Die Sonne
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Die Sonne Daten und Fakten 1 Andreas, Nicole, Lea Lea-Maria Daten und Fakten Um die Sonne etwas genauer kennenzulernen werden wir im folgenden Text ein paar wichtige Daten und Fakten nennen. Außerdem werden wir erklären wie die Forscher zu den jeweiligen Daten kommen. Die Sonne ist eine Plasmakugel und hat einen Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometer. Forscher gelangen durch Raumsonden, Satelliten oder anderen Geräten zu dieser Beschreibung.Die Sonne braucht außerdem 25,380 Tage um ein vollständig zu drehen . Die Größe beziehungsweise der Durchmesser ist eine grundlegende Information, da sie wiederverwendet werden kann um weitere Daten zu berechnen. Dies wäre zum Beispiel das Volumen. Schließlich berechnet man das Volumen einer Kugel mit der Formel: V=4/3*π*r^3. Somit dividiert dividiert man den Durchmesser durch 2 und erhält den Radius, der anschließend in die Formel eingesetzt werden kann . Die ergibt nun das Volumen unserer Sonne, welches 1,4*10^27 m^3 entspricht. Ist dies berechnet worden kann man nun die Masse unserer Sonne mit mit einer Methode bestimmen. Bestimmung der Sonnenmasse Die Sonne ist etwa 333 000 Mal schwerer als die Erde. Damit ist sie mit Abstand das massereichste Objekt unseres Sonnensystems. Die Sonnenmasse ist mittlerweile sogar eine physikalische Größe, die benutzt wird um die Massen anderer Sonnen anzugeben, aber auch für das Beziffern von ganzen Galaxien. Die physikalische Größe der Sonnenmasse hat das Symbol . Berechnen kann man die Sonnenmasse mithilfe des 3. Keplerschen Gesetzes. Außerdem verwenden wir die große Halbachse a der Erde (1 AE = 149 597 870, 7 km). Weitere Angaben, die wir wissen, um die Sonnenmasse zu berechnen sind einerseits die Gravitationskonstante G = 6,6738·10-11 und andererseits die Umlaufdauer P der Erde um die Sonne (= 365,25 Tage). Nun werden die Werte in die Formel eingesetzt. = = 1,48 · 1031 kg Diese Rechnung ist für die Zeit von vor etwa 100 Jahren relativ genau gewesen. Heutzutage werden Satelliten fürr genauere Messungen verwendet. Offiziell laut die Sonnenmasse folgendermaßen: (1,98892 ± 0,00025) · 1030 kg also etwa 2 · 1030 kg Dichte und Alter Schlussendlich kann nun die Durchschnittsdichte anhand des Volumens und der Masse berechnet werden, da die Formel der Dichte ρ=m/V lautet. Setzt man die berechneten Werte ein kommt man zu : p=2*10^27/1,4*10^27 Kommen wir nun zum Alter der Sonne. Sie ist 4,6 Mrd Jahre alt. Astronomisch gesehen ist die 2 Andreas, Nicole, Lea Lea-Maria Sonne ca. zur gleichen Zeit wie andere Planeten unseres Sonnensystems Sonnensystems entstanden. Allerdings ist klar, dass sie etwas früher da war allerdings nicht über einen großen astronomischen Zeitraum. Deswegen konnte man das Mondgestein untersuchen und durch die enthalten Isotope durch eine Methode der radiometrischen Datierung tierung das Alter bestimmen. Bestimmung der Astronomischen Einheit während eines Venustransits Eine lange Zeit konnte man die Entfernungen in unserem Sonnensystem nur in Astronomischen Einheiten zeigen. Diese Berechnungen liegen dem 3. Keplerschen Gesetz zu Grunde. Erst im 18. Jahrhundert kam der englische Astronom Edmond Halley (*1656; † 1742) auf die Idee, wie man mithilfe eines Venustransits (Venusdurchgang vor der Sonnenscheibe) die Entfernung der Erde zur Sonne in Kilometern zu bestimmen. bestimmen. Aus dieser Entfernung konnte man durch das 3. Keplersche Gesetz auch die Abstände von anderen Planeten und Himmelskörper innerhalb unseres Sonnensystems berechnen. Gesucht ist der Abstand der Erde zur Sonne, also RE .Gegeben ist zunächst einmal nur die Entfernung von zwei Punkten auf der Erde, von denen der Venustransit