkraft genau bestimmt ist. Bestätigung für Neutrino-Oszillationen (Umwandlung

der flavors von Neutrinos auf dem Weg zwischen Sonnenkern und Erde.

Bestätigung des Standard Sonnenmodells. Theorie der Neutrino-Oszillationen benötigt

Ruhemasse der Neutrios, die damit erstmals gefunden wurde erster experimenteller Nachweis für Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik( Teilchenastrophysik)

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1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne