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Schule > Physik > Astronomie > Die aktive Sonne (Referat)

Kurzvortrag Astronomie

„Aktive Sonne“
I/1 Einleitung; allgemeines zur Sonne
~ Sonne ist ein Zwergstern, Spektralklasse G2V(Bild von Spektralklassen einfügen)
Alter : 4,5Mrd Jahre
Durchmesser :1.390.000 km.
Masse :1,989·1030 kg
Temperatur : 3.800 K (Sonnenflecken)
5.800 K (Oberfläche)
1.000.000 K (Korona)
15.600.000 K (Kern)
Druck :250 Atmosphären (Gase zur 150fachen Dichte von Wasser
komprimiert
~ Sonne größtes Objekt im Sonnensystem. enthält mehr als 99,8% der gesamten Masse des
Sonnensystems

~Sonne besteht, zurzeit, aus:
92,1% Wasserstoff
7,8% Helium

0,1% Metalle
Verhältnisse verändern sich langsam mit der Zeit, weil die Sonne in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert.
~ unterschiedliche Rotationen: am Äquator rotiert die Oberfläche einmal alle 25,4 Tage,
in der Nähe der Pole dauert es 36 Tage.
beruht auf Tatsache, dass Sonne kein fester Körper wie Erde, sondern Gasball; wobei nur der Kern wie ein fester Körper rotiert (da im Kern die gase auf grund von druck und Temperatur festen Aggregatzustand annehmen).
II Hauptteil aktive Sonne
II/1 Zyklen der Sonnenaktivität
~Sonnenaktivität ändert sich regelmäßig mit Periode von durchschnittlich 11,07 Jahren, d.h. ca. alle elf Jahre: Maximum solarer Aktivität, dem jeweils rund fünfeinhalbe Jahre später ein Aktivitätsminimum folgt (Diagramm einfügen)
letztes Maximum des aktuellen Sonnenzyklus 23 war 2000/2001
Der genaue zeitliche Abstand zwischen Minimum und Maximum ist nicht genau vorhersagbar. Im Zyklus 19 z.B. wurde das Maximum nach knapp 3 1/2 Jahren erreicht (1954-1957). Das Minimum aber wurde erst 7 Jahre später (1964)gemessen. 
II/2 Sonnenflecken
~Sonnenflecken sind Folgen der turbulenten Magnetfeldes und der unterschiedlichen Rotation
~zwei nebeneinanderliegende Flecken sind immer bipolar, haben ein Lebensdauer von 2-3 Sonnenrotationen
~Orte, wo magnetische Schlaufen durch Photosphäre (sichtbare Sonnenoberfläche) reichen. Magnetismus der Sonne wird "sichtbar" (EIT - Bilder - siehe "CME's und Flares"). Magnetstärke der Sonnenflecken übertrifft allgemeines Magnetfeld der Sonne um Vielfaches an Stärke.
~ Sonnenfleckenaktivität nicht gänzlich konstant. sehr geringe Sonnenfleckenaktivität in zweiten Hälfte siebzehntes Jahrhundert, bekannt als Maunder Minimum (Dies fiel zufällig mit einer ungewöhnlich kalten Periode in Nordeuropa zusammen, die manchmal als Kleine Eiszeit bezeichnet wird)
~Seit Entstehung des Sonnensystems: Output der Sonne um ca. 40% erhöht
~Sonnenflecken nur durch Unterschied zur Umgebung dunkel. Sonnenflecken können sehr groß sein, bis zu d=50.000 km.
werden von komplizierten, noch nicht völlig verstandenen Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld der Sonne verursacht.
~Je weniger Sonne aktiv, desto mehr wandern die Flecken Richtung Äquator(Butterfly- Diagramm einfügen)
II/3 Magnetfeld - IMF(interplanetarisches Magnetfeld)
~magnetische Ausrichtung/Polung: - auf Nordhälfte(2003)magnetischer Südpol (negativ gepolt)
- auf der Südhälfte magnetischer Nordpol (positiv gepolt). ~2012, bei neuem Maximum Sonnenaktivität: Umpolung. (Umpolung regelmäßig alle 11 Jahre (Darstellung einfügen)

~Durch verschiedene Polaritäten Sonne, Sonnenflecken (haben ein "internes", recht chaotisches Magnetfeld), differentielles Rotationsverhalten der Sonne (Äquator rotiert schneller als die Pole und durch die Neigung der Drehachse (7 1/4 Grad):
Sonne schleudert Magnetströme spiralförmig, wellenartig mit Sonnenwind ins All
~koronare Loch (coronal hole / CH) tritt meistens an den Polen der Sonne auf.
schwarze bzw. wenig farbige Region manchmal treten CHs aber auch mitten auf Sonne auf. Sie produzieren oftmals Sonnenwinde von mehr als 700 km/s, da aus den koronalen Löchern die Materie sehr schnell entweichen kann. Hier ist das Magnetfeld der Sonne "kaputt". Die Magnetfeldlinien treten aus der Sonne aus und verlieren sich i m Weltall, mit ihnen strömen Teilchen ungehindert ins All.( Normalerweise trifft so eine Magnetfeldlinie irgendwo wieder auf die Sonne auf und nimmt die Teilchen wieder mit nach unten.)(Darstellung einfügen)
II/4 solare Eruptionen und Masseströme