sichtbar ist. Diese Entfernung, die mit dem Koordinatensystem berechnet wird, wird d genannt. Mithilfe des 3. Keplerschen Gesetzes wird im ersten Schritt das Verhältnis von RV und RE bestimmt. estimmt. Somit ist das Verhältnis von RV zu RE folgendes: Nun wird gleichzeitig von beiden Beobachtungspunkten der Venusort auf der Sonne gemessen. Venustransit aufgenommen in Essen Venustransit aufgenommen in Windhoek ( Namibia) Aus den Aufnahmen kann man nun den Winkel θ (Theta) berechnen. Hierbei sollte man noch 3 Andreas, Nicole, Lea Lea-Maria anmerken, dass die Sonnenposition durch eine Parallaxe1 verschoben scheint. Nun wird der Winkel θ halbiert ( Winkelhalbierende Mittelachse) Mittelachse) und mithilfe des Tangens wird folgendes Verhältnis gebildet: bzw umgeformt: bzw. : In Worten ausgedrückt bedeutet die obige Gleichung, dass der Abstand von der Venus zur Erde im Verhältnis ist mit dem Quotient des Abstands der beiden Beobachtungspunkten und dem zweifachen Tangens des halbierten Winkel θ. Als nächstes wird für RV die oben obe berechneten 0,72 · RE eingesetzt. Danach wird RE ausgeklammert. RE · (1- ) = Daraufhin wird auf beiden Seiten mit dem Kehrwert von multipliziert (= 3,57) Hiermit ist nun vollständig nach RE aufgelöst worden und man kann die Entfernung der Sonne zur Erde mit folgender Formel berechnen: Da es keine zuverlässigen Quellen gab, bei denen der Winkel θ korrekt genannt wurde, hat unsere Gruppe mit einem 8-seitigen seitigen Arbeitsblatt2 näherungsweise versucht den Winkel zu bestimmen. Wir kamen auf das Ergebnis θ=0,011°, wenn d die Entfernung von Essen nach Windhoek ist (8160km). Nun werden die bekannten Werte eingesetzt: RE = 3,57 · [ ] = 151 735 891 km Nach Radarmessungen aus dem Jahre Jah 2012 gilt: 1 AE = 149 597 870, 7 km Damit ist unser Beispiel sehr genau! 1 Parallaxe: (hier:) bezeichnet die scheinbare Änderung der Position der Sonne, wenn der Beobachter seine Position ändert (http://de.wikipedia.org/wiki/Parallaxe http://de.wikipedia.org/wiki/Parallaxe) 2 http://www.klett-mint.de/fileadmin/Zirkel/Arbeitsblaetter_A4_Ausgabe1_Venustransit.pdf mint.de/fileadmin/Zirkel/Arbeitsblaetter_A4_Ausgabe1_Venustransit.pdf 4 Andreas, Nicole, Lea Lea-Maria Temperatur und Strahlung Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt 5.785 K = 5.512°C .Die Temperatur im Zentrum beträgt 15 Mio K. Durch die Temperatur kann man die Strahlungsintensität berechnen mit dem Wiensches Verschiebungsgesetz. Glühende Oberflächen senden eine aus vielen Wellenlängen zusammengesetzte elektromagnetische Strahlung aus.Untersucht man die Strahlungsintensität in Abhängigkeit von der Wellenlänge, so erhält man für einen Körper für jede Temperatur eine charakteristische Kurve( Bild) . Der Vergleich der Kurven für verschiedene Temperaturen zeigt: • • Mit zunehmender Temperatur vergrößert sich die Leistung des Strahlers sehr stark. Die Lage des jeweiligen Strahlungsmaximums hängt von der Temperatur ab und verschiebt sich mit Erhöhung der Temperatur in Richtung kleinerer Wellenlängen. Die Wellenlänge der intensivsten Strahlung hängt nur von der Temperatur des Kör Körpers ab. Es gilt: Kennt man die Temperatur eines Strahlers, so kann man berechnen, bei welcher Wellenlänge die Intensität der abgegebenen Strahlung am größten ist. Geht man z.B. bei der Sonne von einer Oberflächentemperatur von 5770 Kelvin aus und betrachtet betrachtet sie als Strahler, dann erhält man als Wellenlänge für das Strahlungsmaximum: 5 Andreas, Nicole, Lea Lea-Maria Das elektromagnetische Spektrum Definition: Das elektromagnetische Spektrum umfasst den gesamten Bereich der Wellenlänge aller bekannten elektromagnetischen Strahlung. Die verschiedenen Strahlungsarten Im elektromagnetischen Spektrum gibt