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KZO Wetzikon Sonne Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold.

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Präsentation zum Thema: "KZO Wetzikon Sonne Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold."—  Präsentation transkript:

1 KZO Wetzikon Sonne Astronomiefreifach HS 2001/2002 Stefan Leuthold

2 Folie Nr. 2 Astronomie. Sonne. Zustandsgrössen von Sternen Masse M R Radius R Leuchtkraft L Temperatur der «Sternoberfläche» T

3 Folie Nr. 3 Astronomie. Sonne. Geschichtliches «Die Muster der Auf- und Untergänge von Sonne, Mond und Sternen am Horizont spielte in der Astronomie von prähistorischen Zeiten bis heute eine zentrale Rolle.» Viewegs Geschichte der Astronomie und Kosmologie

4 Folie Nr. 4 Astronomie. Sonne. Distanz Archimedes (287–212 v. Chr.). b a c Bei Halbmond a / c := cos Archimedes: a / c 1 / 30 richtiger Wert: a / c 1 / 400 Fehler wegen Messung von und Cosinus: Archimedes: = 88,09°, richtiger Wert 89,86°.

5 Folie Nr. 5 Astronomie. Sonne. Distanz |2 John Flamsteed (1646–1719) Mars Opposition 1672 Verschiebung von Mars gegen Fixsternhimmel gemessen von Frankreich und Südamerika. Daraus ergab sich Winkel, und mit bekanntem Abstand der Messorte die Distanz Erde-Mars mit a tan = a / d Mit dem 3. Keplergesetz folgen dann die Abstände Sonne- Mars und Sonne-Erde. Seit 1958 misst man die Distanz Erde-Venus mit Radar.

6 Folie Nr. 6 Astronomie. Sonne. Sonnenmasse v R GM R mv R GMm v G R M 2

7 Folie Nr. 7 Astronomie. Sonne. Form der Sonne Gasdruck vs. Gravitation bestimmt Kugelform, Rotation bestimmt Abplattung. Gasdruck Gravitation Rotation Abplattung Siderische Rotationsperiode 0°25d 0h 30°26d 11h 60°29d 8h Fast 90°30d 21h

8 Folie Nr. 8 Astronomie. Sonne. Innerer Aufbau H H H He H C H O H H H H H H C H H H O Pro Wasserstoffatome auf der Sonne gibt es etwa Heliumatome, aber nur etwa 690 Sauerstoff, 420 Kohlenstoff, 87 Stickstoff, 45 Silikon, 40 Magnesium, 37 Neon, 32 Eisen und Spuren von anderen Atomen.

9 Folie Nr. 9 Astronomie. Sonne. Schichtenmodell Kern 25% des Sonnenradius K Konvektionszone 30% des restlichen Sonnenradius K Photosphäre 500 km dick 6000 K Chromosphäre km dick 4000 K bis K Korona sehr gross und instabil (Form, Grösse) K Strahlungszone bis 70% des Sonnenradius K Das Sonneninnere besteht etwa aus 25% Kern 45% Strahlungszone 30% Konduktionszone Energietransport durch Strahlung (bis auf Konvektionszone).

10 Folie Nr. 10 Astronomie. Sonne. Photosphäre Wir sehen nicht in die Sonne hinein, sondern nur auf die «Oberfläche» – die Photonen, welche unsere Augen wahrnehmen, kommen aus der deswegen so genannten «Photosphäre».

11 Chromosphäre / Korona

12 Folie Nr. 12 Astronomie. Sonne. Zusammenhang Farbe-Temperatur Hohe Energie Hohe Temperatur Weniger Energie Geringere Temperatur Bei einem Feuer können wir den Zusammen- hang zwischen Temperatur und Farbe nachvollziehen: Zuerst sehen wir gelbe/weisse Flammen, danach glüht es noch rot und dann sehen wir nichts mehr (aber spüren noch die Wärmestrahlung!).

13 Folie Nr. 13 Astronomie. Sonne. Oberflächentemperatur Sirius B Sirius A Sonne Beteigeuse Kochendes Eisen Venus Erde Mars Jupiter Pluto Interstellarer Raum Temperatur (K) Da wir nur die Oberfläche eines Stern sehen entspricht die Temperatur der Farbe, die wir sehen.

14 Folie Nr. 14 Astronomie. Sonne. Temperatur- und Dichteverlauf Wo die Temperatur über 8 Millionen K steigt, findet Kernfusion statt.

15 Folie Nr. 15 Astronomie. Sonne. Temperatur im Kern Molekül Plasma Zu heiss für Moleküle T > en K Zu heiss für Atome T > en K Atome 15 · 10 6 K Sonnenkern

16 Folie Nr. 16 Astronomie. Sonne. Dichte «Gaskugeln» «Dreckklumpen» Merkur5440 Venus5240 Erde5497 Mond3360 Mars 3940 Sonne1410 Jupiter1340 Saturn690 Uranus1190 Neptun1660 Pluto(unsicher: 2000?) Alle Angaben Dichte in kg / m 3.

