Fragen zum Sonnenaufbau

MoreInput

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Fragen zur Sonnenaufbau:

Wie dicht sind die unterschiedlichen Schichten der Sonne (Kern, Strahlungszone, Photosphäre, Chromosphäre) und welche Radien haben diese? Mich interessiert z.B eine Aufstellung der Verläufe von Dichte und Temperatur, insbesondere auch im Vergleich zur irdischen Atmosphäre. (Wo ist die Sonnenatmosphäre genauso dicht wie unsere Luft?)

Was mich auch zu der ketzerischen Frage führt: Ist das innere der Sonne eigentlich dunkel? Das für uns sichtbare Licht wird je erst kurz vor der Oberfläche in der Photosphäre in sichtbares Licht umgewandelt. Also müsste das innere der Sonne für menschliche Augen nicht sichtbar sein. Dann sind die meisten Diagramme der Sonne falsch, da man den Kern ja schwarz zeichnen sollte :)

Weitere Frage: Wenn die Sonne einmal ein Roter Riese sein wird, wird sie einen Durchmesser von 150 Mio km haben, bei gleicher Masse! Also muss die Atmosphäre des Roten Riesens dann ja auch unheimlich dünn sein. Der Anblick von der Erde aus (etwas weiter entfernt als bisher) dürfte ja phantastisch sein. Wie weit kann man dann in die Sonnenatmosphäre hinsehen?
Auch hier interessiert mich beim Schalenaufbau des Roten Riesens die genauen Verläufe von Dichte, Temperatur.

Weiss jemand etwas genaueres?

Gruß,
Stefan
 

Orbit

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Hallo MoreInput
Ich weiss es auch nicht; aber ich habe versucht, mich auf folgenden Wikiseiten etwas schlauer zu machen:
http://de.wikipedia.org/wiki/Roter_Riese
http://de.wikipedia.org/wiki/Roter_Riese
Ich fand nur Angaben über die Dichte in 'planetarischen Nebeln' und musste folglich auf die Gashülle des roten Riesen umrechnen. Alle Annahmen und Berechnungen sind nur 'Handgelenk mal Pi'.

Ich ging von folgenden Annahmen aus:
Die Gasmenge in der Gashülle und im abgestossenen planetarischen Nebel sei dieselbe.
Nebel:Radius 0,5 LJ = 4,7E15 m, Temperatur 10'000 K, Dichte 1000 Teilchen pro cm^3, 70% H, 28% He (2% schwerere Elemente nich berücksichtigt und deshalb mit einem Verhältnis von 7 : 3 gerechnet)
Gashülle:Radius 1.5E11 m, Temperatur 3'000 K,
Volumen-Ausdehnungskoeffizient: 3,66/1000° K.

Nebeldichte:
Jeder cm^3 enthält rund (700x1) + (300x4) = 1900 Atomeinheiten à 1.675E-24 g = 3182.5E-21 g.
Die Dichte dort ist also rund 3.2E-21.
Der Radius der Galshülle ist 4,7E15 m/1.5E11 m, also rund 30'000 mal kleiner, das Volumen 2.7E13 mal. Um diesen Faktor wäre bei gleicher Temperatur auch die Dichte höher: = 8.6E-8 g/cm^3.
Weil dort die Temperatur aber 7000K geringer ist, erhöht sich die Dichte um den Faktor 7 x 3.66 = 25.6 auf rund 2.2E-6
Die Dichte von Luft an der Erdoberfläche ist 1.3E-3
Folglich wäre die Gashülle nach dieser Rechnung rund 590 mal weniger dicht - sagen wir mal, bei so viel Handelenkmalpi, um drei Grössenordnungen -als die Erdatmosphäre - wenn ich richtig gerechnet habe und meine Annahmen nicht völlig falsch sind.


Gruss Orbit
 
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mac

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Hallo Stefan,

auch ich hab' leider (obwohl ich auch schon öfter danach gesucht hab') keine Daten, die über die Angaben bei Wiki (Sonne) hinausgehen, gefunden. Sie müssen aber existieren, weil man alle möglichen Szenarien bei allen möglichen Sterngrößen sehr gut simulieren kann.