es viele verschiedene Strahlungsarten. Sie reichen von sehr kleinen Wellenlängen, bis zu sehr großen Wellenlängen. Im Folgenden werden die verschiedenen Wellenlängen dargestellt. Es beginnt mit der Radiowelle, welche die größte Wellenlänge der hier aufgezählten Strahlungen hat. Enden wird es mit der Gammastrahlung, die die kürzeste Wellenlänge besitzt. Festzuhalten ist auch, dass ja kleiner eine Welle ist, desto größer ist ihre Energie. Das heißt, dass die Gammastrahlung die höchste Energie besitzt. Radiowellen: - größte Wellenlänge im elektromagnetischen Spektrum - Übertragung von Musik ins Radio ; Fernsehübertragung ; Handy Mikrowellen: - Wellenlänge im Bereich von Dezimetern bis Millimetern -Mikrowellen benutzen Mikrowellen im Bereich von 12 cm Infrarot: - Wellenlänge von einer Stecknadelkopfgröße - ferne Infrarotstrahlung → Wärmestrahlung z.B. Wärmestrahler sichtbares Licht: - sehr schmaler Wellenlängenbereich, den unser Auge erfasst 6 - Licht erscheint uns als weiß → Summe verschiedener Lichtsorten - scheint z.B. Licht durch ein Prisma, so wird wi es in seine Bestandteile zerlegt ultraviolette Strahlung: - Wir können UV-Strahlung UV nicht sehen - manche Tiere könne UV-Strahlung Strahlung sehen Röntgenstrahlen: - Röntgenstrahlen werden meist nach der Teilchenenergie unterschieden Gammastrahlung: - Besonders durchdringende elektromagnetische Strahlung - Kann beim Zerfall von Atomkernen entstehen - Wird von der Atmosphäre absorbiert Verschiedene Wellenlängen 7 In dieser Grafik sieht man die verschiedenen Wellenlängen, wie oben schon beschrieben beschrieben. Zudem sieht man ihre Größe im Vergleich zu anderen Objekten. Strahlung, die zur Erde kommt Dieser Grafik kann entnommen werden, welche Strahlung die Sonne zur Erde aussendet. Grob kann man die Strahlung in UVA-,, UVBUVB und UVC- Strahlung und Infrarot unterscheiden. Die UVC UVC8 Strahlung (Röntgenstrahlung) wird von der Erdatmosphäre vollständig zurückreflektiert. Dies ist auch gut so, denn sonst hätten wir auf der Erde ein enormes Krebsrisiko. Die UVB-Strahlung kann teilweise durch die Erdatmosphäre gelangen. Sie ist der Auslöser, dass man im Sommer braun wird. Um unsere Augen vor der Ultravioletten Strahlung zu schützen, ziehen wir eine Sonnenbrille an. Entstehung Es gibt mehrere Wege, wie elektromagnetische Strahlung entstehen kann. Die wichtigsten Typen der Entstehung sind: 1) Spontane/stimulierte Emission Jedes Atom oder Molekül hat einen bestimmten Energiegehalt. Wenn sich dieser Verändert, in diesem Fall verringert, dann kann es zur Aussendung von Photonen kommen. Es ist bei einer spontanen Emission nicht vorauszusagen, wann ein Photon emittiert wird, jedoch kann über die Halbwertszeit eine proportionale Wahrscheinlichkeit erstellt werden. Es sind oder es werden Atome oder Moleküle in einen Zustand gebracht, indem das Energieniveau des Atoms so hoch ist, dass das Elektron in eine höhere Hülle eintritt. Durch diesen Vorgang hat das Atom oder Molekül einen Überschuss an Energie. Dieser Zustand wird auch angeregter Zustand genannt. Ein Atom kann in einen angeregten Zustand kommen, indem es zum Beispiel ein anderes Photon absorbiert, auf ein anderes Atom trifft, oder erhitzt wird (sich die Atomschwingungen erhöhen). Bei einer spontanen Emission, wird erst nach einer Zeit (gleich wie die Halbwertszeit) eine Photon emittiert. Bei der stimulierten Emission jedoch, trifft einen anderes Photon auf das Atom/Molekül mit dem angeregten Zustand, sodass ein oder mehrere Elektronen wieder in einen Schale näher dem Kern wechseln können und ein zweites Photon frei wird. Es verlassen zwei Photonen das Atom/Molekül. 