17 Folie Nr. 17 Astronomie. Sonne. Strahlung Sichtbares Licht Andere elektromagnetische Strahlung Neutrinos Elektronen Protonen, Ionen «Solarwind» Die Sonne strahlt Energie ab. Dadurch wird sie auch leichter: Wir messen den typischerweise 400 km/s schnellen Sonnenwind und berechnen, dass die Sonne x · 10 9 kg / s verliert.

18 Folie Nr. 18 Astronomie. Sonne. Strahlung | Sichtbar Radio Mikrowelle InfrarotUltraviolett Rönten Gamma Strahlen Wellenlänge des Photons/m Energie eines Photons (J) Licht von der Sonne ist nur ein Teil der gesamten Strahlung, welche wir bekommen. Strahlung wird transportiert in Form von Energiepaketen, welche man Photonen nennt.

19 Folie Nr. 19 Astronomie. Sonne. Strahlung |3 Es gelten folgende Beziehungen zwischen Wellenlänge, Frequenz, Energie E und Geschwindigkeit v der Photonen, aus welchen die Strahlung besteht: ~ h · A v v ·

20 Folie Nr. 20 Astronomie. Sonne. Wir berechnen, wieviel Energie die Sonne pro Sekunde abstrahlt. Annahme: Strahlung in alle Richtungen gleich. Bei einer Glühbirne, welche mit 25 Watt angeschrieben ist, wissen wir, dass gemäss Definition jede Sekunde 25 Joule ab- gestrahlt werden. Leuchtkraft 25 W 25 W = 25 Joule pro Sekunde

21 Folie Nr. 21 Astronomie. Sonne. 1 m 2 Leuchtkraft |2 Sei L die Energie, die pro Sekunde von der Sonne abgestrahlt wird. Durch eine Fläche im Abstand r tritt die Energie S := 4 π r 2 L rr

22 Folie Nr. 22 Astronomie. Sonne. Leuchtkraft |3 Wir nennen die Menge Energie S, welche pro Sekunde durch ein 1m 2 grosses Flächenstück fliesst, Strahlungsfluss. Auf der Erde messen wir einen Strahlungsfluss von Daraus ergibt sich für die Sonne die Leuchtkraft L = S · 4 π r 2 3,87 · W S := 1367 W / m 2

23 Folie Nr. 23 Astronomie. Sonne. Leuchtkraft |4

24 Folie Nr. 24 Astronomie. Sonne. Energieproduktion Die hohe Temperatur und der hohe Druck im Sonneninnern ermöglichst Kernfusion, wobei Wasserstoff zu Helium zusammengedrückt wird, danach Helium zu Lithium etc. So entstehen immer schwerere Elemente bis mit Eisen die oberste Grenze der in Sternen brennbaren Elemente erreicht ist. Wir betrachten im folgenden zwei Fusionsprozesse, den Bethe-Weizsäcker-Zyklus und den Proton-Proton-Zyklus.

25 Folie Nr. 25 Astronomie. Sonne. Energieproduktion |2

26 Folie Nr. 26 Astronomie. Sonne. Energieproduktion |3

27 Folie Nr. 27 Astronomie. Sonne. Energieproduktion |4 1 H H + 2 H + + e H H + 3 He He He ++ 4 He H H + Nun ziehen wir Bilanz über die im Proton-Proton- Zyklus abgelaufenen Reaktionen: Zwei Gammastrahlen (Photonen) Insgesamt 4 Protonen = 6,693 · kg Insgesamt 1 He-Kern, 2 Positronen, 2 Neutrinos = 6,645 · kg

28 Folie Nr. 28 Astronomie. Sonne. Energieproduktion | Sichtbar Radio Mikrowelle InfrarotUltraviolett Rönten Gamma Strahlen Wellenlänge des Photons/m Energie eines Photons (J) Die Differenz zwischen Anfangs- und Endmasse beträgt 0,048· kg und entspricht gemäss Einsteins berühmter Formel E = m·c 2 einer Energie von 0,43· J. Dies entspricht gerade der beobachteten Gammastrahlung.

29 Folie Nr. 29 Astronomie. Sonne. Energieproduktion |6 ReaktionTemperatur Proton-Proton-Reaktion8 Millionen Kelvin CNO Zyklus20 Millionen Kelvin 3-Alpha Reaktion100 Millionen Kelvin Kohlenstoffbrennen600 Millionen Kelvin

30 Folie Nr. 30 Astronomie. Sonne. Astronomie ist schön. Credits: Die meisten PowerPoint Graphiken sind zusammengestohlen von der Swinburne University (http://astronomy.swin.edu.au/) Die Fotos sind aus Büchern und dem Internet gestohlen.


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