Was mich auch zu der ketzerischen Frage führt: Ist das innere der Sonne eigentlich dunkel? Das für uns sichtbare Licht wird je erst kurz vor der Oberfläche in der Photosphäre in sichtbares Licht umgewandelt. Also müsste das innere der Sonne für menschliche Augen nicht sichtbar sein. Dann sind die meisten Diagramme der Sonne falsch, da man den Kern ja schwarz zeichnen sollte :)
im Prinzip ist das wohl richtig, aber nicht in 'Reinkultur'. Neben den Ionisationen, die zur Plasmabildung führen, und die 'Licht' erzeugen das wir nicht sehen können, gibt es ganz sicher und in ausreichendem Maße auch ganz gewöhnliche Anregungen. Im Prinzip so, wie bei der Schwarzkörperstrahlung.

Herzliche Grüße

MAC
 

Toni

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Hi Stefan,
Ist das innere der Sonne eigentlich dunkel? Das für uns sichtbare Licht wird je erst kurz vor der Oberfläche in der Photosphäre in sichtbares Licht umgewandelt. Also müsste das innere der Sonne für menschliche Augen nicht sichtbar sein.
doch, doch, das muss sogar noch wesentlich heller sein! Harald Lesch hatte mal in einer seiner Sendungen erklärt, dass ein Photon ab der Erzeugung in der Kernfusionszone auf dem Weg bis an die Oberfläche rund 5 000 000 Jahre benötigt! - Den Rest des Weges bis zur Erde kennen wir. Der dauert ja nach Entfernung zwischen 8'05" und 8'20". Dass aber der Weg eines Photons innerhalb der Sonne solch eine Ewigkeit dauert, liegt an den dortigen chaotischen Verhältnissen. Ein Photon wird immer wieder von den wild umherwirbelnden Plasma-Gasen abgelenkt. In Wiki steht dies, wie ich eben gesehen habe, allerdings mit doppelt so langer Dauer ;) , auch noch mal so in ungefähr:
Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10 Millionen Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde.
Den gesamten Text findest Du hier.

Hilfreich strahlende Grüße :) von
Toni


PS: Was ich noch vergessen habe: Ich wollte Dir damit eigentlich erklären, dass die Sonne in ihrem Innersten extrem hell sein muss, wenn sich Photonen, die wir erst in 5 - 10 Mill. Jahren erhalten, so lange in deren Innerem aufhalten und herumwuseln.
 
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Orbit

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PS: Was ich noch vergessen habe: Ich wollte Dir damit eigentlich erklären, dass die Sonne in ihrem Innersten extrem hell sein muss, wenn sich Photonen, die wir erst in 5 - 10 Mill. Jahren erhalten, so lange in deren Innerem aufhalten und herumwuseln.
Na ja, Toni, unterschreiben würde ich das nicht; denn die Menge der Photonen tut's noch nicht. Entscheidend ist die richtige Wellenlänge (400 bis 800 Nanometer) respektive die entsprechende Frequenz. Es sind auch nicht über die ganzen 10 Millionen Jahre stets dieselben Photonen, die da wie winzige Billardkügelchen herumwuseln. Die werden ständig absorbiert und neu emittiert. Die Frequenz der emittierten Photonen im Innern der Sonne kenne ich aber nicht, und darum kann ich die Frage MoreInputs auch nicht beantworten.
Gruss Orbit
 
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Toni

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Na ja, Toni, unterschreiben würde ich das nicht; denn die Menge der Photonen spielt da keine Rolle. Entscheidend ist die richtige Wellenlänge (400 bis 800 Nanometer) respektive die entsprechende Frequenz.
Gut, ich hätte es (auf die Schnelle geschrieben :eek: ) anders formulieren müssen:

PS: Was ich noch vergessen habe: Ich wollte Dir damit eigentlich erklären, dass die Sonne in ihrem Innersten extrem harter Strahlung (von Gamma- bis Röntgen-Strahlung) ausgesetzt ist und deshalb in diesen Spektren extrem hell sein muss. Diese hochenergetische Strahlung wird aber auf dem Weg an die Oberfläche bei jeder Re-Emittierung eines Photons allmählich in für uns sichtbares Licht umgewandelt. Es ist also schon extrem hell dort drinnen, doch wir könnten es wahrscheinlich nicht sehen, ebenso wenig wie wir einen Gammablitz mit den Augen wahrnehmen würden. :(

Die Frequenz der emittierten Photonen im Innern der Sonne kenne ich aber nicht
Nun ja, Orbit, die ist zu Anfang hauptsächlich im Gamma-Bereich :eek: , wie sie bei Fusionsprozessen nun mal so entsteht, wird aber innerhalb der Sonne dann auf dem Weg an die Oberfläche immer enrgieärmer. :)

Energiegeladene Grüße von
Toni


PS: Da fällt mir doch eben noch auf:
(...) die Menge der Photonen spielt da keine Rolle.
Aber ja doch! Die Menge spielt genau solch eine Rolle wie die Zeitabstände, in denen sie erzeugt werden. Je mehr Photonen erzeugt werden, desto heller (auf der entsprechenden Wellenlänge) wird es.