2) Bremsstrahlung Treffen geladene Teilchen wie zum Beispiel Protonen oder Elektronen auf ein elektrisches oder magnetisches Feld und werden dabei abgelenkt, können elektromagnetische Wellen entstehen, die das Teilchen verlassen. Ein anderes Beispiel der Bremsstrahlung tritt auf, wenn ein geladenes Teilchen mit hoher kinetischer Energie auf einen Feststoff trifft. Die kinetische Energie wandelt sich teilweise in Strahlung um. 3) Wärmestrahlung Wärmestrahlung wird von Molekülen auf Grund ihrer Wärme abgestrahlt. Diese Strahlung wird aber nicht weiter behandelt. 9 Sonolumineszenz Unter Sonolumineszenz versteht man, die Emittation von hoch energetischen Gammastrahlen, die bei Kavitation freigesetzt werden. Bei einer Kavitation bilden sich in einem Gas oder flüssigen Gemisch Hohlräume, wenn sie stark bewegt werden. Wenn diese Hohlräume zusammen brechen, dann wird hoch energetische Strahlung wie bei der Bremsstrahlung frei. 10 Spektrallinien Spektrallinien sind voneinander getrennte Linien im sichtbaren Spektrum. Man unterscheidet zwischen Absorptionslinien und Emissionslinien. Ein Beispiel für Absorptionslinien wären die Fraunhofer-Linien Fraunhofer Linien und für Emissionslinien die Betrachtung des Spektrums Spektrums einer Leuchtstofflampe. Beispiel eines Emissionsspektrums Beispiel eines Absorptionsspektrums Entstehung: Elektronen in einem Atom oder Molekül bewegen sich in einer bestimmten Bahn bzw. Schale um den Atomkern. Um in eine andere Schale zu wechs wechseln, benötigt das Elektron zusätzliche Energie, die es von passenden Photonen des eintreffenden Lichtes bekommt. Das Elektron bewegt sich wieder zurück in seine Ausgangsschale zurück, denn der Zustand in der nächsten Schale ist instabil. Dadurch gibt es di die aufgenommene Energie wieder in Form von Licht ab. Die Energie ist immer verschieden, da die Schalen jedes Elements verschieden sind. Absorptionslinie: Die Strahlung der Sonne, die im Inneren durch Kernfusion erzeugt wird, drängt an die Oberfläche. In den n äußeren Schichten der Sonne werden einige Lichtteilchen von den dort vorkommenden chemischen Elementen absorbiert, gewissermaßen „geschluckt“. Dadurch entstehen Lücken im Licht. Die fehlenden Farben erscheinen im Spektrum als schwarze Linien. Aufgrund ihrer ihrer Entstehung nennt man sie Absorptionslinien. Emissionslinie: Im Gegensatz dazu entstehen Emissionslinien, wenn chem. Elemente, beispielsweise Natrium, erhitzt wird. Dann gibt Natrium Energie in Form von Lichtteilchen (Photonen) ab, die im Spektrum als helle Linien sichtbar werden. (Elektron von energiereicheren Stufe fällt in Ausgangsschale zurück und erzeugt dieses Photon). 11 Verwendung: Die Linien, egal ob durch Emission oder Absorption entstanden, kennzeichnen ein bestimmtes chemisches Element. Jedes Atom besitzt einen eigenen „Fingerabdruck“ (sendet eine charakteristische Strahlung aus), weil die Energie immer anders ist. Mithilfe von Absorptionslinien kann man in der Astronomie v.a. die Bewegungen von Sternen und Galaxien ermitteln. Bewegt sich z.B. ein kosmisches Objekt von der Erde fort, so verschieben sich seine Spektrallinien zum langwelligen roten Bereich des Spektrums. Kommt es dagegen auf uns zu, so verschieben sich die Linien in den blauen Bereich. Das Bild zeigt die Emissionsspektren unterschiedlicher Elemente 12 Fraunhofer’sche Linien Jedes Element emittiert eine andere Wellenlänge und andere Spektren. Der Münchner Optiker Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 im Sonnenspektrum über 500 dunkle Linien, bei denen er die wichtigsten 11 von A-K benannte. Die weniger ausgeprägten Linien erhielten andere Buchstaben. Anhand dieser Linien wurden die Materialien der Photosphäre (äußerste Schicht der Sonne) ermittelt. Es war am Anfang jedoch mit Fehlern verbunden, da viele Linien auch durch die Erdatmosphäre