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Die Sonne

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: Tag/Nacht, Jahreszeiten, Wetter, ... . Die Sonne – seit dem Altertum vielfach verehrt.

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Presentation Transcript

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

  4. ,,Technische Daten‘‘ der Sonne Durchmesser: 1 400 000 km Entfernung: 149 000 000 km (= 100 x Sonnendurchmesser) Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg (Milchtüten) = 333 000 mal der Erde

  5. ,,Technische Daten‘‘ der Sonne Wie heiss ist die Sonne ? Im Zentrum: 15 Millionen Grad „Oberflächentemperatur“: ca. 6000 Grad Warum leuchtet die Sonne ? Sonne verwandelt pro Sekunde die Masse von 10 Millionen Eisenbahnwaggons in Energie  zum Leuchten = 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre * 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, ...)

  6. Entfernung: 149 Millionen km Durchmesser: 1.4 Millionen km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: 21030kg = 333 000 Erdmassen Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde Leuchtkraft: 3.851026 Watt , das sind ca. 400 000 000 000 000 000 000 000 000 Watt – entspricht etwa 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad “Aussentemperatur”: ca. 6000 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 ,,Technische Daten‘‘ der Sonne Woraus besteht die Sonne ? Zusammensetzung: Wasserstoff + Helium + Beimischungen anderer Stoffe (Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff) Gold: Anteil entspricht ca. 100m dicker Schicht auf der Erdoberfläche Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma 2 1 3 3 * 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, ...)

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

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

  9. Johann Fabricius, 1611 Christoph Scheiner, 1612 Galileo Galilei, 1613 Sonnenflecken Galileo Galilei

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

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

  12. Sonnenflecken 1 Strich = 1000 km

  13. Sonnenflecken 1 Strich = 1000 km

  14. Sonnenflecken

  15. Sonnenflecken Sonnenflecken Penumbra (Saum) Umbra (Kern) T = 4000..5000°C kühler 1 Strich = 1000 km T = 6000 °C heisser

  16. Sonnenflecken Sonnenflecken Penumbra (Saum) Umbra (Kern) T = 4000..5000°C kühler 1 Strich = 1000 km T = 6000 °C heisser 0°Celsius = 273,16 K

  17. Sonnenflecken Sonnenflecken Penumbra (Saum) Umbra (Kern) T = 4000..5000°C kühler 1 Strich = 1000 km 0°Celsius = 273,16 K

  18. Sonnenflecken Bestimmen, wie schnell sich die Sonne um sich selbst dreht

  19. Sonnenflecken

  20. 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

  21. 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

  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 + -

  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. 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

  26. 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

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

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

  29. Vorstellung: Der Entstehung der Flecken Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten

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

  31. Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope Türme der Sonnenteleskope auf La Palma SOHO, Start 2.12.1995 Kitt Peak, Arizona

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

  33. Die aktive Sonne Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

  34. Sonne - Erde

  35. Sonne - Erde Polarlichter

  36. Energieerzeugung ? ?

  37. Energieerzeugung ? ?

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

  39. Technische Daten der Sonne 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 3,851026Watt Energie pro Sekunde ! = 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre Atom Atomkern (Protonen+ Neutronen) Elektronen * 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, ...)

  40. Entfernung: 149 Millionen km Durchmesser: 1.4 Millionen km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: 21030kg = 333 000 Erdmassen Umwandlung Masse -> Energie: 4.3 Millionen Tonnen/Sekunde Leuchtkraft: 3.851026 Watt , das sind ca. 400 000 000 000 000 000 000 000 000 Watt – entspricht etwa 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde Zentraltemperatur: 15 Millionen Grad “Aussentemperatur”: ca. 6000 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 Technische Daten der Sonne 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 3,851026Watt Energie pro Sekunde ! = 15 000 000 000 000 000 000 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre * 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, ...)

  41. Technische Daten der Sonne Entfernung: 149 000 000 km (= 100 x Sonnen- durchmesser) Durchmesser: 1 400 000 km Alter: ca. 4.5 Milliarden Jahre Masse: 2 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 kg (Milchtüten) = 333 000 mal der Erde 99% der Gesamtmasse des Planetensystems steckt in der Sonne

  42. Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope SOHO, Start 2.12.1995 Verschiedene Schmalbandfilter: Sehen verschieden heisse Gebiete auf der Sonne

  43. Wo entstehen Spektrallinien bei Sternen? Dichte (g/cm3) 10-18 10-16 10-14 10-12 10-10 10-8 10-6 Temperatur Korona Dichte Höhe (km) -2000 0 2000 4000 6000 8000 10 000 12 000 14 000 16000 Chromosphäre Photosphäre 5000 10000 100 000 1 000 000 Temperatur (K)

  44. 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

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

  46. 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  W3 W2 W1 W0 h h Energieniveauschema

  47. Wie entstehen Spektrallinien ? Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0.6nm S L J=½ 3 3p, L=1 S L J=½ Natriumdampf- Lampe h = 589.0 nm h = 589.6 nm Strahlungsintensität 3s, J=½, L=0 Energieniveauschema  589.0 589.6 nm (Spin-Bahn-Kopplung) S = ½

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