Nachträglich eingebaute Grüeßli von
Toni
 
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mac

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Hallo Toni,

Du weist aber schon, daß dieses Photon ursprünglich ein Neutron mit 14,1 MeV und ein Alphateilchen mit mindestens 3,5 MeV war? Und Du weist auch, daß die Wasserstoffatome als Plasma in der Sonne existieren. Und Du weist auch, daß bei einem 10.000.000 K heißen Plasma nur 1/2,4E21 der gesamten Photonenenergie als sichtbares Licht existieren?

Womit ich nicht sagen will, daß das zu dunkel ist. ;)

Herzliche Grüße

MAC
 

Toni

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Du weist aber schon, daß dieses Photon ursprünglich ein Neutron mit 14,1 MeV und ein Alphateilchen mit mindestens 3,5 MeV war?
Jaaa ... :)

Und Du weist auch, daß die Wasserstoffatome als Plasma in der Sonne existieren.
Jaaa ... :)

Und Du weist auch, daß bei einem 10.000.000 K heißen Plasma nur 1/2,4E21 der gesamten Photonenenergie als sichtbares Licht existieren?
Jaaa ... :)

Womit ich nicht sagen will, daß das zu dunkel ist.
Ist es sicherlich auch nicht, nur wir mit unseren Augen könnten es wahrscheinlich gar nicht so hell wahrnehmen, wie es eigentlich ist. Außerdem muss es im Inneren der Sonne viel heller als auf ihrer Oberfläche sein, denn dort halten sich die Photonen nicht nur wesentlich länger auf (bildlich gesehen), auch die statistische Chance, einem Photon innerhalb der Sonne zu begegnen, ist dort um ein Vielfaches höher! :)

Solare Grüße von
Toni
 

Orbit

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Jetzt müsste man nur noch die Photonendichte im Sonneninnern und davon den von Dir, mac, angegebenen winzigen Anteil der Photonen im sichtbaren Spektrum herausrechnen und die Dichte dieser sichtbaren Photonen mit etwas vergleichen, von dem wir aus Erfahrung wissen, wie hell es ist. Dann wäre MoreInputs Frage beantwortet. Das liesse sich vielleicht aus dieser Seite heraus knobeln:
http://de.wikipedia.org/wiki/Formelsammlung_plancksches_Strahlungsgesetz
Ich kann's aber nicht. :-(
Gruss Orbit
 

Bynaus

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Auch wenn es extrem viele Photonen sind - die Frage, ob es in der Sonne dunkel ist, ist gar nicht so dumm. Denn je nach Dichte ist die mittlere Weglänge, die ein Photon zurücklegen muss, bis es ein imaginäres Auge erreicht, so kurz, dass es auch sein könnte, dass man kaum Photonen "zu sehen" bekommt... So ähnlich wie in den ersten 300000 Jahren nach dem Urknall: damals war das Universum ebenfalls "optisch dicht", so dass sich das Licht darin nicht ausbreiten konnte. Obwohl dort extrem viele Photonen unterwegs gewesen sein müssen, wäre uns das Universum damals zappenduster vorgekommer.
 

mac

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Hallo Bynaus,

und damit sind wir wieder an der Stelle: Wie nebelig (dicht) is' es denn jetzt in den verschiedenen Tiefen der Sonne oder auch der Sterne? ;)

Herzliche Grüße

MAC

PS ich glaube nicht daß es zappenduster war, aber wohl eine ziemlich dichte 'Suppe' ;)
 

Toni

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Obwohl dort extrem viele Photonen unterwegs gewesen sein müssen, wäre uns das Universum damals zappenduster vorgekommer.
Aha, scheint mir durchaus schlüssig, Bynaus, obwohl mir auch die Idee von MAC durchaus plausibel vorkommt ...
ich glaube nicht daß es zappenduster war, aber wohl eine ziemlich dichte 'Suppe'
, wenn man bedenkt, dass ein irdischer, sehr dichter Bodennebel bei prallem Sonnenschein durch das reichhaltige Streulicht auch ein recht helles "Gaswölkchen" sein kann. ;)

