hauptseminar: astroteilchenphysik und kosmische strahlung
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Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung. Sternenbrennen am Beispiel der Sonne. Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag. Inhaltsverzeichnis. Sternentstehungsorte Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern Hertzsprung – Russel Diagramm Lebenslauf der Sonne - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Hauptseminar: Astroteilchenphysik und
kosmische Strahlung
Sternenbrennen am Beispiel der Sonne
Von Thomas StriebelBetreuer: R. Plag
Inhaltsverzeichnis• Sternentstehungsorte
• Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern
• Hertzsprung – Russel Diagramm
• Lebenslauf der Sonne
Protostern -> Hauptreihenstern
Einfaches Sonnenmodell
Aufbau der Sonne + heutige Daten
Energieerzeugung
Entwicklung zum „Weißen Zwerg“
• Probleme beim Sonnenmodell
Molekülwolken
Neue Sternentstehungsorte Molekülwolken, nicht Wolken aus elementarem Wasserstoff! dichter und kälter
Größe: bis zu 100 Parsec lang und 45 Parsec dick
Dichte: ca. 300 H2-Moleküle/cm³ (Klumpenbildung 10 x höher)
- ca. 1% mikroskopischer Sternenstaub
- interstellare Materiedichte ca. 1 Wasserstoffatom/cm³
Masse: 100.000 bis mehrere Millionen Sonnenmassen
Alter: weniger als 50 Millionen Jahre
Beobachtung: unregelmäßige Form, kein dichter Kern
Kohlenmonoxid: Hantelform
Drehung von anderen Molekülen
(H2-Moleküle)
Kennzeichnet Gebiete von dichten,
kühlen Gaswolken!
Annahme: CO zeichnet Stern-
entstehungsgebiete aus!
Kollaps interstellarer WolkenKurze Einführung
SonneWolke
H
H
GasGrav
GasdruckGrav
MM
RmG
kTMKriteriumJeans
kTm
pR
GMp
GaswolkengekugelförmiFür
FF
2000
2
8
3
!
4
2
Typische Werte:T: 10-100KR: 2 pc
Probleme: Drehimpuls solare Ringe!Selten: Einzelsternsysteme (typisch Doppelsternsysteme)
Massenzahlatomaremittlere5,2
GrundlagenLeuchtkraft
Effektivtemperatur
Aber! Sonne kein Schwarzer Strahler
1.) Mitte-Rand-Verdunkelung
2.) Fraunhoferlinien
WFRL
tLeuchtkraf
WmdFF
SonnederOberflächedermhlungsstroGesamtstra
SonneSonne262
27
0
10*85,34
10*33.6
Hertzsprung Russel Diagramm
KTTF
esetzBoltzmanng
eff 5780;4
Scheinbare Helligkeit (Magnitudo; Größenklasse) [mag]
Absolute Helligkeit M [mag]
Spektralklassen (Harvard Typen)
- S feinere Unterteilung durch
O – B – A – F – G – K – M Zahlen von 1-9
- R - N ungefähr einer Temperatur zuordenbar!
Blau Gelb Rot Zuordnung aufgrund Spektren bestimmter Standartsterne
ErdeSternAbstr
SternRadiusRäreErdatmosphExtinktionE
constdEFRr
m
.
)(
.1
log5,20
22
ExtinktionerstellareApcentfernungStrd
Apcrpcr
Mm
int:10:.
5log510
log5
Sonstiges
GeradenaufRadiusgleichemmitSterne
gungscheAuftraLogarithmi
T
T
R
R
L
L
M
M
L
L
giltSternenzHauptsequeFür
Sonneeff
eff
SonneSonne
SonneSonne
log4log2log
08,0log8,3log
:
Hayashi-LinieStern zum ersten Mal von außen sichtbar (Protostern)!Freie Fall gestoppt, Entwicklung läuft viel langsamer abrechts, „verbotener Bereich“ (instabile Sterne)
Protosterne
Entwicklung zur Hauptreihe
Grundgleichungen eines einfachen
Sonnenmodells Annahmen zur Vereinfachung
- nicht rotierende Sterne
- kein Magnetfeld vorhanden
- keinen Begleiter (Doppelstern)
keine Zentrifugalkräfte, Gezeitenkräfte oder magnetische Kräfte
Kugelsymmetrie
- Sterneninnere gasförmig
fast immer „Ideale Gasgleichung“ anwendbar
Beobachtung der Oberfläche
Zustandsgrößen: Dichte, Masse, Druck, Leuchtkraft, Temperatur
)(4 2 rrdr
dM r )(2
rr
MG
dr
dP rr
)(4 2 rrdr
dLr
Massenintegration Kräftegleichgewicht
Leuchtkraft
)(
)()(
rT
rP
Rr
Dichtedefinition + Ideale Gasgleichung
Innerhalb ca. 0.86 RSonne : Plasma vollständig ionisiert Comptoneffekt + Bremsstrahlung von Elektronen
Außerhalb: Atome (Strahlung wird absorbiert)Transport durch Konvektion ( Druck- und Temperaturgrad.)
