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Schule > Physik > Astronomie > Die Sonne , der größte Stern unseres Sonnensystems

Das Thema der PowerPoint Präsentation ist die Sonne.

Es ist gegliedert in:
Allgemeines
Physikalische Daten
Entstehung
Wie lange gibt es die Sonne noch?
Aufbau
Sonnenaktivitäten
Strahlung
Quellen

1. Allgemeines
- astronomisches Zeichen:
- ist der Zentralkörper des Sonnensystems
- mit 1 AE der erdnächste Stern
- Ist ein Stern in der Milchstraßengalaxie
- Ihre Strahlung ist Grundvoraussetzung für den Wärmehaushalt
> ermöglicht Leben auf der Erde
- Ist im HerzsprungRussel-Diagramm ein Hauptstern

Herzsprung-Russel-Diagramm?
- Vergleicht die Sterne nach folgenden Kriterien:
Entwicklungszustand
Strahlungstyp
Spektraltyp
Temperatur
Hauptreihenklasse
> Geburt des Sternes ist abgeschlossen

2. physikalische Daten
Mittlere Entfernung: 149,6 Mio. km
Kleinster Erdabstand: 147,1 Mio. km
Größter Erdabstand: 152,1 Mio. km
Äquatordurchmesser : 1.392.700 km
Masse: 1,9891030 kg
Mittlere Dichte: 1,408 g/cm3
Radius: 700.000 km
Hauptbestandteile:
- Wasserstoff: 73 %
- Helium: 25 %
(- Stickstoff, Neon, Kohlenstoff, Sauerstoff)
Rotationsenergie: 2,41035 J
effektive Temperatur: 5506.8 °C
Neigung der Rotationsachse: 7,25°
Leuchtkraft: 3,8461026 W
Spektraltyp: G2V

3. Entstehung
- nach dem Urknall entstanden die ersten Sterne
- Bildung von massereichen Sternen aus Urmaterial
- lebten nur wenige hundert Mio. Jahre
> Beim Sterben eines Sterns Supernova Explosion
- Durch Kernschmelze wurde aus Wasserstoff auch andere chem. Elemente
> Bsp. Helium, Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Eisen
- Stoffe wurden bei der Explosion im Weltall verteilt
> breiten sich in Staub und Gaswolken aus
> Entstehung neuer Sterne
- Sonne bildete sich vor ca. 4.7 Mio. Jahren
- besteht aus dem Material das sterbende Sterne von sich schleuderten
- Hauptbestandteil: Wasserstoff + Helium
- geringe Mengen von Eisen
- am Anfang unserer Sonne Waren nur Staub- und Gaswolken vorhanden
- Bildung einer Gaswolke mit homogenem Material (gleichmäßig verteilt)

- 2 Möglichkeiten der Entstehung
1. kollabieren einer Gaswolke
> sie stürzt unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen
> es bildet sich ein Verdickung im Zentrum
> dort sammelt und verdichtet sich ein Großteil der Materie aus der Wolke
> die Sonne und unsere Planeten entstehen langsam durch diesen Vorgang

2. Gaswolke wird durch eine nahe Supernova Explosion gestört
> Schockwelle sorgt für eine Verdickung
> daraus entwickelt sich die Sonne
> Wolke wird gleichzeitig mit neuen chem. Elementen angereichert
> es entstehen Festkörper Planeten
- aufgrund der Schwerkraft zieht die Sonne alles an sich an: was in ihrer Nähe ist, was leichter ist als sie
- Kettenreaktion:
> Masse wächst
> immer mehr Material wird angezogen
- Material sammelt sich in der Mitte
- durch die Massenansammlung steigt die Dichte
> steigende Temperatur im Inneren
- nach einigen Mio. Jahren entsteht ein Protostern
- er besitzt im Inneren eine Temperatur von mehreren Mio. Grad Celsius
> Kernschmelze ( Wasserstoffkerne zu Helium)
- Energie wird frei gesetzt
> äußert sich durch die Freisetzung von Licht und Strahlung nach außen
- Protostern leuchtet zum ersten Mal
- vom Protostern zur Sonne dauert es ca. 10 Mio. Jahre

