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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91576" data-attributes="member: 2506"><p>Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!</p><p></p><p>Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.</p><p></p><p>Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.</p><p></p><p><span style="color: red">Zwergsterne:</span></p><p></p><p>inige Zahlen</p><p></p><p>In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.</p><p></p><p>Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund</p><p>1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).</p><p></p><p>Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.</p><p></p><p>Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.</p><p></p><p>Rotation</p><p></p><p>Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.</p><p>Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.</p><p></p><p></p><p></p><p>Aufbau</p><p></p><p>Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:</p><p></p><p>Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur</p><p>Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]</p><p> Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]</p><p> 210 6.600 000 [K]</p><p> 560 1.300 000 [K]</p><p> Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]</p><p>Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]</p><p>Sonnenrand 696 4300 [K]</p><p>Chromosphäre 698 5000 [K]</p><p> 704 300 000 [K]</p><p>Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]</p><p></p><p>Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.</p><p></p><p>Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.</p><p></p><p>Sonneninneres</p><p></p><p>Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.</p><p></p><p>Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist rund die Hälfte des Wasserstoffs im Kern umgewandelt, so dass noch einmal beruhigende 4 Milliarden Lebensjahre zu erwarten sind. Dann allerdings wird die Fusion im Kern vorübergehend nachlassen, und durch den nun fehlenden Energienachschub schrumpft dann unter der Einwirkung der Gravitation das Sonnenzentrum soweit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet. Durch die nun höhere Temperatur dehnt sich die äußere Hülle aus und kühlt dabei ab. Der Stern hat zwar nur noch eine Außentemperatur von etwas mehr als 3000 [K], durch seine enorme Größe jetzt aber eine viel höhere Strahlungsleistung. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen.</p><p></p><p>Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. Darüber wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Was könnten wir eigentlich im Innern der Sonne sehen? Erstaunlicherweise nichts, denn dort herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos). Erst kurz vor dem Verlassen des Gasballs ist die Gammastrahlung soweit thermalisiert, dass sie die Wellenlänge sichtbaren Lichts erreicht. Das funktioniert so:</p><p></p><p>Gleich nach seiner Freisetzung stößt ein Gamma- Photon mit einem Elektron zusammen und wird von diesem absorbiert. Das Elektron gewinnt dadurch an (Bewegungs-) Energie. Alsbald gibt das Elektron jedoch wieder das Photon frei, weil es aber ein wenig von dessen Energie verbrauchte, wird die Photonenwellenlänge etwas größer. Es wandert nun vielleicht schon als Röntgenphoton weiter (mit Lichtgeschwindigkeit!) nach außen, wobei es ebenfalls immer wieder mit Elektronen (und natürlich auch anderen Kernteilchen) kollidiert. Durch diese ständigen Zusammenstöße braucht das Photon für den Weg vom Innern bis zum Rand des Kerns (280 000 [Km]) allein 26 000 Jahre! Bis zu einer Entfernung von rund 500 000 [Km] vom Mittelpunkt herrscht die strahlungsdominierte Zone; in ihren Außenbereichen können Heliumionen existieren, welche das Röntgenphoton absorbieren und mit größerer Wellenlänge wieder abgeben.</p><p></p><p>Nun beginnt die Konvektionszone, und die hier vorherrschenden Ionen absorbieren unser Röntgenphoton weiterhin, bis es schließlich in Ultraviolett- und Infrarotstrahlung umgewandelt ist. Doch erst in der Photosphäre wird die Strahlung in sichtbares Licht übersetzt. So braucht unser Gammaquant vom Kern bis zum Rand der Sonne über 10 Millionen Jahre.</p><p></p><p>Rund 90 % der Gesamtmasse sind in der inneren Hälfte der Sonnenkugel zusammengedrängt, der Konvektionszone stehen nur noch knapp 2 % der Masse zur Verfügung. In jeder Sekunde werden im Kern etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden so viele Neutrinos freigesetzt, dass jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird. Neutrinos sind Teilchen mit sehr geringer Masse, die höchst selten mit anderen Teilchen wechselwirken und sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie sind wirklich "harmlos", denn wir spüren nichts davon, dass sekündlich Milliarden von ihnen unsere Körper durchfliegen. Sie durchfliegen sogar die Erde ohne jeglichen Widerstand, als würde die Materie für sie gar nicht existieren.</p><p></p><p>Photosphäre</p><p></p><p>Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:</p><p></p><p>GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf.</p><p></p><p></p><p></p><p>Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.</p><p>Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K]. </p><p></p><p>Sonnenflecken und Magnetfeld</p><p></p><p>Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg!</p><p></p><p>Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann.</p><p></p><p>Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte.</p><p></p><p><span style="color: red">Zwergsterne:</span></p><p></p><p>inige Zahlen</p><p></p><p>In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.</p><p></p><p>Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund</p><p>1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]).</p><p></p><p>Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.</p><p></p><p>Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.</p><p></p><p>Rotation</p><p></p><p>Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.</p><p>Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.</p><p></p><p></p><p></p><p>Aufbau</p><p></p><p>Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:</p><p></p><p>Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur</p><p>Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K]</p><p> Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K]</p><p> 210 6.600 000 [K]</p><p> 560 1.300 000 [K]</p><p> Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K]</p><p>Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K]</p><p>Sonnenrand 696 4300 [K]</p><p>Chromosphäre 698 5000 [K]</p><p> 704 300 000 [K]</p><p>Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K]</p><p></p><p>Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.</p><p></p><p>Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.</p><p></p><p>Sonneninneres</p><p></p><p>Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91576, member: 2506"] Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg! Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann. Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte. [COLOR=red]Zwergsterne:[/COLOR] inige Zahlen In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden. Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund 1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]). Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten. Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages. Rotation Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation. Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne. Aufbau Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen: Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K] Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K] 210 6.600 000 [K] 560 1.300 000 [K] Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K] Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K] Sonnenrand 696 4300 [K] Chromosphäre 698 5000 [K] 704 300 000 [K] Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K] Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma. Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt. Sonneninneres Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt. Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist rund die Hälfte des Wasserstoffs im Kern umgewandelt, so dass noch einmal beruhigende 4 Milliarden Lebensjahre zu erwarten sind. Dann allerdings wird die Fusion im Kern vorübergehend nachlassen, und durch den nun fehlenden Energienachschub schrumpft dann unter der Einwirkung der Gravitation das Sonnenzentrum soweit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet. Durch die nun höhere Temperatur dehnt sich die äußere Hülle aus und kühlt dabei ab. Der Stern hat zwar nur noch eine Außentemperatur von etwas mehr als 3000 [K], durch seine enorme Größe jetzt aber eine viel höhere Strahlungsleistung. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen. Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. Darüber wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Was könnten wir eigentlich im Innern der Sonne sehen? Erstaunlicherweise nichts, denn dort herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos). Erst kurz vor dem Verlassen des Gasballs ist die Gammastrahlung soweit thermalisiert, dass sie die Wellenlänge sichtbaren Lichts erreicht. Das funktioniert so: Gleich nach seiner Freisetzung stößt ein Gamma- Photon mit einem Elektron zusammen und wird von diesem absorbiert. Das Elektron gewinnt dadurch an (Bewegungs-) Energie. Alsbald gibt das Elektron jedoch wieder das Photon frei, weil es aber ein wenig von dessen Energie verbrauchte, wird die Photonenwellenlänge etwas größer. Es wandert nun vielleicht schon als Röntgenphoton weiter (mit Lichtgeschwindigkeit!) nach außen, wobei es ebenfalls immer wieder mit Elektronen (und natürlich auch anderen Kernteilchen) kollidiert. Durch diese ständigen Zusammenstöße braucht das Photon für den Weg vom Innern bis zum Rand des Kerns (280 000 [Km]) allein 26 000 Jahre! Bis zu einer Entfernung von rund 500 000 [Km] vom Mittelpunkt herrscht die strahlungsdominierte