hervorgerufen wurden. Mithilfe der Fraunhoferlinien können u.a. auch die Brecheigenschaften verschiedener Materialien bestimmt werden. Die Wellenlänge wird von dem Material, auf welches die elektromagnetische Strahlung trifft „gebrochen“, sodass sich bei anderen Materialien andere Wellenlängen ergeben. Des Weiteren werden die Strahlen von dem Element gestreut, was wiederum auf eine individuelle Eigenschaft hindeutet. Am bekanntesten sind die Balmerlinien, welche das Wasserstoffatom unter bestimmten Temperaturen in der elektromagnetischen Strahlung aufweist. Die Balmerlinien treten nur auf, wenn an einer bestimmten Anzahl der Wasserstoffatome ein Elektron ein weiter außen liegendes Niveau betritt. Die Wahrscheinlichkeit für diesen Zustand liegt am höchsten, wenn die Temperatur bestimmt ist. 13 Eigenschaften elektromagnetischer Strahlung Das Feststellen und Messen von elektromagnetischen Wellen= Elektromagnetische Wellen werden mithilfe von Sensoren, im speziellen Fall von Tieren Photorezeptoren, erkannt und gemessen. Dies sind maßgebende Elemente des Auges. In der Technik wird sichtbares Licht durch Photozellen erkannt. An einer elektromagnetischen Welle kann deren Geschwindigkeit gemessen werden, einerseits die im Vakuum universale Konstante Lichtgeschwindigkeit, sowie den in einem durchlässigen Medium allenfalls davon abweichenden Wert. Um die Wellenlänge zu messen, gibt es unterschiedlich geeignete Methoden, je nachdem, ob es sich um kürzere oder längere Wellenlängen handelt. Eigenschaften Wellen= Elektromagnetische Wellen besitzen viele Eigenschaften, die unabhängig von ihrer Wellenlänge bei ihnen feststellbar sind. Bei diesen Eigenschaften handelt es sich vor allem um solche, die auf beliebige Wellenarten zutreffen und die daher häufig auch als charakteristische Merkmale von Wellen bezeichnet werden. Hierzu zählen die Reflexion, die Brechung, die Beugung und die Interferenz. Es handelt sich physikalisch gesehen um ausbreitende Schwingungen des elektromagnetischen Feldes. Dabei stehen elektrisches und magnetisches Feld bei linear polarisierten Wellen senkrecht aufeinander und haben ein festes Größenverhältnis . Dies ist durch die Wellenimpedanz gegeben. 14 NwT 2013, von Olga, Ragna und Jérémy Die Oberfläche der Sonne Aufbau und Temperatur der Oberfläche Die Sonnenoberfläche besteht aus drei Schichten. Die unterste wird Photosphäre genannt, darauf folgt die Chromosphäre und zuletzt die Sonnenatmosphäre die Korona genannt wird. Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche und ist 300km dick. Die Temperatur beträgt ca. 6000 Kelvin. Von hieraus wird die Licht und Wärmeenergie ins Weltall abgestrahlt. Die Oberfläche ist ständig in Bewegung. Denn unter der Oberfläche wird das Gas durchmischt. Alle, von außen beobachtbaren Phänomenen der Sonne spielen sich in der Photos- und Chromosphäre ab. Die schwach rötlich leuchtende Chromosphäre liegt über der Photosphäre. Sie ist etwa 30.000km dick. Die Temperatur liegt bei etwa 500.000 Kelvin. Ihre Dichte (Anzahl der Atome) ist wesentlich geringer als die der Photosphäre. Die Strahlung der Photosphäre dringt durch die Gasmassen, die durch die magnetischen Kräfte der Chromosphäre mit hoher Geschwindigkeit nach außen geschleudert werden. Die Korona ist die oberste Schicht der Sonnenoberfläche. Sie wird auch als Atmosphäre der Sonne bezeichnet. Die Anzahl der Atome ist noch geringer als in der Chromosphäre. Aus diesem Grund nimmt die Temperatur nochmal und erreicht ca. 4 Mio. Kelvin. Durch die hohe Temperatur wird die Energie in Form von ultravioletten oder Röntgenstrahlen ins Weltall abgegeben. Die Korona kann mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis wahrgenommen werden. (Wenn das Licht der