07 Die Sonne
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Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Kapitel IV: Die Sonne 1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Sonne: Beobachtungsgrößen Größe Sym. Wert Beobachtung Mittl. Entfernung a 149 Mio km Venusradar Masse M8 1.99 . 1033g Erdbahn Winkeldurchmesser d 31´59´´ Direkte Messung Durchmesser D 1.39 . 1011cm Aus d und a Mittl. Dichte r 1.41 g/cm3 Aus M und D Solarkonstante S 1.368 . 106 erg/s/cm2 Bolometer Leuchtkraft L8 3.8 . 1033 erg/s Aus S und a Effektivtemperatur Teff 5800K Aus L und R Rotationsperiode am Äquator PÄqu 24d16h Beobachtung von Sonnenflecken 2 Die Sonnenatmosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Beobachtbare Schichten der Sonne (Atmosphäre): • Photosphäre = optischer „Rand“ der Sonne • Chromosphäre • Korona 3 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Sichtbare „Oberfläche“, hohe optische Dichte t = ò dl n(l )s (l ) Dicke ca. 500 km WirkungsTemperatur 6400 K .. 4400K, querschnitt Minimum 4400 K am oberen Rand der Photosphäre Mitte-Rand Variation: Teilchendichte Länge der maximalen Sichtlinie in die PS etwa konstant. -> Am Rand wird Emission aus höheren, kühleren Schichten beobachtet. 4400K 6400K Photosphäre Optisch sichtbare Schicht 4 Die Photosphäre Granulation der Photosphäre: Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 5 Die Photosphäre Sonnenflecken: Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 6 Die Photosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Starke Magnetfelder (bis 4000 Gauss) in Flecken Polarität in Paaren entgegengesetzt Fleckenhäufigkeit variiert periodisch Sonnenfleckenzyklus Maxima alle ~11 Jahre Magnetogramm der Sonne 7 Die Photosphäre Physik der Sonnenflecken Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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) Magnetogramm c) magn. Feldlinien d) magn. Feldlinien 8 Die Photosphäre Sonnenfleckenzyklus: Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 9 Die Photosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Hypothese zum magnetischen Zyklus (nach Babcock): • 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. 10 Spektrum der Photosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Kontinuum aus frei-frei Übergängen und gebunden-frei Übergängen. Verteilung entspricht ca. 5700 K Abweichung von Schwarzkörperspektrum Im IR (~1600 nm) höhere Temperatur (> 6000K), da Absorption durch H– Ion Minimum erreicht, tiefere, heißere Schichten werden beobachtet. 11 Spektrum der Photosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Linienspektrum: Zahlreiche Absorptionslinien Zuerst von Fraunhofer (1787-1826) beschrieben Starke Fraunhofer-Linien: H, Ca, Mg, Fe 12 Spektrum der Photosphäre Fraunhofer-Linien entsprechen der Energie von atomaren Übergängen verschiedener Elemente in der Photosphäre. Beispiel: BalmerSerie des Wasserstoffs. Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 13 Spektrum der Photosphäre Linien in Absorption wegen der nach oben abnehmenden Temperatur in der Photosphäre. Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Aus Intensität der Linien folgen insbesondere Elementhäufigkeit und Temperatur Besetzungshäufigkeit, Ionisationstufen der Atome. Aus Linienbreite kann Druck bestimmt werden Opazität in den Linien durch Absorption und Emission von Photonen erhöht. Bei den Wellenlängen der Linien werden höhere Schichten der Photosphäre beobachtet. 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% 14 Chromosphäre Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sichtbar als rötliche (Name) Hülle bei Finsternissen oder im Licht von Fraunhofer Linien (Ha) Höhe bis 2000 km über Photosphäre Temperatur zunehmend bis 25000K Dichte: ~10-4 der Photosphäre Strukturen: Filamente,Protuberanzen 15 Korona Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Äußere Hülle der Atmosphäre Sehr geringe Dichte ~10-12 × Photosphäre Ausdehnung Millionen km Temperatur bis 106K Röntgenstrahlung 16 Korona 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. Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 17 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind 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=2R8: 440 km/s Entweichen von Plasma über offene Magnetfeldlinien 18 Sonnenwind Schneller Sonnenwind (~600 km/s) Entsteht in koronalen Löchern (coronal holes) (Regionen niedriger Magnetfeldstärke mit offenen Feldlinien) Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind transportiert Magnetfelder in der interplanetaren Raum Interplanetares Magnetfeld (IMF) Spiralstruktur durch Rotation der Sonne Heliosphäre=Einflußbereich des IMF 19 Sonnenwind Sonnenwind und damit IMF sehr variabel Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 AuroraAktivität 20 Sonnenwind 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 GammastrahlungsAusbrüchen. Die Verstärkung des Sonnenwinds bei auf die Erde gerichteten CMEs kann zu geomagnetischen Stürmen mit Stromausfällen, Störungen im Funkverkehr, und verstärkten Aurorae führen. Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 21 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Solare flares 28. Okt 2003 Radio–Flare, beobachtet von Tremsdorf 22 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Solare flares CME und flare vom 4 Nov. 2003 23 Energieproduktion der Sonne Warum scheint die Sonne? Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: 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 24 Energieproduktion der Sonne Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) L= 3.86x1033 erg/s Verbrennung von 1.4x1019 kg Kohle pro Sekunde Lebensdauer: 2 ´ 1030 t= = 4000 a 19 1.4 ´ 10 kg/s Chemische Reaktionen unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne 25 Energieproduktion der Sonne Idee 2: Gravitationsbindungsenergie Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Gravitationsbindungsenergie der Sonne: Egrav Leuchtkraft: L= 3.8610 erg/s Lebensdauer: t= GM 2 » = 3.8 ´ 1048 erg R 33 Egrav = 10 s = 30 ´ 10 a << tÅ 15 6 L Gravitationsbindungsenergie der Sonne unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne 26 Energieproduktion der Sonne Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die 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+ + ne 2. 2D + 3He + g 3. 3He + 3He 4He + p + p Total: 4 p 4He + 2 e+ + 2ne 27 Energieproduktion der Sonne Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 4 p 4He + 2 e+ + 2ne 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. 4He 28 Energietransport Erzeugung im Kern, Abstrahlung größtenteils aus Photosphäre, wie wird Energie nach außen transportiert? 2 Mechanismen: Strahlung, Konvektion Wann tritt Konvektion auf? Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 R8 (Konvektionszone), darunter radiativer Energietransport. 29 Energietransport Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Radiativer Energietransport : • Mittlere freie Weglänge für Photonen: 0.5 cm •1022 Absorptionen, Reemissionen •106 Jahre nötig, um Energie zu transportieren. 30 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Elektromagnetische Strahlung erlaubt keine direkte Beobachtungen 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. 31 Neutrinos von der Sonne Was sind Neutrinos (n) ? Neutrale Elementarteilchen mit bisher nicht genau bestimmter Masse Gehören zur Familie der Leptonen (wie Elektronen) Drei Neutrino flavors: ne, nm, nt , 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. Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Problem: Extrem große Detektoren notwendig, um solare Neutrinos zu messen. Trotzdem sehr geringe Zählraten, sehr gute Abschirmung gegen Hintergrund-Ereignisse nötig. 32 Neutrinos von der Sonne Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 3717Cl +ne -> 3718Ar + e37Ar ist radioaktiv, es wurde aus dem Tank gespült und in Zählrohre gefüllt, um Zerfälle zu detektieren. Nach 100 Tagen Messung von 60 (!) ArZerfällen in einem Detektor mit 1031 Cl Atomen! 33 Neutrinos von der Sonne Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Chlor-Experiment ist nur empfindlich für relativ energetische Neutrinos aus Nebenzweigen der p-p-Kette: 7Be 7Be+e- 7Li + n e 3He+4He Nicht empfindlich für Neutrinos aus Hauptreaktion: z.B.: p + p 2D + e+ + ne 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 ne teilweise in nm und nt umgewandelt werden. 34 Neutrinos von der Sonne Lösung erst durch neue Experimente: Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 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 ne mittels Cherenkov-Licht vom relativistischen Elektron. Sudbury neutrino observatory (Kanada). Cherenkov-Detektor mit schwerem Wasser, detektiert auch nt und nm Kamiokande Detektor 35 Neutrinos von der Sonne Ergebnisse: Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Defizit von solaren ne 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) 36