4. Wie lange gibt es die Sonne noch?
- Lebensdauer lässt sich berechnen
- sie befindet sich in ihrer Lebensmitte
- 4,5 Mrd. Jahre sind bereits vergangen seit ihrer Entstehung
- nach der selben Zeitspanne ist der Wasserstoffvorrat erschöpft
> Sonne erlischt
- Helligkeit und Temperatur der Sonne ändern sich mit der Zeit
> sie steigert sich in Wärme und Helligkeit
- in ca. 100 Mio. Jahren ist es auf der Erde zu heiß für mögliches Leben
- beim kompletten Verbrauch von Wasserstoff kommt die Kernschmelze zum stillstand
- Sonne wirft ihre äußere Schicht ab und dehnt sich aus
> dabei verschluckt sie Merkur und Venus
- Stadium wird roter Riese genannt
> Stern wird größer und strahlt rötliches Licht ab
- sie verbleibt ca. 600 Mio. Jahre in diesem Stadium
- dann werden die äußeren Schichten wieder zusammen gezogen und abgestoßen
- Vorgang wiederholt sich mehrmals in immer kürzeren Abständen
- dann werden die äußeren Schichten endgültig abgestoßen
- um den ehemaligen Stern bildet sich planetarischer Nebel
> dehnt sich immer weiter aus
- die Sonne endet als weißer Zwerg
- sie kann trotzdem noch von Planeten und Monden umkreist werden
- sie erreicht eine erdähnlichen Größe
- schwaches Glimmen
- sie verflüchtigt sich immer weiter
> irgendwann ist nur noch ein schwarzer Klumpen vorhanden
- dieses Endstadium nennt sich schwarzer Zwerg
> viele Planeten kühlen aus

5. Aufbau
- die Sonne besteht aus Wasserstoff und Helium (3:1)
- 10% an schwereren Elementen (Metalle)
- 1,4 Mio. km Durchmesser (Erde- 13.000 km)
- zwiebelähnlicher Aufbau (mehrere Schichten)

Kern:
Durchmesser: 175.000 km
Temperatur: 15 °C
Druck: 200 Mrd. bar
mittlere Leistungsdichte:140 Watt pro m³

- Gesamtleistung ist die Folge des großen Volums und der hohen Kerntemperatur

Kernfusion ???
- aus 4 Wasserstoffatomkernen wird ein schwerer Heliumkern
- dabei wird sehr viel Energie freigesetzt
- 1 sec. 5 Mio. Tonnen an Energie
- Freisetzung in Form von Licht und Wärme

Strahlungszone:
- umgibt den Kern
- transportiert die im Kern erzeugte Wärme weiter an die Oberfläche
- Photon stößt beim durchqueren der Schicht häufig mit anderen Teilchen zusammen
> wird oft vom direkten Weg abgelenkt
- auf dem Weg eines Lichtteilchens vom Kern bis zum verlassen der Sonne können bis zu 10 Mio. Jahre vergehen
- Temperatur: 5 15 °C

Konvektionszone:
- Temperatur: 3 Mio. °C
- Energie kann wegen der niedrigen Temperatur nicht als Strahlung an die Oberfläche treten
- Aufsteigen von glühenden Materialbrocken
> Granulen
- an der Sonnenoberfläche kühlen sie ab und sinken wieder in die Tiefe
> Konfektion
- es ist eine 200 km dicke Schicht

Photosphäre:
- sichtbare Oberfläche
- Temperatur: 6.000 °C
- 400 km dicke Gasschichte (nicht fest aber undurchdringlich)
- ist die hellste Schicht
> hier wird Energie in Form von Strahlung nach außen abgegeben

Chromosphäre:
- Strahlung der Photosphäre wird zu einem kleinen Teil absorbiert
- bei Sonnenfinsternis zeigt sich eine rötlich leuchtende Linie
- ist 12.000 km dick
- Temperatur: 10.000 °C
- dort entstehen die Fraunhofer'schen Linien
> absorbiertes Licht
- aus den Linien erkennt man die chem. Zusammensetzung der Sonne

Korona:
- nur bei totaler Sonnenfinsternis für uns sichtbar
- Strahlen erstrecken sich mehrere Mio. km in den Weltraum
- Temperatur: 1 2 Mio. °C
- die Form verändert sich ständig
- sie besteht aus sehr dünnem Gas

6. Sonnenaktivitäten
- zyklische Veränderung der Sonne
- hängt mit heißem Gas und dem sich ändernden Magnetfeld zusammen
- auffälligste Aktivitäten:
> Sonnenflecken
> Lage zum Äquator
- Sonnenzyklusdauer: ca. 11 Jahre
- Sonnenaktivitäten sind verantwortlich für:
> das Weltraumwetter
> das Polarlicht
> Ausbreitung der radioaktiven Wellen auf der Erde

