Die Sonne

Die Sonne
Katharina Schreyer
Die Sonne
Die Sonne ist notwendig für das Leben
auf der Erde:
 Wärme, Licht,
Energie
 bestimmt viele Zyklen
auf der Erde:
Tag/Nacht,
Jahreszeiten,
Wetter, ...
Die Sonne – seit dem Altertum vielfach verehrt
Himmelsscheibe
von Nebra
Der Sonnengott
der Azteken
Tonatiuh
Hinduistischer
Sonnengott Surya
Re – der Sonnengott des alten Ägyptens
Stonehenge
Süd-England
,,Technische Daten‘‘ der Sonne
Durchmesser: 1 400 000 km
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
Wie heiss ist die Sonne ?
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
,,Technische Daten‘‘ der Sonne
Woraus besteht die Sonne ?
Zusammensetzung:
Nicht fest, flüssig oder gasförmig,
sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma
2
Wasserstoff +
3
1
Helium
3
+ Beimischungen anderer Stoffe
(Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff)
Gold: Anteil entspricht ca. 100m dicker Schicht
auf der Erdoberfläche
Beobachtung der Sonne
Niemals mit einem
Feldstecher
oder Fernrohr
ohne Augenschutz !
Sofortige Erblindung !!!
Beobachtung
der Sonne
So - Ja !
Starker Verdunklungsfilter
Sonnenprojektionsschirm
Sonnenflecken
Galileo Galilei
Johann Fabricius, 1611
Christoph Scheiner, 1612
Galileo Galilei, 1613
Warum hat die
Sonne
Flecken ?
Antwort 
Aufbau der Sonne
Galileo Galilei
Johann Fabricius, 1611
Christoph Scheiner, 1612
Galileo Galilei, 1613
Wie ist die Sonne aufgebaut ?
(innere Atmosphäre)
(sichtbare Oberfläche)
1 Strich = 1000 km
Sonnenflecken
1 Strich = 1000 km
Sonnenflecken
Sonnenflecken
1 Strich = 1000 km
Sonnenflecken
Penumbra
(Saum)
Umbra
(Kern)
T = 4000..5000°C
kühler
Sonnenflecken
T = 6000 °C
heisser
1 Strich = 1000 km
Sonnenflecken
Penumbra
(Saum)
Umbra
(Kern)
T = 4000..5000°C
kühler
Sonnenflecken
T = 6000 °C
heisser
0°Celsius = 273,16 K
1 Strich = 1000 km
Sonnenflecken
Penumbra
(Saum)
Umbra
(Kern)
T = 4000..5000°C
kühler
Sonnenflecken
0°Celsius = 273,16 K
Sonnenflecken
Bestimmen,
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
Magnetische Feldlinien
+
Sonnenfleckenpaar
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
+
-
Magnetische Feldlinien
+
Sonnenfleckenpaar
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
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
Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten
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
Nordpol
Äquator
Südpol
 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
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
Nicht nur dunkle Flecken – auch helle sind zu sehen:
Fackeln
Schmalbandfilter: 304Å
Filamente und Eruptionen
Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope
SOHO, Start 2.12.1995
Türme der Sonnenteleskope auf
La Palma
Kitt Peak, Arizona
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 ?
?
Energieerzeugung
Fusion Wasserstoff (H) zu Helium (He)
Schritt 1
Schritt 2
Schritt 3
Technische Daten der Sonne
Zusammensetzung:
Nicht fest, flüssig oder gasförmig,
sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma
(4. Aggregatzustand)
Energieumwandlung:
Atom
Sonne verwandelt 4,3 Millionen Tonnen Masse
(= 10 Millionen Eisenbahnwaggons)
Atomkern
(Protonen+
Neutronen)
in 3,85
1026 Watt Energie pro Sekunde !
Elektronen
= 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde
Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre
Technische Daten der Sonne
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 3,851026 Watt Energie pro Sekunde !
= 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde
Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre
Technische Daten der Sonne
Entfernung: 149 000 000 km
(= 100 x Sonnendurchmesser)
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: Sonnenteleskope
SOHO, Start 2.12.1995
Verschiedene Schmalbandfilter:
Sehen verschieden heisse Gebiete
auf der Sonne
Dichte (g/cm3)
10-14
10-12
10-10
10-8
10-6
Dichte
Korona
6000
4000
2000
0
Wo entstehen
Spektrallinien
bei Sternen?
8000
10 000
10-16
Chromosphäre
-2000
Höhe (km)
12 000 14 000 16000
10-18
Photosphäre
5000 10000
100 000
Temperatur (K)
1 000 000
Interpretation der Spektren
 Information über „Klima der Sternatmosphäre“ :
- Temperatur
- Druck
- Dichte
des Gases der Sternatmosphäre,
daraus :
- Schwerebeschleunigung  Sternmasse
Anwesenheit der Linien:
- chemische Zusammensetzung
Form der Linien: - Rotation des Sterns
- Sichtwinkel auf den Stern
- Doppel/Mehrfachsternsystem
Spektren verschiedener Sterne
Temperatur
heißer
Stern
kühler
Stern
H/Ca
He
350 nm
Fe
H
He
Ca
Wellenlänge des Lichtes 
CH
H
He
700 nm
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
h
W2
W1
h
W0
Energieniveauschema
Wie entstehen Spektrallinien ?
Beispiel:
Na D- Dublett bei 589 nm
Linienabstand 0.6nm
3p,
L=1
S
L
S
L
J=½
NatriumdampfLampe
h = 589.0 nm
Strahlungsintensität
h
= 589.6 nm
3s,
J=½, L=0
Energieniveauschema
589.0
3
J=½
589.6 nm

(Spin-Bahn-Kopplung) S = ½
Wie entstehen Spektrallinien ?
Beispiel:
Na D- Dublett bei 589 nm
Natriumdampf
Strahlungsintensität
NatriumdampfLampe
Emissionslinien
Linienabstand 0.6nm
W2
W2
W1
W1

Absorptionslinien