Photosphäre durch den Mond abgedeckt ist. 15 NwT 2013, von Olga, Ragna und Jérémy Phänomene der aktiven Sonne Sonnenflecken/ Rotationsdauer: Dass die Oberfläche der Sonne weder glatt noch gleichmäßig hell ist wissen wir alle, doch was sind die schwarzen Flecken die überall auf der Sonnenoberfläche verteilt sind? Die schwarzen Sonnenflecken Flecken nennt man Sonnenflecken und werden von uns als schwarze Punkte wahrgenommen, weil sie kälter sind als der Rest der Oberfläche. Sie sind meist um die 1500 Kelvin kühler als der „normale“ Teil der Oberfläche. Große Sonnenflecken bestehen gewöhnlich aus einem zentralen dunkleren Teil genannt Umbra und drumherum einer helleren Region der Penumbra. Sonnenflecken variieren in ihrer Größe sehr unterschiedlich. In der Regel sind sie 1000-10000km im Durchmesser und existieren nicht länger als ein paar Tage. 1908 hat George Ellery Hale entdeckt dass die Sonnenflecken starke Magnetfelder aufweisen. Ein typischer Sonnenfleck hat eine Magnetfeldstärke die 2500-mal stärker ist als das Erdmagnetfeld. Die Sonnenflecken sind meistens zu Gruppen zusammengeschlossen. Dabei kann man beobachten das die Magnetfelder am östlichen und westlichen Rand der Gruppe entgegengesetzte Richtungen haben, und zwar zum Sonneninneren hin bzw. von ihm weg. Seit dem 18. Jahrhundert ist bekannt, dass die Anzahl der Sonnenflecken innerhalb von etwa 11 Jahren ab- und wieder zunimmt ( Sonnenfleckenzyklus). Sonnenflecken entstehen durch Störungen im solaren Magnetfeld wobei gebündelte Magnetfeldlinien aus der Photosphäre bis in die Korona aufsteigen und die örtliche Konvektion behindern. Die Magnetfeldlinien erstrecken sich bei kleinen Sonnenflecken nur über einen Fleck und bei größeren über zwei Sonnenflecken. Dank den Sonnenflecken kann man auch herausfinden wie lange die Sonne braucht um sich einmal um ihre eigene Achse zu drehen. Man beobachtet einfach einen Fleck und 16 NwT 2013, von Olga, Ragna und Jérémy wartete bis er wieder an seinem Ausgangspunkt zurück ist. So weiß man, dass sich Die Sonne an ihrem Äquator in 27 Tagen einmal um ihre Achse, aber an den Polen in 31 Tagen dreht. Entstehung Sonnenflecken entstehen durch Störungen im solaren Magnetfeld wobei gebündelte Magnetfeldlinien aus der Photosphäre bis in die Korona aufsteigen und die örtliche Konvektion behindern. Die Magnetfeldlinien erstrecken sich bei kleinen Sonnenflecken nur über einen Fleck und bei größeren über zwei Sonnenflecken. Im Bereich der Magnetfeldlinien werden Plasmamassen aus dem inneren der Photosphäre nach oben gewirbelt und festgehalten. Diese nennt man dann Flares. Sonnenstürme sind bei der Trennung von Flares (auch chromosphärische Eruptionen) entstandene erhöhte Massenausstöße. Diesen nennt man auch eruptive Protuberanzen. Sonnenstürme Im Bereich der Magnetfeldlinien werden Plasmamassen aus dem inneren der Photosphäre nach oben gewirbelt und festgehalten. Diese nennt man dann Flares. Sonnenstürme sind bei der Trennung von Flares erhöhte Massenausstöße. Diese nennt man auch eruptive Protuberanzen. Sonnensturm 17 NwT 2013, von Olga, Ragna und Jérémy Phänomene der ruhigen Sonne Granulation/ Konvektion Granulen sind „Körner“ auf der Oberfläche der Sonne die für einige Minuten zu sehen sind. Sie entstehen durch heißes aufsteigendes Material aus dem Inneren der Sonne und sind bis zu 1000km im Durchmesser. Beim Vorgang der Granulation werden thermische hell leuchtende Teilchen in der Konvektion an die sichtbare Oberfläche geleitet, kühlen ab und sinken an den Seiten eines Granuls ab wirken dadurch dunkler und bilden somit ein Fleckenmuster. Die Granulation kann man jeder Zeit auf der Sonnenoberfläche beobachten. 