2006 Kent Heinemann

Physik der SonnePhysik der Sonne

EinleitungEinleitung Die Sonne als Die Sonne als

großes Rätselgroßes Rätsel Woher kommt die Woher kommt die

Energie?Energie? Wie stellen wir uns Wie stellen wir uns

den Aufbau der den Aufbau der Sonne vor?Sonne vor?

Wie gelangt die Wie gelangt die Energie zu uns?Energie zu uns?

Ist die Energie Ist die Energie unausschöpflich?unausschöpflich?

InhaltInhalt

Geschichte der Geschichte der SonneSonne

Aufbau der SonneAufbau der Sonne EnergieumwandluEnergieumwandlu

ng ng EnergietransportEnergietransport Zukunft Zukunft

Geschichte der SonneGeschichte der Sonne

Alles begann mit Alles begann mit einem großen einem großen KnallKnall

Erste Elemente Erste Sterne Galaxien Sterben und

Wiedergeburt

Aufbau der SonneAufbau der Sonne Die Sonne ist ein Gaskörper Die Sonne ist ein Gaskörper

im ionisierten Zustand im ionisierten Zustand (Plasma)(Plasma)

Differenzielle Rotation sorgt Differenzielle Rotation sorgt für ein ausgeprägten für ein ausgeprägten MagnetismusMagnetismus

Im Kern laufen die Im Kern laufen die Fusionsprozesse Fusionsprozesse

KräftegleichgewichtKräftegleichgewicht Energietransport Energietransport

überwiegend durch überwiegend durch StrahlungStrahlung

90 % der Masse sind in der 90 % der Masse sind in der inneren Hälfte, 2% in der inneren Hälfte, 2% in der KonvektionszoneKonvektionszone 1 Zentrum mit Kernfusion, 2 Strahlungszone,

3 Konvektionszone, 4 Photosphäre, 5 Sonnenfleck, 6 Chromosphäre, 7 Protuberanz, 8 Korona.

KernKern

28000 km mächtig28000 km mächtig 15 Millionen K heiß15 Millionen K heiß Hier laufen die Hier laufen die

Fusionsprozesse abFusionsprozesse ab Ein Proton wartet Ein Proton wartet

14 Millionen Jahre 14 Millionen Jahre auf eine Kollisionauf eine Kollision

PP-KettePP-Kette CNO – ProzessCNO – Prozess

EnergieH4

HeCHN

eNO

OHN

NHC

eCN

NHC

412115

1515

15114

14113

1313

13112

Sonne – Nukleare FusionSonne – Nukleare Fusion1.PP-Zyklus1.PP-Zyklus

+

MeVeHeH

MeVHHeHeeHHeHH

e

e

3,26224

3,262222222641

1432321

MeVHHeBeHeHe

MeVHeHH

MeVeHHH e

86,122

44,5

44,1

14633

312

211

22

(Massendefekt je Fusionsreaktion)(Massendefekt je Fusionsreaktion)Für den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der AnzahlFür den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der Anzahlder Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.der Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.

a

m

m

ma

kgm

Sonne

Sonne

Sonne

Sonne

14

27

108,6

1035,1

StrahlungszoneStrahlungszone

Erstreckt sich bis Erstreckt sich bis zu ¾ des Radiuszu ¾ des Radius

Ein Ein γγ-Quant braucht -Quant braucht 26000 Jahre bis 26000 Jahre bis zum Kernrandzum Kernrand

Bis zum Rand der Bis zum Rand der Sonne 10 Millionen Sonne 10 Millionen JahreJahre

Von der Sonne zur Von der Sonne zur Erde in 8 MinutenErde in 8 Minuten

3216

)(3

acTr

rL

dr

dT

KonvektionszoneKonvektionszone

Ist verantwortlich Ist verantwortlich für die Granulation für die Granulation

Macht nur 20% Macht nur 20% des des Energietransports Energietransports ausaus

Abstand zum Abstand zum Zentrum 680 km Zentrum 680 km

dr

dP

P

T

dr

dT)

11(

PhotosphärePhotosphäre

Ist die eigentliche Ist die eigentliche SonnenoberflächeSonnenoberfläche

Ist die dünste Ist die dünste Schicht mit 400 Schicht mit 400 kmkm

T=9000 K T=9000 K

Sonnenflecken/Sonnenflecken/MagnetfeldMagnetfeld

Vorerst verlaufen die Vorerst verlaufen die Magnetfeldlinien geordnetMagnetfeldlinien geordnet

In Äquatornähe werden sie durch In Äquatornähe werden sie durch die differenzielle Rotation gedehntdie differenzielle Rotation gedehnt

Durch Konvektionsströhmungen Durch Konvektionsströhmungen an der Oberfläche werden die an der Oberfläche werden die Feldlinien ineinander verdreht und Feldlinien ineinander verdreht und

verflochten,verflochten, wodurch sie instabil wodurch sie instabil werden werden

Bündel von Feldlinien brechen Bündel von Feldlinien brechen durch die Oberfläche als durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von magnetische Flussröhren von 500km Ausdehnung 500km Ausdehnung

Es entstehen SonnenfleckenEs entstehen Sonnenflecken Bis es schließlich zusammenbricht Bis es schließlich zusammenbricht

und sich mit umgekehrter Polarität und sich mit umgekehrter Polarität neu ordnetneu ordnet

ChromosphäreChromosphäre

Ist die Schicht Ist die Schicht oberhalb der oberhalb der PhotosphärePhotosphäre

T=5000 K T=5000 K Ab hier steigt die Ab hier steigt die

Temperatur wieder Temperatur wieder an an

KoronaKorona Äußerste und dünste Äußerste und dünste

Schicht Schicht Während des Während des

Fleckenmaximums können Fleckenmaximums können die Magnetfeldlinien bis in die Magnetfeldlinien bis in die Korona reichen und in die Korona reichen und in Form von elektrischen Form von elektrischen Entladungen Energie frei Entladungen Energie frei setzten, dass das Plasma setzten, dass das Plasma auf 20 Millionen K erhitzt auf 20 Millionen K erhitzt werden kannwerden kann

EnergietransportEnergietransport

Durch Strahlung: Durch Durch Strahlung: Durch Konvektion:Konvektion:

32

2

3

2

3

4

16

)(3

14

34

1

4

3

1

4

acTr

rL

dr

dT

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L

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Oberfläche

tLeuchtkrafj

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dr

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dT

dr

dT

ad

)1

1(

ZukunftZukunft Nach abbrennen des Nach abbrennen des

Wasserstoffs bläht Wasserstoffs bläht sich die Sonne auf sich die Sonne auf zum Roten Riesenzum Roten Riesen

Heliumbrennen Heliumbrennen zündetzündet

Nach dem Nach dem Heliumbrennen kol-Heliumbrennen kol-labiert die Sonnelabiert die Sonne

Und wird zum Und wird zum weißen Zwergweißen Zwerg

EndeEnde