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