Die Sonne - Universität Bielefeld
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Die Sonne Kilian Irländer Universität Bielefeld [email protected] 18.05.2017 Übersicht Einleitung Allgemeines Physikalische Eigenschaften Struktur der Sonne Kern (Kernfusion) Strahlungszone und Konvektionszone Photosphäre, Chromosphäre und Korona Heliosphäre und Heliopause Spezielle Eigenschaften und Phänomene Rotation und Magnetfeld Sonnenflecken Koronale Massenauswürfe Figure: Quelle: NASA Allgemeines I Name abgeleitet von lateinisch sol und althochdeutsch Sunna I Entstand vor etwa 4,57 Milliarden Jahren I Wird sich in circa 7 Milliarden Jahren zum roten Riesen aufblähen I Erscheint gelb wegen Rayleigh-Streuung I Wichtige Erforschungsmethode: Helioseismologie Physikalische Eigenschaften I Bestandteile: 92,1% H, 7,8% He I Mittlere Entfernung zur Erde: 149,6 Millionen km (1 AE) I Äquatorradius: ca. 700.000 km I I Masse: ca. 2 · 1030 kg Dichte: 1,408 g/cm3 I Fallbeschleunigung (Oberfläche): 274 m/s2 I Oberflächentemperatur: ca. 5.500 K I Leuchtkraft: 3.846 · 1026 W I Rotationsperiode: 25,38 Tage Struktur der Sonne I Kern I Strahlungszone und Konvektionszone I Photosphäre und Chromosphäre I Korona I Heliosphäre und Heliopause Figure: Quelle: NASA Der Kern I Bereich: 0-0.25 Sonnenradius (1,5% des Sonnenvolumens) I Masse: ca. 50% der Sonnenmasse I gKern = 8 · gOberfläche I Temperatur: 15,6 Mio. K I Druck: 200 Mrd. bar I Besteht aus Plasma, Dichte 150 g/cm3 I Hauptort der Kernfusion (99%) Kernfusion I Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen verschmelzen I Coulomb-Barriere → Wirkungsquerschnitt → hohe Energie, Tunneleffekt I Abstand von ca. einem Fermi → starke Wechselwirkung I Strahlungsdruck wird durch Gravitationsdruck ausgeglichen I Exotherm bis Eisen (Ordnungszahl 26), ab da endotherm I Keine Kettenreaktion möglich I Bei der Sonne Wasserstoffbrennen v.a. (98%) Proton-Proton-Reaktion (∝ T 4 , mind. 3 Mio. K (nach [Adelberger et al., 2011])), bei höheren Temperaturen Bethe-Weizsäcker-Zyklus (∝ T 16 (nach [Brosch, 2008])) Figure: Proton-Proton-I-Kette, Quelle: Wikipedia, Referenz: [Adelberger et al., 2011] Figure: Bethe-Weizsäcker-Zyklus, Quelle: Wikipedia, Referenz: [Adelberger et al., 2011] Wasserstoffbrennen und spätere Fusionsreaktionen I 4 Protonen → 1 Heliumkern + 2 Positronen + 2 Elektronneutrinos I Nettomassendefekt jeweils um 25 MeV → Sonne verliert 4 Mio. Tonnen pro Sekunde an Energie Neutrino-Energieverteilungen → Daten verlässlich I I Brennstoff aufgebraucht → Kontraktion des Stern → höhere Kerntemperatur → nächste Brennstufe Figure: Quelle: NASA Strahlungszone und Konvektionszone I In der Strahlungszone (0.25-0.7 Sonnenradius) Energietransport v.a. über Absorption und Re-Emission von Photonen I Erfordert hohe Dichte und Temperatur, beides in dieser Zone noch gegeben → Atome nach wie vor ionisiert I random walk → dauert bis zu 170.000 Jahre I Kleiner Temperaturgradient → so gut wie keine Konvektion I 1% der Gesamtstrahlungsleistung hier erzeugt Strahlungszone und Konvektionszone I In der Konvektionszone (0.7-1 Sonnenradius) geringere Temperaturen (ca. 5000 K) und Dichten (ca. 0,2 g/cm3 ) → Atome nicht vollständig ionisiert I Hier vor allem Energietransport durch Konvektionszellen (Strömungsgeschwindigkeit ca. 10 m/s), beeinflusst durch Rotation und Magnetfeld I Knapp unter der Oberfläche Strömungsgeschwindigkeiten bis zu 1 km/s → ”Brodeln” auf der Sonnenoberfläche (Granulation) Aufsteigendes heißes Material kühlt ab und sinkt an den Seiten wieder ab (Temperaturdifferenz ca. 500 K) I Figure: Granulen, Quelle: NASA