1 / 40

De Zon

De Zon. De Zon II. Basis gegevens: Straal = 6.96x10 8 m Massa = 1.989x10 30 kg Lichtkracht = 3.85x10 26 W Leeftijd = 4.5x10 9 jr Samenstelling: X=0.73, Y=0.27, Z=0.02

kalare
Download Presentation

De Zon

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. De Zon

  2. De Zon II • Basis gegevens: Straal = 6.96x108 m Massa = 1.989x1030 kg Lichtkracht = 3.85x1026 W Leeftijd = 4.5x109 jr Samenstelling: X=0.73, Y=0.27, Z=0.02 Oppervlakte temperatuur: 5700 K. De Zon is een ‘normale’ ster van type G2.

  3. Fotosfeer De gele zon

  4. Fotosfeer. • De definitie van de fotosfeer is de diepte waar onze gezichtslijn (in het optisch/visueel) eindigt. • Vanaf deze diepte is straling vrij om naar buiten te bewegen: optisch diepte =1 • Optische diepte: dτ = κρ dr, met κ de opaciteit van het gas, ρ de dichtheid en dr de afstand door het gas.

  5. Fotosfeer II • Fotosfeer heeft een temperatuur van ~5800 K.

  6. Fotosfeer V: Het Zonnespectrum • De fotosfeer geeft zeer belangrijke informatie over de chemische samenstelling van de Zon.

  7. De chromosfeer

  8. De corona

  9. Opbouw van de Zon:

  10. De Kern: de witte motor • Kernfusies treden in het centrum van de Zon op. Ultieme bron van (bijna) alle energie in het Zonnestelsel. • Voornaamste reactie: de pp-cyclus: 4 1H → 4He + 2γ + 2e+ + 2ν Hierbij komt per He kern 26.7 MeV vrij in γ’s.

  11. De pp-cyclus: • Verloop van de pp-cyclus (Bethe, 1939): p + p → 2D + e+ + ν 2D + p → 3He + γ 3He + 3He → 4He + 2 p

  12. Opbouw van de zon: • Straling van kernfusie wordt in radiatieve kern naar buiten getransporteerd. • Op 1/3 van de rand is dit niet meer de meest effectieve manier van transport. De Zon wordt nu convectief. • Warmte wordt door gasbellen naar buiten getransporteerd.

  13. Seismologie van de Zon

  14. Convectie: bekend verschijnsel

  15. Convectie • Hoewel de fysische achtergrond van convectie goed begrepen is, is het zeer moeilijk te modelleren. • Vereist 3D hydrodynamische codes: zie Kosmische Magnetische Hydrodynamica in het derde jaar.

  16. Zonnevlekken: Het zonnemagneetveld. • Een van de opvallendste ‘features’ van de fotosfeer zijn de zonnevlekken. • Deze worden veroorzaakt door het magneetveld van de Zon. • Magneetveld is ook verantwoordelijk voor de chromosfeer en de corona.

  17. Zonnevlekken

  18. Zonnevlekken • Aantal zonnevlekken varieert met 11-jarige cyclus:

  19. Opwekking Magneetveld: Dynamo • Door differentiele rotatie wordt polair veld langzaam meegetrokken naar evenaar. • Het toroidale veld dat hier uit onstaat, verzwakt het polaire veld. • Toroidaal veld wordt verstoord door convectiecellen en reconnect tot polair veld: de solar dynamo

  20. De Zonnedynamo

  21. Rotatie zonnevlekken

  22. Magneetveld van de Zon • Hoewel we de vorming niet geheel begrijpen: wel zeer veel gevolgen. • Zonnevlekken • Filamenten • Protuberansen • Chromosfeer en de corona, en • Coronal Mass Ejections

  23. Zonnewaarnemingen • Kan steeds beter vanaf de grond: bv. Dutch Open Tower Telescope

  24. Zonnevlekken: de DOT

  25. Magneetveld: reconnecties Hierbij wordt magnetische energie omgezet in kinetische en potentiele energie.

  26. Magneetveld: Van laag tot hoog. Het ‘ontsnappen’ van het magneetveld zorgt voor Protuberansen en coronal mass-ejections.

  27. De Zonnewind • De Zon stoot continu een stroom deeltjes uit: de zonnewind • dM/dt = 10-12 M⊙yr-1 , v~1000 km/s. • De zonnewind verspreid zich door het hele planetenstelsel. Invloedsfeer van de zonnewind is zelfs definitie van het zonnestelsel: heliopauze. • Interactie van zonnewind met planeten is directe invloed van de Zon op de planeten: magnetosferen. • Snelheid van zonnewind afhankelijk van zonnebreedte

  28. Zonnewind: De heliopauze

  29. De Zonneneutrino’s • Bij elke pp-cyclus reactie komen 2 neutrino’s vrij voor elk He-atoom dat ontstaat. • Jarenlang was er het neutrino-probleem: we detecteren veel minder neutrino’s dan er geproduceerd zouden moeten worden: ongeveer 1/3de. • Oplossing kwam door de neutrino-oscillaties: neutrino’s kunnen van ‘kleur’ veranderen. • ve νμντ

  30. John Bahcall (1935-2005)

  31. Het Zonnestelsel 2005/2006 Gijs Nelemans, Afdeling Sterrenkunde, Radboud Universiteit Nijmegen

  32. Opzet van het college • Deel 1: Overzicht College 1: Overzicht + De Zon College 2: De Aardse planeten College 3: De Gasreuzen + ‘Gruis’ • Deel 2: Fysica van het Zonnestelsel: College 4: Getijdekrachten College 5: Magnetosferen College 6: Stralingsdruk en kometen

  33. Opzet van het college • Deel 3: Het Zonnestelsel in het Heelal College 7: Vorming van het Zonnestelsel College 8: Exoplaneten. Werkcolleges volgen de hoorcolleges: Tentamen: schriftelijk tentamen

  34. Het Zonnestelsel • De Zon • Negen planeten: Mercurius, Venus, Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus, Pluto • Duizenden asteroiden: Ceres de grootste • Kuiper Belt, Oort Wolk en kometen: het ‘gruis’

  35. Belangrijkste fysische processen: • Zwaartekracht: Newtoniaans en Algemeen Relativistisch. • Stralingsprocessen: Verwarming planeten, broeikasgassen, uitgassing van kometen • Mechanica: botsingen!!!! • Quantummechanica: kernfusie en stralingsprocessen.

  36. Fotosfeer IV • Verschuivingswet van Wien: λmax T = 0.290 m K

  37. Magneetveld • In een zonnevlek komt een magnetische fluxbuis naar buiten.

  38. Magneetveld II

  39. De DOT II

More Related