Die Sonne

Unsere Sonne

  • Physik Q4 (sp, 10.02.2017)

Sonne und Sonnensystem I

Sonne ist von erheblicher Bedeutung

  • als Energiequelle → Kernfusion im Innern
  • enthält ca. 99 % der Masse des Sonnensystems
  • da wir sie gut beobachten können

Sonne und Sonnensystem II

Planeten werden unterteilt in

  • erdähnliche Planeten: Merkur, Venus, Erde, Mars
    • Eigenschaften: kleine Masse, feste Oberfläche, große mittlere Dichte

Sonne und Sonnensystem III

sowie . . .

  • jupiterähnlichen Planeten: Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun
    • Eigenschaften: große Masse, H- & He-Atmosphäre, kleine mittlere Dichte
    • Im Vergleich zu den erdähnlichen Planeten relativ groß
  • Mein Vater erklärt mir jeden Sonntag unsere neun Planeten

Zustandsgrößen von Sternen I

Sinn → beschreiben Eigenschaften von Sternen

  1. Radius
  2. Masse & mittlere Dichte
  3. Leuchtkraft
  4. Photosphärentemperatur
  5. Rotationsperiode
  6. Chemische Zusammensetzung

Zustandsgrößen von Sternen II

  • Sonnenradius RS = 695 700 km = 109 rE
  • Aufgabe: Erläutere, wie man den Sonnenradius RS bestimmen kann.
  • Chemische Zusammensetzung
    • 73% H
    • 25% He
    • 2% Rest
  • Wird ermittelt über die Absorptionslinien im Sonnenspektrumn.

Zustandsgrößen von Sternen III

  • Leuchtkraft = Strahlungsleistung eines Sternes
  • Beachte: Leuchtkraft ≠ Kraft!
  • sondern eine Leistung $$ L = \frac {abgestrahlte \quad Energie \ E} {Zeit \ t} $$
  • Solarkonstante S = 1,37 kWm2
  • d. h. jeder m2 der Erdatmosphäre empfängt die Strahlungsleistung P = 1,37 kW
  • ... falls die Sonnenstrahlung senkrecht auftrifft

Zustandsgrößen von Sternen IV

  • Leuchtkraft L = 3,8 ⋅ 1026 W.
  • Aufgabe: Berechne die Leuchtkraft L der Sonne.

Zustandsgrößen von Sternen V

  • Masse mS der Sonne:
    mS = 1,99 ⋅ 10​30 ​ kg = 3,3 ⋅ 10​5 Erdmassen
  • Mittlere Dichte ρS der Sonne: ρS = 1,41 gcm3
  • Aufgabe: Berechne die Masse mS der Sonne.

Zustandsgrößen von Sternen VI

  • Photosphärentemperatur T = 5 770 K
  • Photosphäre: 300 km dicke Schicht zw. Sonneninnerem und Sonnenatmosphäre
  • Photosphärentemperatur → Berechnung mithilfe des Stefan-­Boltzmann­-Gesetzes
  • Rotationsperiode beträgt ca. 25 Tage
  • Rotation ist am Sonnenäquator am größten & nimmt zu den Polen hin ab
    • nennt man differenzielle Rotation
  • Umlauf der Planeten um die Sonne & Drehsinn der Sonne gehen in die gleiche Richtung

Innerer Aufbau der Sonne I

Aufbau der Sonne

Sonnenatmosphäre I

Hinweis: Nie mit bloßem Auge in die Sonne schauen!

Unterteilung der Sonnenatmosphäre von innen nach außen:

  • Photosphäre
    • Dicke ca. 300 km; strahlt den größten Teil der Sonnenenergie in den Weltraum ab; Helligkeit ist ungleich verteilt.

Sonnenatmosphäre II

  • Chromosphäre
    • Dicke ca. 10 000 bis 30 000 km; rötlich leuchtend; durchsichtig; Temperatur steigt von
      5 000 K (innen) auf ca. 500 000 K (außen) an.
  • Korona
    • gewaltige Gaswolke; reicht weit in den interplanetaren Raum; Temperatur steigt nach außen hin auf bis zu 4 ⋅ 106​ ​K
  • Sonnenwind: wg. der hohen Temperaturen haben die Elektronen & Protonen hohe Geschwindigkeiten → Teilchen verlassen Sonne mit 300 kmsv ≤ 750 kms

Innerer Aufbau der Sonne II

  • Innere der Sonne ist wie ein Fusionsreaktor: Der Proton-Proton-Zyklus liefert die Energie der Sonne.
  • Strahlungsleistung L = 3,8 ⋅ 1026 W
  • Proton-Proton-Zyklus liefert netto die Energie
    E = 26,2 MeV = 4,2 ⋅ 10-12 J
  • Aufgabe: Erläutere den Proton-Proton-Zyklus.
  • Aufgabe: Bestimme die Anzahl N der Heliumkerne, die pro Sekunde die Strahlungsleistung L der Sonne erzeugen.

Innerer Aufbau der Sonne III

  • Innere der Sonne ist nicht beobachtbar; Aussagen über das Sonneninnere beruhen auf Modellannahmen.
  • Strahlungstransportgebiet: Die Energie wird über Konvektion & Strahlung zur Photosphäre transportiert.

Innerer Aufbau der Sonne IV

  • Wasserstoffkonvektionszone: reicht bis zur Photosphäre. Proton-Proton-Zyklus: T ≥ 2 ⋅ 106 K.
    T < 106 K: der Ionisationsgrad ist geringer → Proton & Elektron rekombinieren und bilden Wasserstoff.
  • Wasserstoffkonvektionszone → thermische Materiebewegung: heiße Gasmassen dringen nach außen zur Photosphäre und geben dort ihre Wärme ab, kühlere Gasmassen sinken in das Innere der Sonne.

Quellen

  • Die Präsentation ist eine Zusammenfassung von Bardo Diehl u. a.: Physik Oberstufe, Cornelsen, 2008, Kapitel 13.1: Unser Stern: die Sonne.
  • Der Titel der Präsentation ist einem Buchtitel entnommen von Rudolf Kippenhahn: Der Stern, von dem wir leben.
  • Die Bilder stammen von der NASA und sind laut Wikipedia gemeinfrei.

Ende