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Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag.

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1 Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag

2 Inhaltsverzeichnis Sternentstehungsorte Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern Hertzsprung – Russel Diagramm Lebenslauf der Sonne Protostern -> Hauptreihenstern Einfaches Sonnenmodell Aufbau der Sonne + heutige Daten Energieerzeugung Entwicklung zum Weißen Zwerg Probleme beim Sonnenmodell

3 Molekülwolken Neue Sternentstehungsorte Molekülwolken, nicht Wolken aus elementarem Wasserstoff! dichter und kälter Größe: bis zu 100 Parsec lang und 45 Parsec dick Dichte: ca. 300 H 2 -Moleküle/cm³ (Klumpenbildung 10 x höher) - ca. 1% mikroskopischer Sternenstaub - interstellare Materiedichte ca. 1 Wasserstoffatom/cm³ Masse: bis mehrere Millionen Sonnenmassen Alter: weniger als 50 Millionen Jahre Beobachtung: unregelmäßige Form, kein dichter Kern

4 Kohlenmonoxid: Hantelform Drehung von anderen Molekülen (H 2 -Moleküle) Kennzeichnet Gebiete von dichten, kühlen Gaswolken! Annahme: CO zeichnet Stern- entstehungsgebiete aus!

5 Kollaps interstellarer Wolken Kurze Einführung Typische Werte: T: K R: 2 pc Probleme: Drehimpuls solare Ringe! Selten: Einzelsternsysteme (typisch Doppelsternsysteme)

6 Grundlagen Leuchtkraft Effektivtemperatur Aber! Sonne kein Schwarzer Strahler 1.) Mitte-Rand-Verdunkelung 2.) Fraunhoferlinien Hertzsprung Russel Diagramm

7 Scheinbare Helligkeit (Magnitudo; Größenklasse) [mag] Absolute Helligkeit M [mag] Spektralklassen (Harvard Typen) - S feinere Unterteilung durch O – B – A – F – G – K – M Zahlen von R - N ungefähr einer Temperatur zuordenbar! Blau Gelb Rot Zuordnung aufgrund Spektren bestimmter Standartsterne

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9 Sonstiges Hayashi-Linie Stern zum ersten Mal von außen sichtbar (Protostern)! Freie Fall gestoppt, Entwicklung läuft viel langsamer ab rechts, verbotener Bereich (instabile Sterne)

10 Protosterne

11 Entwicklung zur Hauptreihe

12 Grundgleichungen eines einfachen Sonnenmodells Annahmen zur Vereinfachung -nicht rotierende Sterne -kein Magnetfeld vorhanden -keinen Begleiter (Doppelstern) keine Zentrifugalkräfte, Gezeitenkräfte oder magnetische Kräfte Kugelsymmetrie -Sterneninnere gasförmig fast immer Ideale Gasgleichung anwendbar Beobachtung der Oberfläche Zustandsgrößen: Dichte, Masse, Druck, Leuchtkraft, Temperatur

13 MassenintegrationKräftegleichgewicht Leuchtkraft Dichtedefinition + Ideale Gasgleichung

14 Innerhalb ca RSonne : Plasma vollständig ionisiert Comptoneffekt + Bremsstrahlung von Elektronen Außerhalb: Atome (Strahlung wird absorbiert) Transport durch Konvektion ( Druck- und Temperaturgrad.) 2 Gleichungen notwendig!! Strahlungstransport 4.DGL: INNEN Temperaturverlauf in der Sonne

15 Konvektionsbereich :Adiabatengleichung Außen Problem: 4 gekoppelte Differentialgleichungen numerisch Randbedingungen: r = 0 : M= 0 und L= 0 r = R: P = 0 und T = 0 ; L beobachtbar (Solarkonstante)

16 Daten der heutigen Sonne Sternentyp G 1 (gelber Zwerg) Zusammensetzung H : He : schwere Elemente 70 : 26 : 4 Alter: Durchmesser: km (Erde km) Masse: Dichte : Abstand Sonne-Erde: Eigenrotation: Äquator 26 Tage Pole 36 Tage Masseverlust durch Kernfusion: 4,3 Mio. Tonnen pro Sekunde! Jahre

