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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:

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Präsentation zum Thema: "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:"—  Präsentation transkript:

1 Die Sonne Katharina Schreyer

2 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,...

3 Der Sonnengott der Azteken Tonatiuh Re – der Sonnengott des alten Ägyptens Die Sonne – seit dem Altertum vielfach verehrt Hinduistischer Sonnengott Surya Himmelsscheibe von Nebra Stonehenge Süd-England

4 Entfernung: km (= 100 x Sonnendurchmesser) Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: kg (Milchtüten) = mal der Erde,,Technische Daten der Sonne Durchmesser: km

5 * Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde * Weltraumwetter (Satelliten,Stromversorgung,...) * Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne * Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion,...) Im Zentrum: 15 Millionen Grad Oberflächentemperatur: ca Grad Warum leuchtet die Sonne ? Sonne verwandelt pro Sekunde die Masse von 10 Millionen Eisenbahnwaggons in Energie zum Leuchten = Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre Wie heiss ist die Sonne ?,,Technische Daten der Sonne

6 Zusammensetzung: Wasserstoff + Helium + Beimischungen anderer Stoffe (Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff) Gold: Anteil entspricht ca. 100m dicker Schicht auf der Erdoberfläche Entfernung: 149 Millionen km Durchmesser: 1.4 Millionen km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: kg = Erdmassen Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde Leuchtkraft: Watt, das sind ca Watt – entspricht etwa Euro/Sekunde Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad Aussentemperatur: ca Grad Sonne "verbraucht" 4*10^11 kg H/sec = 10 Millionen Eisenbahnwaggons Sonnenenergie reicht für 10Milliarden Jahre Zusammensetzung: 90% Wasserstoff Kalzium: ca. 1 Erdmasse = 6*10^24 kg Gold: Anteil entspricht ca. 100 m dicker Schicht auf der Erdoberfläche * Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde * Weltraumwetter (Satelliten,Stromversorgung,...) * Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne * Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion,...) Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern sehr heißes Gas = Plasma Woraus besteht die Sonne ? 2 1 3,,Technische Daten der Sonne

7 Beobachtung der Sonne Niemals mit einem Feldstecher oder Fernrohr ohne Augenschutz ! Sofortige Erblindung !!!

8 Starker Verdunklungsfilter Sonnen- projektions- schirm Beobachtung der Sonne So - Ja !

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10 Johann Fabricius, 1611 Christoph Scheiner, 1612 Galileo Galilei, 1613 Sonnenflecken Galileo Galilei

11 Johann Fabricius, 1611 Christoph Scheiner, 1612 Galileo Galilei, 1613 Galileo Galilei Warum hat die Sonne Flecken ? Antwort Aufbau der Sonne

12 Wie ist die Sonne aufgebaut ? (sichtbare Oberfläche) (innere Atmosphäre)

13 1 Strich = 1000 km Sonnenflecken

14 1 Strich = 1000 km Sonnenflecken

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16 1 Strich = 1000 km Sonnenflecken Umbra (Kern) T = °C kühler Penumbra (Saum) T = 6000 °C heisser

17 Sonnenflecken 1 Strich = 1000 km Sonnenflecken 0°Celsius = 273,16 K Umbra (Kern) T = °C kühler Penumbra (Saum) T = 6000 °C heisser

18 Sonnenflecken 1 Strich = 1000 km Sonnenflecken 0°Celsius = 273,16 K Umbra (Kern) T = °C kühler Penumbra (Saum)

19 Sonnenflecken Bestimmen, wie schnell sich die Sonne um sich selbst dreht

20 Sonnenflecken

21 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

22 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 Magnetische Feldlinien Sonnenfleckenpaar + -

23 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 + - Magnetische Feldlinien Sonnenfleckenpaar + -

24 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 + -

25 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 + -

26 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

27 Schmetterlingsdiagramm die Flecke wandern aus der Polregion zum Äquator 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 Nordpol Südpol Äquator