2 Gleichungen notwendig!!Strahlungstransport
4.DGL:
INNEN
Temperaturverlauf in der Sonne
.
.32
KonstBoltzmann
ntskoeffizieAbsorptionmit
T
L
rconst
dr
dT r
Konvektionsbereich :Adiabatengleichung
Außen
Problem: 4 gekoppelte Differentialgleichungen numerisch
Randbedingungen: r = 0 : M= 0 und L= 0 r = R: P = 0 und T = 0 ; L beobachtbar (Solarkonstante)
dr
dP
P
T
c
cc
dr
dT
p
vp
Daten der heutigen Sonne Sternentyp G 1 (gelber Zwerg)
Zusammensetzung H : He : schwere Elemente 70 : 26 : 4
Alter:
Durchmesser: 1.400.000 km (Erde 13.000 km)
Masse:
Dichte :
Abstand Sonne-Erde:
Eigenrotation: Äquator 26 Tage
Pole 36 Tage
Masseverlust durch Kernfusion:
4,3 Mio. Tonnen pro Sekunde!
Jahre
Jahre91004.052.4
)106(102 2430 kgErdekg
331604,1
cm
g
cm
gKern
mAE 11105,11
1810465
Berechnung für unsere SonneChemische Zusammensetzung + MasseEnergieerzeugungsrate, Dichte, Absorptionskoeffizient
Masseverteilung
Dichteverteilung
Energieerzeugungsrate Leuchtkraft
Temperaturverlauf
Aufbau der Sonne
Woher kommt die Energie der Sonne ??
Solarkonstante = 1,37 kW/m² (mit Erdatmosphäre 1,9 kW/m²)
Leuchtkraft = 3,8*10^26 W ( konstant für Entwicklung des Lebens
0,1 bis 0,2% übliche Änderung, 1% gefährlich)
Chemische Reaktion ? einige 100.000 a
Wärmeinhalt+Potentielle Energie? Sonne schrumpft nicht, ca.10 Mio. a
Kernprozesse!
Kernspaltung ? nein! zu wenig überschwere Kerne vorhanden!
Kernfussion!!!
Verschmelzung
leichter Atomkerne
zu Schweren!
Tunneln und Maxwellverteilung bei T=15 Mio.K
Coulombbarriere ca. 1000 keV !!
Maxwellverteilung:Protonen mit genügend Energie
selten ( ca. 10^3 von 10^57)
Tunnelwahrscheinlichkeit
hohe Protonendichte 10^26/cm³
Tunneln möglich
keVTkE Bkin 22
3
rEVmheW
22
Gamow-Peak
pp-Hauptprozess
10^9 Jahre
1 Sekunde
10^6 Jahre
pp -Prozesse
pp Ipp II
pp III
CNO - Zyklus
CNO mit Nebenzyklen
1000x seltener!!
Jahre8105,2
Tripel Alpha erst ab ca.100 Mio. Grad!!
Am Ende des Lebens unserer Sonne!
Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur
Heliumbrennen
Hohe Coulombabstoßung hohe Temperaturen nötig!Vereinigung von 2 He Kerne ist endotherm!Erst Übergang zum Grundzustand des C Kerns bringt Energiegewinn!
Energiegewinn
pp I : 26,21 MeV
pp II : 25,67 MeV ca. 93%
pp III : 19,28 MeV
CNO Zyklus: 26,73 MeV max. 7%
Triple Alpha: pro Heliumkern 2,4 MeV erst später!!
Entwicklung zum „Weißen Zwerg“-12,7 Mrd. Jahre Heliumflashs -Kern expandiert (zu viel Energie)-Wasserstoffschalenbrennen-Radius vergrößert um Faktor 10
20% Masse abgestoßen-Heliumschalenbrennen L x1000-Kohlenstoff-Sauerstoffkern Ende-Thermische Pulse (Leuchtkraft variiert)-Ende der Phase 50% der urspr. Masse-Wasserstoffbrennzone an der Oberfläche
Leuchtkraft x5000ca. 13.000 Jahre
-Entwicklung zum „Weißen Zwerg“
Drehimpulserhaltung?? Weiße Zwerge drehen sich langsam!!
MagnetfeldproblemEinfache Sonnenmodelle kommt ohne Magnetfelder aus!
!!Aber!!Weiße Zwerge haben Magnetfelder von bis zu 10^9 Gauß
magnetischer Fluß des primordialen Felds konstantStellaren Aktivitäten benötigen dynamogeneriertes Feld!
Bessere Beschreibung der Sonne Magnetfeld nötig!!SternenfleckenHohe Temperatur der Chromosphäre (1.000.000 Grad K)
nicht nur durch mechanische Druckwellen möglich!
LiteraturverzeichnisDer neue Kosmos – Unsöld, Baschek
Aktive Sterne – Strassmeier
Physik der Sterne und der Sonne – Scheffler, Elsässer
Die Entstehung der Sonne – Spektrum der Wissenschaft
Ältere Hauptseminarvorträge – Dietmar Kohler, Ines Klugius,
2x unbekannt
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