18 ^ Aktueller Aufbau der Sonne (Schalenförmig aufgebaut) Ganz im Inneren der Sonne ist der Kern. Hier wird die Energie produziert. Im Kern konzentriert sich ungefähr die Hälfte der solaren Masse. Hier herrscht eine Temperatur von mindestens 15 Millionen Kelvin und auch ein sehr großer Druck. Deshalb kommt es auch zu Kernfusionen. Danach kommt die Strahlungszone. Dort wird die Energie durch elektromagnetische Wellen bis nach Außen weitergegeben. Die Frequenz der Wellen wird kleiner, je weiter sie sich vom Kern entfernen. Bis die Energie die Strahlungszone überwunden hat geht es sehr lange, da die Strahlen immer wieder von Elektronen absorbiert und danach in alle Richtungen gestreut wird. Die Konvektionszone Sie schließt sich an die Strahlungszone an und ist ca. 200m dick. Hier ändert sich der Aggregatzustand, da der Druck und die Temperatur geringer werden. Deshalb kann man die Masse mit einer Flüssigkeit vergleichen. Die heiße Materie steigt nach oben auf und gibt die Energie durch Strömungen weiter, bis sie oben abkühlt, wobei sie wieder ins Innere der Sonne absinkt. Photosphäre... 19 ^ Energiefreisetzung in der Sonne Jedes organische Lebewesen bekommt seine Energie direkt oder indirekt durch die Sonne. Deshalb war auch der Versuch schon lange da, zu erklären, wie die Sonne ihre Energie freisetzt. Zuerst wurde die Erklärung auf chemischem Weg versucht, also ging man von Elektronenverschiebungen aus. Es wurde behauptet, das die Sonne eine so hohe Masse besäße, dass die Gravitationskraft alles so stark zusammendrückt, so dass im Inneren Hitze erzeugt wird. Die Atome im Inneren wären dann so dicht aneinander, mit einer zu hohen Bewegungsenergie, das sich Wärme abstrahlt. Die Sonne wäre jedoch dann so schnell implodiert, dass wir mittlerweile kein Sonnenlicht mehr abbekommen würden. Ein Meilenstein in der Erklärung der Energie der Sonne wurde durch die Arbeiten von Rutherford und Einstein gesetzt. Rutherford entwickelte das heute am bekanntesten Atommodell und Einstein veröffentlichte kurz danach seine Quantentheorie. In der Quantentheorie beschreibt Einstein, dass Energie in Materie und Materie in Energie umgewandelt werden kann. Er entdeckte außerdem, das bei Zerspaltung von großen Atomen oder bei Fusion kleinerer Atome eine sehr hohe Energie frei wird. Dies wurde auch bekannt unter der atomaren Energie. Aufgrund dessen, das bei atomaren Reaktionen die starke Kernkraft und bei chemischen Reaktionen die elektromagnetische Kraft frei wird, kann die atomare Reaktion viel mehr Energie freisetzen. Proton-Proton-Zyklus Wenn sich zwei Protonen im Sonnenkern sehr nahe kommen, kann es sein, dass die starke Kernkraft, welche nur über eine sehr kurze Distanz Wirkung hat und die elektromagnetische Kraft, die die auf die zwei Protonen abstoßend wirkt, überwindet. Dann binden sich die beiden Protonen zu einen Helium-2 Atom, jedoch zerfällt dieses Atom in einen schweren Wasserstoff, da der Zustand zu instabil war. Der restliche Verlauf ist auf dem Bild erklärt. 20 ^ Entstehung der Sonne: Am Anfang war der Urknall. Im Zeitraum nach diesem Ereignis gab es keine Materie. Erst nach einer bestimmten Zeit bildeten sich Elektronen und Protonen. Aus diesen gingen dann nach mehreren tausend Jahren Wasserstoffatome hervor. Diese schwirrten im Universum umher und gingen „Verbindungen“ mit anderen Wasserstoffatomen ein. Dadurch entstanden Wasserstoffsterne oder sogenannte Ursterne. In diesen Ursternen entstanden dann durch Kernfusion aus dem Wasserstoff neue chem. Elemente, beispielsweise Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Eisen etc. Diese wurden bei den Explosionen der Ursterne ins Weltall gestoßen und breiteten sich als Gas- und Staubwolken aus. Die Materie war entstanden. Daraus entstanden die Sterne der nächsten Generation. Die