Die Sonne - Hamburger Sternwarte
Werbung
So nah und doch so fern Die Sonne Uwe Wolter Astronomie-Werkstatt an der Hamburger Sternwarte Mai 2005 Zeitplan ● Inhaltliche Einführung ● Das Sonnenspektrum ● Sonnenbeobachtungen Messung der Sonnenparallaxe ● Beispiele im Internet: Die Sonne live, Vermessung von Sonnenflecken, (Applets) ● ● ● Messung der Sonnenrotation (Teleskopbeobachtungen: Mond, Jupiter?) Abschluss Einführung: „Blicke in die Sonne“ ● Die Sonnenatmosphäre ● Die Konvektionszone ● Sternmodelle ● Helioseismologie ● Der Sonnenkern Sonne: Aufbau Schematischer Schnitt (Freedman, Kaufmann; Universe) Die Sonnenatmosphäre Die „sichtbare“ Hülle der Sonne Sonnenflecken und Plages Sonnenflecken Plages Movie Schichtung der äußeren Sonnenatmosphäre Temperaturverlauf (Freedman, Kaufmann; Universe) Spektroskopie der Ca H&K Linien Spektrum des jungen ultraschnellen Rotators K-Sterns BO Mic im Vergleich zu einem sehr aktiven langsamen Rotator (HD 155855 mit erheblich verstärktenLinienkernen) Ca H&K: Emission in den Linienkernen BO Mic, HD 155855 (modifiziert) und die Sonne (White & Livingston 1981) Die Konvektionszone Wo Plasma und Magnetfelder tanzen Konvektionsmuster Photosphärische Granulen (schematisch) Chromosphärisches Netzwerk (Hα, APOD 2004 11. Juni 2004) Konvektionsmuster Photosphärische Granulen (schematisch) Chromosphärisches Netzwerk (Hα, APOD 2004 11. Juni 2004) Dynamo und magnetische „Flussröhren“ SimuliertesAuftauchen einer magnetischen Flussröhre in einem Riesenstern (Holzwarth & Schüssler 2001) Zeeman-Verbreiterung einer Spektrallinie in einem Sonnenfleck Wie regelmässig ist der Sonnenzyklus ? Der veränderliche Sonnendynamo: Historische Sonnenfleckenzahlen Sternmodelle “It is not too much to hope that in the not too distant future we shall be competent to understand as simple a thing as a star.“ (A. Eddington 1926) Ein Sonnenmodell Eingabedaten: Masse 1,9891 ± 0,004 · 1030 kg Leuchtkraft: 3,846 ± 0,01 · 1026 W Z/X 0.0230 ± 0,001 Alter 4.57 ± 0,02 · 109 a „Kepler“ Solarkonstante Meteoriten, Sonnenspektrum Meteoriten Gleichungssystem: Massenerhaltung hydrostatisches Gleichgewicht thermisches Gleichewicht Energietransport Zustandsgleichungen Energieerzeugung, Opazitäten, spezifische Wärmen Ein Sonnenmodell Eingabedaten: Masse 1,9891 ± 0,004 · 1030 kg Leuchtkraft: 3,846 ± 0,01 · 1026 W Z/X 0.0230 ± 0,001 Alter 4.57 ± 0,02 · 109 a „Kepler“ Solarkonstante Meteoriten, Sonnenspektrum Meteoriten Gleichungssystem: Massenerhaltung hydrostatisches Gleichgewicht thermisches Gleichgewicht Energietransport Zustandsgleichungen Energieerzeugung, Opazitäten, spezifische Wärmen Ein Sonnenmodell Eingabedaten: Masse 1,9891 ± 0,004 · 1030 kg Leuchtkraft: 3,846 ± 0,01 · 1026 W Z/X 0.0230 ± 0,001 Alter 4.57 ± 0,02 · 109 a „Kepler“ Solarkonstante Meteoriten, Sonnenspektrum Meteoriten Gleichungssystem: Massenerhaltung hydrostatisches Gleichgewicht thermisches Gleichewicht Energietransport Zustandsgleichungen