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Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung
Sternenbrennen am Beispiel der Sonne
Von Thomas StriebelBetreuer: R. Plag
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Inhaltsverzeichnis• Sternentstehungsorte• Kollaps einer interstellaren Wolke bis zum Protostern• Hertzsprung – Russel Diagramm• Lebenslauf der Sonne
Protostern -> HauptreihensternEinfaches SonnenmodellAufbau der Sonne + heutige DatenEnergieerzeugung Entwicklung zum „Weißen Zwerg“
• Probleme beim Sonnenmodell
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Molekülwolken
Neue Sternentstehungsorte Molekülwolken, nicht Wolken aus elementarem Wasserstoff! dichter und kälter
Größe: bis zu 100 Parsec lang und 45 Parsec dickDichte: ca. 300 H2-Moleküle/cm³ (Klumpenbildung 10 x höher) - ca. 1% mikroskopischer Sternenstaub - interstellare Materiedichte ca. 1 Wasserstoffatom/cm³Masse: 100.000 bis mehrere Millionen SonnenmassenAlter: weniger als 50 Millionen Jahre
Beobachtung: unregelmäßige Form, kein dichter Kern
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Kohlenmonoxid: HantelformDrehung von anderen Molekülen
(H2-Moleküle)Kennzeichnet Gebiete von dichten,kühlen Gaswolken!Annahme: CO zeichnet Stern-entstehungsgebiete aus!
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Kollaps interstellarer WolkenKurze Einführung
SonneWolke
H
HGasGrav
GasdruckGrav
MM
RmGkTMKriteriumJeans
kTm
pR
GMp
GaswolkengekugelförmiFürFF
2000
283
!
4
2
Typische Werte:T: 10-100KR: 2 pc
Probleme: Drehimpuls solare Ringe!Selten: Einzelsternsysteme (typisch Doppelsternsysteme)
Massenzahlatomaremittlere5,2
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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
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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
ErdeSternAbstrSternRadiusRäreErdatmosphExtinktionE
constdEFRr
m
.)(
.1log5,20
22
ExtinktionerstellareApcentfernungStrd
ApcrpcrMm
int:10:.
5log510
log5
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Sonstiges
GeradenaufRadiusgleichemmitSternegungscheAuftraLogarithmi
TT
RR
LL
MM
LL
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)
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Protosterne
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Entwicklung zur Hauptreihe
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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
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)(4 2 rrdr
dM r )(2 rrM
GdrdP rr
)(4 2 rrdrdLr
Massenintegration Kräftegleichgewicht
Leuchtkraft
)()()(
rTrP
Rr
Dichtedefinition + Ideale Gasgleichung
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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
KonstBoltzmannntskoeffizieAbsorptionmit
TL
rconst
drdT r
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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)
drdP
PT
ccc
drdT
p
vp
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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 TagePole 36 Tage
Masseverlust durch Kernfusion: 4,3 Mio. Tonnen pro Sekunde!
Jahre
Jahre91004.052.4
)106(102 2430 kgErdekg
33 1604,1cmg
cmg
Kern
mAE 11105,11
1810465
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Berechnung für unsere SonneChemische Zusammensetzung + MasseEnergieerzeugungsrate, Dichte, Absorptionskoeffizient
Masseverteilung
Dichteverteilung
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Energieerzeugungsrate Leuchtkraft
Temperaturverlauf
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Aufbau der Sonne
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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 aWärmeinhalt+Potentielle Energie? Sonne schrumpft nicht, ca.10 Mio.
aKernprozesse!Kernspaltung ? nein! zu wenig überschwere Kerne vorhanden!Kernfussion!!!Verschmelzung leichter Atomkernezu Schweren!
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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 223
rEVmheW
22
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Gamow-Peak
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pp-Hauptprozess
10^9 Jahre
1 Sekunde
10^6 Jahre
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pp -Prozesse
pp Ipp II
pp III
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CNO - Zyklus
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CNO mit Nebenzyklen
1000x seltener!!
Jahre8105,2
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Tripel Alpha erst ab ca.100 Mio. Grad!! Am Ende des Lebens unserer Sonne!
Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur
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Heliumbrennen
Hohe Coulombabstoßung hohe Temperaturen nötig!Vereinigung von 2 He Kerne ist endotherm!Erst Übergang zum Grundzustand des C Kerns bringt Energiegewinn!
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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!!
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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“
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![Page 32: Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag](https://reader036.vdocuments.mx/reader036/viewer/2022062818/55204d8049795902118d23af/html5/thumbnails/32.jpg)
Drehimpulserhaltung?? Weiße Zwerge drehen sich langsam!!
![Page 33: Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag](https://reader036.vdocuments.mx/reader036/viewer/2022062818/55204d8049795902118d23af/html5/thumbnails/33.jpg)
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!
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LiteraturverzeichnisDer neue Kosmos – Unsöld, BaschekAktive Sterne – StrassmeierPhysik der Sterne und der Sonne – Scheffler, ElsässerDie Entstehung der Sonne – Spektrum der WissenschaftÄltere Hauptseminarvorträge – Dietmar Kohler, Ines Klugius,
2x unbekanntInternet – Google zur Bildersuche!
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![Page 36: Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag](https://reader036.vdocuments.mx/reader036/viewer/2022062818/55204d8049795902118d23af/html5/thumbnails/36.jpg)
![Page 37: Hauptseminar: Astroteilchenphysik und kosmische Strahlung Sternenbrennen am Beispiel der Sonne Von Thomas Striebel Betreuer: R. Plag](https://reader036.vdocuments.mx/reader036/viewer/2022062818/55204d8049795902118d23af/html5/thumbnails/37.jpg)