Die Sonne Katharina Schreyer Die Sonne ist notwendig

Die Sonne Katharina Schreyer

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 Himmelsscheibe von Nebra Der Sonnengott der Azteken Tonatiuh Hinduistischer Sonnengott Surya Re – der Sonnengott des alten Ägyptens Stonehenge Süd-England

, , Technische Daten‘‘ der Sonne Durchmesser: 1 400 000 km Entfernung: 149 000 km (= 100 x Sonnendurchmesser) Alter: ca. 4. 5 Milliarden Jahre Masse: 2 000 000 000 kg (Milchtüten) = 333 000 mal der Erde

, , 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 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

, , Technische Daten‘‘ der Sonne Woraus besteht die Sonne ? Zusammensetzung: Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma 2 Wasserstoff + 3 1 Helium 3 + Beimischungen anderer Stoffe (Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff) Gold: Anteil entspricht ca. 100 m dicker Schicht auf der Erdoberfläche

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

Beobachtung der Sonne So - Ja ! Starker Verdunklungsfilter Sonnenprojektionsschirm

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

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

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

1 Strich = 1000 km Sonnenflecken

1 Strich = 1000 km Sonnenflecken

Sonnenflecken

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

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

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

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

Sonnenflecken

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

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst Rotationsperiode: - am Äquator = 24. 8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage Magnetische Feldlinien + Sonnenfleckenpaar Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

Sonnenflecken Sonne dreht sich in ca. 1 Monat um sich selbst Rotationsperiode: - am Äquator = 24. 8 Tage - nahe am Pol = 31 Tage + - Magnetische Feldlinien + Sonnenfleckenpaar Sonnenflecken treten oft paarweise auf Nordpol & Südpol von Magnetfeldern

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

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

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten Bedeckungsgrad der Flecken auf der Sonnenscheibe · 11 jähriger Aktivitätszyklus verantwortlich: das/die Magnetfelder Sonne · Kippen des Gesamtmagnetfeldes alle 11 Jahre. · Nachgewiesen für einige Tausend Jahre in Wachstumsringe in sehr alten Baumstämmen

Beobachtung der Sonnenflecken seit vielen Jahrhunderten Schmetterlingsdiagramm die Flecke wandern aus der Polregion zum Äquator Nordpol Äquator Südpol · 11 jähriger Aktivitätszyklus verantwortlich: das/die Magnetfelder Sonne · Kippen des Gesamtmagnetfeldes alle 11 Jahre. · Nachgewiesen für einige Tausend Jahre in Wachstumsringe in sehr alten Baumstämmen

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

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

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

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

Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope SOHO, Start 2. 1995 Türme der Sonnenteleskope auf La Palma Kitt Peak, Arizona

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

Die aktive Sonne Schmalbandfilter: 304Å Filamente und Eruptionen

Sonne - Erde

Sonne - Erde Polarlichter

Energieerzeugung ? ?

Energieerzeugung ? ?

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

Technische Daten der Sonne Zusammensetzung: Nicht fest, flüssig oder gasförmig, sondern „sehr heißes Gas“ = Plasma (4. Aggregatzustand) Energieumwandlung: Atom Sonne verwandelt 4, 3 Millionen Tonnen Masse (= 10 Millionen Eisenbahnwaggons) Atomkern (Protonen+ Neutronen) in 3, 85 1026 Watt Energie pro Sekunde ! Elektronen = 15 000 000 000 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

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 1026 Watt Energie pro Sekunde ! = 15 000 000 000 Euro/Sekunde Vorrat reicht für ca. 10 Milliarden Jahre

Technische Daten der Sonne Entfernung: 149 000 km (= 100 x Sonnendurchmesser) Durchmesser: 1 400 000 km Alter: ca. 4. 5 Milliarden Jahre Masse: 2 000 000 000 kg (Milchtüten) = 333 000 mal der Erde 99% der Gesamtmasse des Planetensystems steckt in der Sonne

Beobachtungen der Sonne: Sonnenteleskope SOHO, Start 2. 1995 Verschiedene Schmalbandfilter: Sehen verschieden heisse Gebiete auf der Sonne

Dichte (g/cm 3) 10 -12 10 -10 10 -8 10 -6 Temperatur Dichte 10 -14 Korona 2000 4000 6000 8000 10 -16 0 Chromosphäre -2000 Höhe (km) 12 000 14 000 16000 10 -18 Photosphäre 5000 100 000 Temperatur (K) 1 000 Wo entstehen Spektrallinien bei Sternen?

Interpretation der Spektren Information über „Klima der Sternatmosphäre“ : - Temperatur - Druck - Dichte des Gases der Sternatmosphäre, daraus : - Schwerebeschleunigung Sternmasse Anwesenheit der Linien: - chemische Zusammensetzung Form der Linien: - Rotation des Sterns - Sichtwinkel auf den Stern - Doppel/Mehrfachsternsystem

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

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 W 3 h W 2 W 1 h W 0 Energieniveauschema

Wie entstehen Spektrallinien ? Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Linienabstand 0. 6 nm 3 p, L=1 S L J=½ Natriumdampf. Lampe h = 589. 0 nm Strahlungsintensität h = 589. 6 nm 3 s, J=½, L=0 Energieniveauschema 589. 0 3 J=½ 589. 6 nm (Spin-Bahn-Kopplung) S = ½

Wie entstehen Spektrallinien ? Beispiel: Na D- Dublett bei 589 nm Natriumdampf Strahlungsintensität Natriumdampf. Lampe Emissionslinien Linienabstand 0. 6 nm W 2 W 1 Absorptionslinien