Photosphäre, Chromosphäre und Korona I Die Photosphäre ist dünne, sichtbare Oberfläche der Sonne I Quelle des schnellen Sonnenwinds (Teilchenstrom, 700 km/s) I Ursache des Sonnenwinds: → koronale Löcher mit offenen Feldlinien im Magnetfeld der Sonne → wirken wie Trichter I Die Chromosphäre ist eine Übergangsregion zwischen Photosphäre und Korona Erste Entdeckung von He in Chromosphäre I I Die Korona (lat. ”Krone”) ist viel heißer als die sie umgebenden Schichten (einige Megakelvin) I Heizmechanismen unklar, eventuell magnetische Einflüsse Vollständig und extrem stark ionisiert I I Quelle des langsamen Sonnenwinds (400 km/s), Ursache ebenfalls noch unklar, Verbindung zum Sonnenzyklus Figure: Sonnenfinsternis 1999 mit Korona, Quelle: Luc Viatour Heliosphäre und Heliopause I Die Heliosphäre bezeichnet das gesamte ”Einflussgebiet” der Sonne (d.h. Sonnenwind und Magnetfeld) I Geht über in die Heliopause und schließlich ins interstellare Medium I Am Termination Shock Bremsung des Sonnenwindes durch Druck des interstellaren Gases I Der Bow Shock wird durch den ”Fahrtwind” des interstellaren Gases verursacht Figure: Heliosphäre und Heliopause, Quelle: NASA Rotation und Magnetfeld I Rotation messbar durch Bewegung von Sonnenflecken und Dopplerverschiebungen → Differentielle Rotation, 25 Tage am Äquator, 30 Tage an den Polen I Messungen des Magnetfelds auf der Sonne durch Ausnutzen des Zeeman-Effektes (Landé-Faktor bekannt) oder Polarisationsmessungen I Dynamoeffekt als Ursache vermutet I Weitere Quelle: Konvektionszonen (durch Ladungsströme) I Magnetfeld wird aufgerollt durch die differentielle Rotation (Omega-Effekt) → Instabilitäten, Loops,... → Sonnenflecken, koronaler Massenauswurf, Protuberanzen I Video: https://www.youtube.com/watch?v=-PTQaOWkEfs Figure: Omega Effekt, Quelle: W.T. Ball Figure: Magnetfeldlinien der Sonne, Quelle: NASA Figure: Sonnenflecken, Quelle: NASA Sonnenflecken I Tieferliegende, dunklere Bereiche auf der Sonnenoberfläche I Größenordnung 10.000 km I ca. 1500 K kühler als die Umgebung → Konvektion wird durch starke Magnetfelder blockiert I Erscheinen fast immer als Paare mit unterschiedlicher magnetischer Polarität I Können Tage oder Monate bestehen bleiben I 11-Jahres-Zyklus von hoher bzw. niedriger Sonnenaktivität, einhergehend mit der Anzahl der Sonnenflecken und der Anzahl und Intensität koronaler Massenauswürfe Koronale Massenauswürfe I Koronaler Massenauswurf: Sonneneruption, bei der Plasma ausgestoßen wird (”Flares”) I Sonnenflecken als Quelle, Korona als Austrittsort I Bestehen aus Elektronen, Protonen und zum kleinen Teil aus schwereren Kernen I Wahrscheinlich ausgelöst durch Rekonnexionen von Magnetfeldlinien I 0,2-6 Ereignisse pro Tag (abhängig vom Punkt im Sonnenzyklus) I Können Satelliten und Telekommunikation stören und starke Polarlichter auslösen I Stärkstes bekanntes Koronalereignis 1859 in Nordamerika beobachtet Figure: Koronaler Massenauswurf vom 31. August 2012 bei (von links oben nach rechts unten) 335, 171, 131 und 304 Angström, Quelle: NASA The End References N. Brosch (2008) Sirius Matters, Astrophysics and Space Science Library 354, S. 150 ff. Hrsg: Springer Verlag 1. Auflage 2008 Eric G. Adelberger et al. (2011) Solar Fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles Reviews of Modern Physics Band 83, Nr.1, 2011, S.223, 226 Joris Verbiest (2016) Vorlesung ”Introduction to Astronomy” Universität Bielefeld NASA, Goddard https://www.nasa.gov/feature/goddard Zugriff: 17.05.2017 Eric Chaisson, Steve McMillan (1999) Astronomy Today Prentice Hall College Div 3. Auflage, S.358 ff.