Zone; in ihren Außenbereichen können Heliumionen existieren, welche das Röntgenphoton absorbieren und mit größerer Wellenlänge wieder abgeben. Nun beginnt die Konvektionszone, und die hier vorherrschenden Ionen absorbieren unser Röntgenphoton weiterhin, bis es schließlich in Ultraviolett- und Infrarotstrahlung umgewandelt ist. Doch erst in der Photosphäre wird die Strahlung in sichtbares Licht übersetzt. So braucht unser Gammaquant vom Kern bis zum Rand der Sonne über 10 Millionen Jahre. Rund 90 % der Gesamtmasse sind in der inneren Hälfte der Sonnenkugel zusammengedrängt, der Konvektionszone stehen nur noch knapp 2 % der Masse zur Verfügung. In jeder Sekunde werden im Kern etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden so viele Neutrinos freigesetzt, dass jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird. Neutrinos sind Teilchen mit sehr geringer Masse, die höchst selten mit anderen Teilchen wechselwirken und sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie sind wirklich "harmlos", denn wir spüren nichts davon, dass sekündlich Milliarden von ihnen unsere Körper durchfliegen. Sie durchfliegen sogar die Erde ohne jeglichen Widerstand, als würde die Materie für sie gar nicht existieren. Photosphäre Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation: GranulationDieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [Km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 [Km/s] auf. Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden. Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [Km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K]. Sonnenflecken und Magnetfeld Finden wir also dieses Element nicht, so handelt es sich auch nicht um einen Braunen Zwerg! Vergleich Brauner Zwerg mit echtem Stern Braune Zwerge kann man als Bindeglieder zwischen echten Sternen und den großen Gasplaneten ansehen. Im Gegensatz zu den Sternen, in denen Fusionen eine bedeutende Rolle spielen, sind sie vollkonvektiv. Während im Innern der wasserstoffverbrennenden Sterne eine Strahlungszone jeden Austausch von Materie aus den Innern mit den äußeren Schichten verbietet, ist ein Brauner Zwerg sozusagen "gut durchmischt", die Wärmebewegung des Gases sorgt für ein Aufsteigen der innersten heißen Zonen bis zur Außenschicht, nach Abkühlung sinkt das Material aufgrund der nun größeren Dichte wieder ab. Übrigens führt die Kontraktion interstellaren Gases zu Braunen Zwergen zu so hohen Dichten, dass eine entartete Elektronengaskomponente entsteht, genau wie bei den Weißen Zwergen. Letztere sind allerdings die Überreste ausgebrannter Sterne, während man einen Braunen Zwerg eher als Protostern ansehen kann. Die einsetzende Entartung des Gases stoppt die Temperaturerhöhung durch die Kontraktion, so dass die Zündtemperatur des Wasserstoffs nicht erreicht werden kann. Gliese 229 A und BWir sehen nochmals den Braunen Zwerg Gliese 229 B als künstlerische Darstellung, im Hintergrund der 40 [AE] entfernte Rote Zwerg Gliese 229 A. In dieser düsteren Farbe würde uns der Stern erscheinen, der nun im Alter von einigen Milliarden Jahren nur noch eine Temperatur von 1000 [K] hat. Mehr Energie als im optischen strahlt er noch im Infrarotbereich aus. Die dunklen Bänder aus Staub oder atmosphärischen Turbulenzen sind nur theoretisch, jedoch aufgrund der schnellen Rotationsperiode von Stunden zu erwarten. Ebenso wird ein innerer "Dynamo" ein magnetisches Feld erzeugen, vor allem bei jungen Sternen dieses Typs, da man hierdurch entstandene Röntgenemissionen beobachten konnte. [COLOR=red]Zwergsterne:[/COLOR] inige Zahlen In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden. Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [Kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [Km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [Km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund 1 400 000 [Km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 × 1030 [Kg]). Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten. Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages. Rotation Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation. Differentielle RotationIn nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne. Aufbau Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen: Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 [Km] Temperatur Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 [K] Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 [K] 210 6.600 000 [K] 560 1.300 000 [K] Energietransport durch Konvektion 680 100 000 [K] Photosphäre sichtbare Strahlung 400 [Km] dick 9000 [K] Sonnenrand 696 4300 [K] Chromosphäre 698 5000 [K] 704 300 000 [K] Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 [K] Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma. Schnitt durch die SonneEin Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt. Sonneninneres Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht ( weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt. [/QUOTE]
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