Energieerzeugung, Opazitäten, spezifische Wärmen Modelldaten des Sonneneinneren (Foukal 2004, nach Bahcall & Ulrich 1988) Sterne im Hertzsprung-Russel Diagramm Sonnen-Leuchtkraft und Solarkonstante Leuchtkraft: 3,846 · 1026 W Solarkonstante: 1,366 kW/m² - Beispiel: Schmelzenthalpie von Eis = 330 kJ/Kg - Beispiel: Welt-Energiebedarf ≈ 1019 J/a (?) Schnappschüsse aus dem Leben der Sonne (Freedman, Kaufmann; Universe) Helioseismologie In die Tiefe „horchen“ Bewegung der Sonnenoberfläche Dopplergramm der Sonne (Leighton ca. 1960) „Dopplergramm“ der Sonne (SOHO) Die Sonne als Resonator Movie Zwei Eigenschwingungs-Moden der Sonne (z.B. http://soi.stanford.edu/results/heliowhat.html) Der Sonnenkern ...macht sie zum Stern Kernfusion im Sonnenkern (J. Bahcall 2001, http://www.sns.ias.edu/~jnb/) Der Hauptzweig über He3 Sonnen-Neutrinos Solarer Neutrino-Fluss bei 1 AU: 6 · 1010 /cm²s Nachweisreaktionen: - 37Cl (e,e-) 37Ar - e- e- ... (!) Das „Sonnen-Neutrino-Problem“ Vorhergesagte - und gemessene e-Flüsse (in SNU = 10-36 pro sec. und Target, Stand ca. 2000) Kein Sonnen-Neutrino-Problem Neutrino-Oszillationen: e À À (Stand ab 2001) Fazit ● ● Innerer Aufbau: Kern – Strahlungszone – Konvektionszone Atmosphäre: Photosphäre – Chromosphäre – Korona Strukturen durch Konvektion und/oder Magnetfeld-Konzentrationen ● Dynamo: Zusammenspiel von Konvektion und differentieller Rotation Quasiperiodischer Zyklus (langzeitstabil?) mit ausgeprägter Modulation ● ● ● Stern/Sonnen-Modelle: Aufbau und Entwicklung Helioseismologie: Indirekte Abbildung des Innereren Neutrinos: Teilchen aus dem Sonnenkern Anhang Einige weitere www-Links zum Thema „Blicke in die Sonne“ ● Die Sonnenatmosphäre http://sohowww.nascom.nasa.gov/ http://jersey.uoregon.edu/vlab/elements/Elements.html http://www.astro.washington.edu/labs/clearinghouse/labs/Solarspec/sunspec.html ● Die Konvektionszone http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/dynamo.htm ● Sternmodelle http://cassfos02.ucsd.edu/public/tutorial/StevI.html http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/evolve/evolve.html ● Helioseismologie http://soi.stanford.edu/results/heliowhat.html Der Sonnenkern http://www.astro.ubc.ca/~scharein/applets/#Sim ● Allgemein: Interaktive Astro-Lernsoftware, Applet-Sammlungen http://jersey.uoregon.edu/vlab/ http://www.astro.ubc.ca/~scharein/applets http://astro.u-strasbg.fr/~koppen/apindex.html http://www.gettysburg.edu/academics/physics/clea/CLEAhome.html Das Sonnenspektrum Echelle spektrum der Sonne (NOAO, APOD 27.2.2005) Sternspektren Sonne (G2 V, T eff = 5780 K) Arctur (α Boo, K1 III, T eff ≈ 5200 K ) Photospheric Doppler images Low-noise time series of spectral line profiles ... + a priori information → Towards chromospheric Doppler imaging Indications of rotational modulation (Wolter & Schmitt 2005, accepted) Towards chromospheric Doppler imaging Indications of rotational modulation (Wolter & Schmitt 2005, accepted)