28 Vorstellung: Der Entstehung der Flecken und des Sonnenzyklus Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

29 Vorstellung: Der Entstehung der Flecken und des Sonnenzyklus Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

30 Vorstellung: Der Entstehung der Flecken Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

31 Nicht nur dunkle Flecken – auch helle sind zu sehen: Fackeln Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

32 Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope Türme der Sonnenteleskope auf La Palma Kitt Peak, Arizona SOHO, Start

33 Mächtige Gasfrontänen können ins All schiessen Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

34 Die aktive Sonne Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

35 Sonne - Erde

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37 Polarlichter

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39 Energieerzeugung ? ?

40 ?

41 Energieerzeugung Fusion Wasserstoff (H) zu Helium (He) Schritt 1 Schritt 2 Schritt 3

42 Technische Daten der Sonne * Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde * Weltraumwetter (Satelliten,Stromversorgung,...) * Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne * Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion,...) 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, Watt Energie pro Sekunde ! = Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre Atom Atomkern (Protonen+ Neutronen) Elektronen

43 Technische Daten der Sonne Entfernung: 149 Millionen km Durchmesser: 1.4 Millionen km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: kg = Erdmassen Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde Leuchtkraft: Watt, das sind ca Watt – entspricht etwa Euro/Sekunde Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad Aussentemperatur: ca Grad Sonne "verbraucht" 4*10^11 kg H/sec = 10 Millionen Eisenbahnwaggons Sonnenenergie reicht für 10Milliarden Jahre Zusammensetzung: 90% Wasserstoff Kalzium: ca. 1 Erdmasse = 6*10^24 kg Gold: Anteil entspricht ca. 100 m dicker Schicht auf der Erdoberfläche * Die Sonne ist notwendig für das Leben auf der Erde * Weltraumwetter (Satelliten,Stromversorgung,...) * Die Sonne ist Referenz für die Untersuchung anderer Sterne * Die Sonne ist ein physikalisches Labor (Plasma, Kernfusion,...) 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, Watt Energie pro Sekunde ! = Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

44 Technische Daten der Sonne Entfernung: km (= 100 x Sonnen- durchmesser) Durchmesser: km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: kg (Milchtüten) = mal der Erde 99% der Gesamtmasse des Planetensystems steckt in der Sonne

45 Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope SOHO, Start Verschiedene Schmalbandfilter: Sehen verschieden heisse Gebiete auf der Sonne

46 Wo entstehen Spektrallinien bei Sternen? Höhe (km) Korona Chromosphäre Temperatur (K) Dichte (g/cm 3 ) Dichte Temperatur Photosphäre

47 Interpretation der Spektren Information über Klima der Sternatmosphäre : Anwesenheit der Linien: Form der Linien: - Temperatur - Druck - Dichte des Gases der Sternatmosphäre, daraus : - Schwerebeschleunigung Sternmasse - chemische Zusammensetzung - Rotation des Sterns - Sichtwinkel auf den Stern - Doppel/Mehrfachsternsystem

48 Spektren verschiedener Sterne Wellenlänge des Lichtes Temperatur heißer Stern kühler Stern 350 nm 700 nm H/Ca He Fe H He Ca CH H He

49 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 W3W2W1W0W3W2W1W0 h h Energieniveauschema

50 Wie entstehen Spektrallinien ? Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0.6nm Natriumdampf- Lampe Strahlungsintensität 3s, J =½, L =0 h = nm h = nm Energieniveauschema nm 3p, L =1 SLSL SLSL J=½J=½ J=½J=½ (Spin-Bahn-Kopplung) S = ½ 3

51 Wie entstehen Spektrallinien ? Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0.6nm Natriumdampf Natriumdampf- Lampe Emissionslinien Absorptionslinien Strahlungsintensität W2W1W2W1 W2W1W2W1


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