Sonnenflecken:
- strahlen weniger sichtbares Licht ab
- sind kühler als der Rest der Photosphäre
> dunkle Stellen auf der Sonnenoberfläche

Ursache???
- Störung des Magnetfeldes
> Behinderung der Konvektion
- Bildung einer Fackel
- westlich daneben entsteht ein Fleck
- Fleck besitzt eine Größe von mehreren Tausend Kilometern
- nach ein paar Stunden bilden sich östlich der Fackel weitere Flecken
> verschmelzen miteinander
- Flecken bilden eine Penumbra ( kühleres Gebiet als direkte Sonne)
- zwischen den Flecken entstehen immer mehr Flecken
> verblassen nach einiger Zeit
- westlicher Fleck kann als einziger mehrere Monate an der Oberfläche überdauern
- nur 50% der Flecken werden älter als 2 Tage
- Fleckengruppen verlaufen parallel zum Sonnenäquator
- Temperatur: 4000°C
- sind die aktivsten Regionen der Sonne
- möglicher Strahlungsausbruch Richtung Erde
> Störung des Erdmagnetfeldes
> Beeinträchtigung von Satelliten
> hohe Wahrscheinlichkeit des Auftretens der Polarlichter

Gaswolken:
- durch starkes Magnetfeld bei großen Sonnenflecken
- heißes Gas wird aus der Sonne ins All geschleudert
- Wolken sind elektrisch geladen
> stören das Erdmagnetfeld

Flaires:
- plötzliche Strahlungsausbrüche in der äußeren Schicht
- Dauer: Minuten bis Stunden
- auftreten von: Gammastrahlung, UV-Strahlung, Radiostrahlung

geomagnetischer Sturm:
- Störung das Magnetfeldes
- auf der Erde ungefährlich
- bei Raumfahrten lebensbedrohlich
- großer Sonnensturm - 2012
- sorgte für Polarlichter im Norden Europas
- Solarstrahlung
> von der Sonne emittierte elektromagnetische Strahlung
- außerhalb der Erdatmosphäre ankommende Strahlung
> extraterrestrische Strahlung
- elektromagnetische Energie bei der Wasserstoff freigesetzt wird
- Intensität und Verteilung der Sonnenstrahlung hängt von der Zusammensetzung der Atmosphäre ab
- Unterschied zwischen direkter und diffuser Strahlung
- elektromagnetische Energie wandert in rhythmischen Wellen durch den Raum
- Abstand zwischen den Kämmen der Wellen = Wellenlänge
- Wellenlänge variiert (Gammastrahlung bis Radiowellen)
- verschiedene Wellenlängen nehmen wir als Farben war

- 0,2 - 0,38 Mikrometer = ultravioletter Bereich
- 0,38 - 0,78 Mikrometer = sichtbarer Bereich
- 0,78 - 10 Mikrometer = infraroter Bereich

ultraviolettes Licht:
- auch Schwarzlicht
- kurze Wellenlänge
- kann der Mensch nicht sehen
- Unterscheidung in: UV(C), UV(B) und UV(A)
- UV(A) gelangt zum größten Teil an die Erdoberfläche

infrarotes Licht:
- auch Wärmestrahlung
- sehr lange Wellenlänge
- auch im Vakuum möglich
- kann von Körpern reflektiert und absorbiert werden
- wird durch Solarzellen und Sonnenkollektoren genutzt

sichtbares Licht:
- für das menschliche Auge der einzig sichtbare Teil der elektromagnetischen Wellen
- kann von Körpern absorbiert und Reflektiert werden
- Pflanzen absorbieren die Wellenlängen, welche uns blau und rot erscheinen
- reflektieren das gründe Licht am stärksten
> sehen für uns grün aus

7. Quellen
Brockhaus Enzyklopädie
Astronomie Buch
https://de.wikipedia.org/wiki/Licht#Licht_als_elektromagnetische_Welle
http://www.google.de/search?hl=de&site
http://www.uni-duesseldorf.de/MathNat/Biologie/Didaktik/Fotosynthese_neu /Dateien/licht/licht.html
http://www.astrokramkiste.de/sonne
http://m.schuelerlexikon.de/mobile_physik/Infrarotes_und_ultraviolettes_Licht.htm

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