Total vernebelte Grüße :D von
Toni
 

MoreInput

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Hi all!
Danke für die Antworten. Ganz zufrieden bin ich noch nicht. Generell bin ich auf der Suche nach solchen Vergleichen, bei denen man sich vorstellen kann: Was würde ich sehen, wenn ich an diesem Ort wäre?
Irgendwo wird es ja wohl mal eine Tabelle mit den entsprechenden Daten zum Sternaufbau geben.
@Orbit: Im Wiki hab ich auch schon vorbeigeschaut, meistens gibt im englischen dann noch detailliertere Infos.
Hier eine zusammenfassung:
Dichte der Erdatmosphäre
am Boden - 1,2 x 10-3 g/cm3
50 km - 1x10-6 g/cm3
120 km - 1x10-11 g/cm3

Hier ein paar Daten zur Sonne:
Photosphäre: 1x10-7 g/cm3 und 500 km dick, also gerade mal 1/10000 der Dichte der Erdatmosphäre, oder die Dichte in 50 km Höhe.
Chromosphäre 1x10-11 g/cm3, 10000 km dick

@mac: Ich könnte die Frage auch anders stellen: Angenommen, man nimmt ein Löffel Sonnenmaterie aus dem Kern in den freien Raum. Sieht man dann was?
@Orbit: Die Seite mit dem Formeln zu den Strahlungsgesetzen ist sehr interessant, ich muss nur die richtigen Formeln (Anzahl Photnen / Frequenz) herauspicken und dann von 400 bis 800 Nanometer integrieren :). Und dann mal nachschlagen, wieviele Photonen das Auge zum Anregen braucht.

Die Frage nach dem Innern der Sonne ist natürlich rein theoretisch, da meine Augen nur eine Betriebstemperatur von 37 Grad +- 3 haben und ich nicht weiss, ob diese bei 15000000 Grad noch funktionieren.

PS:
Beim Surfen bin ich auf diese Seite gestossen: http://www.rense.com/general72/size.htm
Vielleicht nix neues, aber immer noch schön anzusehen.

Gruß,
Stefan
 

mac

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Hallo Stefan,

Deine Frage ist etwas schwierig zu beantworten. Es gibt deutlich unterschiedliche Angaben im deutschen und im englischen Text von Wiki. Soweit ich das beurteilen kann, scheint der englische Text (Faktor 10 zu hoch) falsche Energieangaben zu machen. Der deutsche Text geht von einer deutlich höheren Kerntemperatur (15,6E6 K) als der engl. Text (13,6E6 K) aus.

Die eigentliche Energieproduktion pro cm^3 Sonnenmasse ist verschwindend klein Größenordnung 1/1000000 einer Kerzenflamme. Aber durch die enorm hohe Temperatur des gesamten Materials würde so ein, frisch aus dem Kern geholter Würfel von 1 cm^3, eine ziemlich spektakuläre Wirkung haben. Sein Gewicht würde (je nach Quelle) 45 oder 150 g pro cm^3 betragen.

Für die weitere Berechnung gehe ich mal von den deutschen Wiki-Daten aus. 45 g/cm^3 und 15,6E6 K Temperatur. (Das Gewicht habe ich aus den Angaben des Textes berechnet)

Das will ich mit einem Wolfram-Würfel von 2,34 cm^3 und 3600 K (kurz vor dem Schmelzpunkt und gleiche Masse wie der Sonnenwürfel) vergleichen. Das kann man sich etwa vorstellen, wie eine äußerst grelle Halogenlampe aber mit einer viel größeren Abstrahlfläche.

Wolfram hat eine Wärmekapazität von 130 Joule pro kg und Grad Kelvin. Also bei 3600 K und 45 Gramm 21 kJ Energieinhalt.

Bei Wasserstoff bin ich da etwas ratlos. Er wird mit einer Wärmekapazität von 14304 Joule pro kg und Kelvin angegeben. Ob das aber für eine Dichte von 45 g/cm^3 und zig Millionen Grad Kelvin auch noch gilt, kann ich Dir nicht beantworten. Ich gehe aber, weil ich es nicht besser weis, einfach mal davon aus.