17 Berechnung für unsere Sonne Chemische Zusammensetzung + Masse Energieerzeugungsrate, Dichte, Absorptionskoeffizient Masseverteilung Dichteverteilung

18 EnergieerzeugungsrateLeuchtkraft Temperaturverlauf

19 Aufbau der Sonne

20 Woher kommt die Energie der Sonne ?? Solarkonstante = 1,37 kW/m² (mit Erdatmosphäre 1,9 kW/m²) Leuchtkraft = 3,8*10^26 W ( konstant für Entwicklung des Lebens 0,1 bis 0,2% übliche Änderung, 1% gefährlich) Chemische Reaktion ? einige a Wärmeinhalt+Potentielle Energie? Sonne schrumpft nicht, ca.10 Mio. a Kernprozesse! Kernspaltung ? nein! zu wenig überschwere Kerne vorhanden! Kernfussion!!! Verschmelzung leichter Atomkerne zu Schweren!

21 Tunneln und Maxwellverteilung bei T=15 Mio.K Coulombbarriere ca keV !! Maxwellverteilung: Protonen mit genügend Energie selten ( ca. 10^3 von 10^57) Tunnelwahrscheinlichkeit hohe Protonendichte 10^26/cm³ Tunneln möglich

22 Gamow-Peak

23 pp-Hauptprozess 10^9 Jahre 1 Sekunde 10^6 Jahre

24 pp -Prozesse pp I pp II pp III

25 CNO - Zyklus

26 CNO mit Nebenzyklen 1000x seltener!!

27 Tripel Alpha erst ab ca.100 Mio. Grad!! Am Ende des Lebens unserer Sonne! Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur

28 Heliumbrennen Hohe Coulombabstoßung hohe Temperaturen nötig! Vereinigung von 2 He Kerne ist endotherm! Erst Übergang zum Grundzustand des C Kerns bringt Energiegewinn!

29 Energiegewinn pp I : 26,21 MeV pp II : 25,67 MeV ca. 93% pp III : 19,28 MeV CNO Zyklus: 26,73 MeV max. 7% Triple Alpha: pro Heliumkern 2,4 MeV erst später!!

30 Entwicklung zum Weißen Zwerg -12,7 Mrd. Jahre Heliumflashs -Kern expandiert (zu viel Energie) -Wasserstoffschalenbrennen -Radius vergrößert um Faktor 10 20% Masse abgestoßen -Heliumschalenbrennen L x1000 -Kohlenstoff-Sauerstoffkern Ende -Thermische Pulse (Leuchtkraft variiert) -Ende der Phase 50% der urspr. Masse -Wasserstoffbrennzone an der Oberfläche Leuchtkraft x5000 ca Jahre -Entwicklung zum Weißen Zwerg

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32 Drehimpulserhaltung?? Weiße Zwerge drehen sich langsam!!

33 Magnetfeldproblem Einfache Sonnenmodelle kommt ohne Magnetfelder aus! !!Aber!! Weiße Zwerge haben Magnetfelder von bis zu 10^9 Gauß magnetischer Fluß des primordialen Felds konstant Stellaren Aktivitäten benötigen dynamogeneriertes Feld! Bessere Beschreibung der Sonne Magnetfeld nötig!! Sternenflecken Hohe Temperatur der Chromosphäre ( Grad K) nicht nur durch mechanische Druckwellen möglich!

34 Literaturverzeichnis Der neue Kosmos – Unsöld, Baschek Aktive Sterne – Strassmeier Physik der Sterne und der Sonne – Scheffler, Elsässer Die Entstehung der Sonne – Spektrum der Wissenschaft Ältere Hauptseminarvorträge – Dietmar Kohler, Ines Klugius, 2x unbekannt Internet – Google zur Bildersuche!

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