Entstehung unserer Sonne: Am Beginn eines Sternenlebens steht eine riesige Gasund Staubwolke. Auf diesem Bild sieht man eine Aufnahme von Hubbles Weltraumteleskop von 1995 aus dem Sternbild Orion die genau diese Gas- und Staubwolke zeigt. Diese Wolke ist mehrere Lichtjahre groß. Diese Gaswolke ist homogen, d.h die Materie ist gleichmäßig verteilt. Die „Aktivierungsenergie“, kommt von einer nahen Supernova. Eine Supernova ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch eine Explosion, bei der der Stern selbst vernichtet wird. Die Druckwelle der SupernovaExplosion durchläuft die Gaswolke und sorgt dafür, dass sie unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenbricht. Durch diesen Zusammensturz, bildet sich im Zentrum der Gaswolke eine Verdickung, in der sich die meiste Materie sammelt und verdichtet wird. Durch die Schwerkraft der Verdickung, wird in der nahen Umgebung alles angezogen, was leichter ist als diese selbst. Durch das ständige Wachstum kommt es zu einer Kettenreaktion: Die Masse steigt, der Anziehungsbereich wird größer, es wird immer mehr Material aus der Gaswolke angezogen. Somit befindet sich in der näheren Umgebung um den neuen Stern keine sichtbare Materie mehr. Durch die steigende Masse, erhöht sich auch die Dichte. Dadurch steigt die Temperatur im Inneren. Durch das ständige Verdichten und Erhitzen des Gases, bildet sich nach einigen Millionen Jahren ein Protostern. 21 ^ Auf dem Bild sieht man den 450 Lichtjahre entfernten Protostern L1527 IRS, der höchstens 300.000 Jahre alt ist. Der Protostern leuchtet allerdings noch nicht, da der Begriff nur den Bereich innerhalb der Gaswolke meint. Hierfür benötigt man mehrere Millionen Grad im Inneren, da es dann zur Kernschmelze kommt. Infolge dessen gibt der Protostern sehr viel Energie nach außen in Form von Licht und Wärme ab. Erfolgt dieser Prozess, ist der Stern komplett und die Kernschmelze, welche stetig voranläuft, erhält den Stern „am Leben“. Die Zeitspanne vom Protostern zu unserer heutigen Sonne beträgt etwa 10 Millionen. Die komplette Entstehung, von der Gaswolke bis zur heutigen Sonne dauerte somit 15 Millionen Jahre. Unsere Sonne bildete sich vor etwa 4,7 Milliarden Jahren heraus, also erst ca. 8 Milliarden Jahre nach dem Urknall. 22 ^ Das Gleichgewicht der Kräfte in der Sonne: Wie im obigen Text genannt, wurden als das Universum entstand auch alle Atome, die heute die Materie ausmachen gebildet. Wie ebenfalls oben genannt, waren dies durchweg leichte Atome wie Wasserstoff, Helium etc.. In großen Wolken trieben sie seitdem durch den Raum (Die oben genannten Gas- und Staubwolken). Durch Unregelmäßigkeiten und später durch abgestoßene Materie sterbender Sterne verdichteten sich Teile davon. Die Gravitation begann zu wirken. Diese sorgte dafür, dass diese Materie in Kugelform zusammengehalten wurde. Mehr noch, sie war bestrebt, das Gas immer weiter zum Mittelpunkt zu ziehen und zu verdichten. Dabei erhöht sich die Temperatur des Gases im entstehenden Protostern. Als die Temperatur hoch genug war, begannen im Zentrum atomare Vorgänge, die Energie nach allen Seiten abstrahlten und eine Gegenkraft zur Gravitation bildeten. Dazu kam der Druck, den das heiße Gas ausübt. Beide bildeten eine Gegenkraft zur Gravitation. Im weiteren Verlauf entwickelte einmal die eine, einmal die andere Kraft die Oberhand, bis sich schließlich ein Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitation einstellte. Der Stern war nun in seiner Entwicklung vollendet. Das Gleichgewicht wirkt nun bis zum Ende des Sternenlebens. Das Gleichgewicht zwischen Gravitation auf der einen und Strahlungs- und Gasdruck auf der anderen Seite macht den Stern zu einem beständig Energie abstrahlenden Kraftwerk. 23