Bei 15,6E6 K würde dieser ‚Wasserstoffwürfel’ knapp 1 Million mal heller im sichtbaren Licht leuchten, als vorher der Wolframwürfel und er hätte bei seiner Wärmekapazität einen Energieinhalt von 10E9 Joule, was etwa der Energie von 2 Tonnen TNT entspricht, aber durch die enorm hohe Temperatur würde er den allergrößten Teil seiner Energie in Form eines Röntgenblitzes abgeben, der noch in rund 1 km Umkreis für Menschen tödlich wäre, wenn keine Luft dazwischen wäre. Mit Luft dazwischen ist dieser Umkreis immer noch rund 500 m groß.

Herzliche Grüße

MAC

Die Quellen im Einzelnen
http://www.onmeda.de/lexika/strahlenmedizin/compton_effekt.html?p=7
http://de.wikipedia.org/wiki/Luft
http://www.bfs.de/ion/wirkungen/unfallfolgen.html
Du kannst für diese Berechnung Sievert (Sv) und Joule/kg Körpergewebe gleich setzen. Für die Entfernungsberechnung bin ich von einer Fläche von 100 cm^2 ausgegangen, die eine Dosis von 10 Sv enthalten muß. (für die 10 Sv/kg Körpergewebe) Diese Angabe gilt nur sehr grob. Im Katastrophenfall wäre es nicht möglich sehr vielen Menschen gleichzeitig zu helfen (Knochenmarkstransplantation) daher gilt in einem solchen Fall bereits eine Dosis von rund 5 Sv als tödlich, aber schon ca. 3 Sv bedeuten für rund 50% aller betroffenen Menschen den Tod innerhalb weniger Tage bis Wochen. Diese Angaben gelten für eine solche Dosis auf den gesamten Körper. Im Rahmen von Strahlentherapien werden Dosen von 30 bis 70 Gy (äquivalent zu Sv) auf ein begrenztes Volumen, verteilt über einen mehrwöchigen Zeitraum bestrahlt.
http://de.wikipedia.org/wiki/Wolfram
http://de.wikipedia.org/wiki/Wasserstoff
http://de.wikipedia.org/wiki/TNT#Verwendung
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne
http://en.wikipedia.org/wiki/Sun
http://de.wikipedia.org/wiki/Plancksches_Strahlungsgesetz
 

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HI Mac!

Danke für die Antworten und den Aufwand für die Berechnungen.

Hier hab ich noch etwas gefunden bezgl dem Aufbau der Sonne: http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_le.html
Die unterschiedlichen Dichten, Drücke und Temperaturen der Sonne lassen sich anscheinend mit einen lane-emden Gleichung berechnen.

Die Werte als Tabelle (aus dem Diagram herausgelesen):

r 0 (Sonnenzentrum)
Dichte: 10E5 kg/m3
Druck: 10E16 N/m2
Temp: 10E7 K

r 0,2 (140000 km vom Zentrum)
Dichte: 10E4 kg/m3
Druck: 10E15 N/m2
Temp: 10E7 K

r 0,5 (350000 km vom Zentrum)
Dichte 10E3 kg/m3 (also die Dichte von Wasser auf der Erde beim halben Sonnenradius)
Druck: 10E13 N/m3 (jedoch ist der Druck noch 100000 mal Stärker als auf der Erde in 10 km Tiefsee)

r 0,8 (560000 km vom Zentrum, oder 140000 km von der Sonnenoberfläche)
Dichte: 10E2 kg/m3 (1/10 der Dichte von Wasser)
Druck: 10E12 N/m2
Temp: 10E5,8 K

r 0,9 (630000 km vom Zentrum, oder 70000 km von der Sonnenoberfläche)
Dichte: 10E0 - 10 kg/m3 (Vergleichbar mit der Dichte der Erdatmosphäre auf Meereshöhe)
Druck: 10E10 N/m2 (jedoch ist der Druck noch 100 mal Stärker als auf der Erde in 10 km Tiefsee)
Temp: 10E5,6 K



Druck Erde: 1,013E5 N/m2 (1013 hPa = 101300 Pa)
Druck Wasser: 1 m = 10kPa = 10000 Pa
Tiefsee: in 10.000 m Tiefe herrscht ein Druck von 100100000 Pa = 1E8 N/m2
Wasser: 1000 kg/m3

Einfach zur Info.

Gruß,
Stefan
 
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