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2006 Kent Heinemann Physik der Sonne. Einleitung Die Sonne als großes Rätsel Die Sonne als großes Rätsel Woher kommt die Energie? Woher kommt die Energie?

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1 2006 Kent Heinemann Physik der Sonne

2 Einleitung Die Sonne als großes Rätsel Die Sonne als großes Rätsel Woher kommt die Energie? Woher kommt die Energie? Wie stellen wir uns den Aufbau der Sonne vor? Wie stellen wir uns den Aufbau der Sonne vor? Wie gelangt die Energie zu uns? Wie gelangt die Energie zu uns? Ist die Energie unausschöpflich? Ist die Energie unausschöpflich?

3 Inhalt Geschichte der Sonne Geschichte der Sonne Aufbau der Sonne Aufbau der Sonne Energieumwandlung Energieumwandlung Energietransport Energietransport Zukunft Zukunft

4 Geschichte der Sonne Alles begann mit einem großen Knall Alles begann mit einem großen Knall Erste Elemente Erste Sterne Galaxien Sterben und Wiedergeburt

5 Aufbau der Sonne Die Sonne ist ein Gaskörper im ionisierten Zustand (Plasma) Die Sonne ist ein Gaskörper im ionisierten Zustand (Plasma) Differenzielle Rotation sorgt für ein ausgeprägten Magnetismus Differenzielle Rotation sorgt für ein ausgeprägten Magnetismus Im Kern laufen die Fusionsprozesse Im Kern laufen die Fusionsprozesse Kräftegleichgewicht Kräftegleichgewicht Energietransport überwiegend durch Strahlung Energietransport überwiegend durch Strahlung 90 % der Masse sind in der inneren Hälfte, 2% in der Konvektionszone 90 % der Masse sind in der inneren Hälfte, 2% in der Konvektionszone 1 Zentrum mit Kernfusion, 2 Strahlungszone, 3 Konvektionszone, 4 Photosphäre, 5 Sonnenfleck, 6 Chromosphäre, 7 Protuberanz, 8 Korona.

6 Kern km mächtig km mächtig 15 Millionen K heiß 15 Millionen K heiß Hier laufen die Fusionsprozesse ab Hier laufen die Fusionsprozesse ab Ein Proton wartet 14 Millionen Jahre auf eine Kollision Ein Proton wartet 14 Millionen Jahre auf eine Kollision PP-Kette PP-Kette CNO – Prozess CNO – Prozess

7 Sonne – Nukleare Fusion 1.PP-Zyklus (Massendefekt je Fusionsreaktion) Für den gesamten Massenverlust der Sonne muss der Massenverlust mit der Anzahl der Reaktion pro Sekunde multipliziert werden.

8 Strahlungszone Erstreckt sich bis zu ¾ des Radius Erstreckt sich bis zu ¾ des Radius Ein γ-Quant braucht Jahre bis zum Kernrand Ein γ-Quant braucht Jahre bis zum Kernrand Bis zum Rand der Sonne 10 Millionen Jahre Bis zum Rand der Sonne 10 Millionen Jahre Von der Sonne zur Erde in 8 Minuten Von der Sonne zur Erde in 8 Minuten

9 Konvektionszone Ist verantwortlich für die Granulation Ist verantwortlich für die Granulation Macht nur 20% des Energietransports aus Macht nur 20% des Energietransports aus Abstand zum Zentrum 680 km Abstand zum Zentrum 680 km

10 Photosphäre Ist die eigentliche Sonnenoberfläche Ist die eigentliche Sonnenoberfläche Ist die dünste Schicht mit 400 km Ist die dünste Schicht mit 400 km T=9000 K T=9000 K

11 Sonnenflecken/Magnetfeld Vorerst verlaufen die Magnetfeldlinien geordnet Vorerst verlaufen die Magnetfeldlinien geordnet In Äquatornähe werden sie durch die differenzielle Rotation gedehnt In Äquatornähe werden sie durch die differenzielle Rotation gedehnt Durch Konvektionsströhmungen an der Oberfläche werden die Feldlinien ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie instabil werden Durch Konvektionsströhmungen an der Oberfläche werden die Feldlinien ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie instabil werden Bündel von Feldlinien brechen durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500km Ausdehnung Bündel von Feldlinien brechen durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500km Ausdehnung Es entstehen Sonnenflecken Es entstehen Sonnenflecken Bis es schließlich zusammenbricht und sich mit umgekehrter Polarität neu ordnet Bis es schließlich zusammenbricht und sich mit umgekehrter Polarität neu ordnet

12 Chromosphäre Ist die Schicht oberhalb der Photosphäre Ist die Schicht oberhalb der Photosphäre T=5000 K T=5000 K Ab hier steigt die Temperatur wieder an Ab hier steigt die Temperatur wieder an

13 Korona Äußerste und dünste Schicht Äußerste und dünste Schicht Während des Fleckenmaximums können die Magnetfeldlinien bis in die Korona reichen und in Form von elektrischen Entladungen Energie frei setzten, dass das Plasma auf 20 Millionen K erhitzt werden kann Während des Fleckenmaximums können die Magnetfeldlinien bis in die Korona reichen und in Form von elektrischen Entladungen Energie frei setzten, dass das Plasma auf 20 Millionen K erhitzt werden kann

14 Energietransport Durch Strahlung: Durch Konvektion: Durch Strahlung: Durch Konvektion:

15 Zukunft Nach abbrennen des Wasserstoffs bläht sich die Sonne auf zum Roten Riesen Nach abbrennen des Wasserstoffs bläht sich die Sonne auf zum Roten Riesen Heliumbrennen zündet Heliumbrennen zündet Nach dem Heliumbrennen kol- labiert die Sonne Nach dem Heliumbrennen kol- labiert die Sonne Und wird zum weißen Zwerg Und wird zum weißen Zwerg

16 Ende


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