II/4/a Filamente
~gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken (solares Magnetfeld) bis weit in die Korona (Sonnenatmosphäre) gedrückt werden
~kann über 1 Million km lang sein und sich mehr als 100 000 km in die Höhe erheben.
II/4/b Protuberanzen
~dünne Schichten, kalten Plasmas
~entstehen durch Asteroiden-Einschläge oder Kondensation koronalen
II/4/c CME (solare Masseauswürfe) bzw. Flares

~Es gibt zwei Arten von Flares:
Filament – Flare / SME Röntgen - Flare Entsteht beim „Bruch“ eines Filaments bei dem Materie aus der Sonnenkorona geschleudert wird, diese Masse erreicht die Erde nach ca. 1-3 Tagen Explosive Freisetzung großer Energiemengen, die sich aufgrund chaotischer Magnetfelder in einem Sonnenfleck angesammelt hat
~Röntgen - Flare und die oftmals zeitgleich beobachtbare SME stehen nicht in einem Ursache-Wirkungs-Zusammenhang, sondern sind Produkte eines tieferliegenden, gemeinsamen Ursprungs. (Oft sieht es aus, als ob SME das vorher geschlossene Magnetfeld öffnet, und dann der Röntgen - Flare entsteht. Untersuchungen: Röntgen - Flares genau so oft vor wie nach dem SME stattfinden.)
~je aktiver die Sonne ist, desto mehr Sonnenflecken, Filamente, Flares gibt es, und desto höher ist schließlich die Aktivität des Sonnenwindes

II/4/d der Sonnenwind
~der Sonnenwind ist der interplanetarische Materiestrom, der sich aus den Materie(hauptsächlich Protonen und Elektronen)- und Energieausstößen von Filamenten, Flares, Sonnenflecken, und der normalen Energieabstrahlung von Elektronen und Protonen ergibt
~ändert seine Intensität proportional zum solaren Zyklus
~Sonnenwindgeschwindigkeit im „Normalfall“ : 400 km/s.
~Teilchendichte im Normalfall : 1-5 Protonen/cm³.
~Bei einem koronaren Loch steigt die Geschwindigkeit langsam an, die Dichte nicht unbedingt.
~Bei einem SME gibt es einen sprunghaften Anstieg der Geschwindigkeit und der Dichte.
~Nun zeigt die Sonne eine gewisse Aktivität...die Materie schießt auf die Erde zu und.....es passiert nichts. Vielleicht waren die Teilchen zu langsam oder die Dichte pro cm3 stimmte nicht
~Beim "großen" Polarlicht Ende Oktober 2003 wurden sogar Geschwindigkeiten von ca. 2000 km/s gemessen. Auch Dichten von 100 Protonen pro cm3 wurden schon registriert.
~Sonnenwind kann dramatische Effekte auf Erde nach sich ziehen, von Spannungsschwankungen in Überlandleitungen, Radiowelleninterferenzen, wundervolle Nordlichtern, große Auswirkungen auf Kometenschweife und sogar messbare Einwirkungen auf Flugbahnen von Sonden.  
~ Energieausstoß der Sonne (3,86·10^33 ergs/sec oder 386 Trillionen [ = 386 Millionen Millionen Millionen] Megawatt)durch Kernfusion.
-pro Sekunde 700.000.000 Tonnen Wasserstoff zu ca. 695.000.000 Tonnen Helium und Energie in Form von Gammastrahlen verbrannt.
-auf dem Weg zur Oberfläche: Energie ständig absorbiert und wieder emittiert bei immer geringer werdenden Temperaturen, in erster Linie sichtbares Licht geworden ist, sobald Oberfläche erreicht.
Aktuelles:[Neueste Daten von der Ulysses–Sonde zeigen, dass der Sonnenwind, der aus den Polarregionen austritt, fast doppelt so schnell fließt, circa 750 Kilometer pro Sekunde, als in niederen Breiten. Auch die Zusammensetzung des Sonnenwindes scheint in den Polarregionen abzuweichen. Auf seinem Weg durch das Sonnensystem bewegt sich der Sonnenwind nichtsdestotrotz mit mittlerer Geschwindigkeit.
Weitere Studien über den Sonnenwind werden ermöglicht durch die kürzlich gestarteten Sonden Wind, ACE und SOHO, die aus einem stabilen Ausgangspunkt, direkt zwischen Erde und Sonne etwa 1,6 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, Daten sammeln werden.Die Sonne ist in etwa 4½ Milliarden Jahre alt. Seit ihrer Geburt hat sie ungefähr die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Kern verbraucht. Sie wird weiterhin für in etwa 5 Milliarden Jahre „friedlich“ strahlen (auch wenn sich ihre Helligkeit in diesem Zeitraum annähernd verdoppeln wird). Aber irgendwann geht ihr der Wasserstoff aus. Sie wird dann zu radikalen Veränderungen gezwungen, die, obwohl das für astronomische Verhältnisse ausgesprochen gewöhnlich ist, dennoch in einer vollständigen Zerstörung der Erde enden werden (und möglicherweise in der Entstehung eines planetarischen Nebels).]

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