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Die SonneBearbeiten

  • Masse: 2 \cdot 10^{30} kg, d.h. 330 000 Erdenmassen
  • Zusammensetzung: 71% Wasserstoff, 27% He + ein paar schwerere Elemente
  • Solarkonstante: 1.4\ \mathrm{\frac{kW}{m^2}} : Strahlungsleistung pro Fläche, welche bei mittlerem Sonnenabstand unter Vernachlässigung des Atmosphäreneinflusses senkrecht auf die Erde auftreffen würde.
  • wichtigster Mechanismus zur Energieerzeugung: Fusion von Wasserstoff/Protonen zu He^4-Kernen. Hierbei muss die thermische Energie der Protonen hochgenug sein, um das repulsive Coulombpotential zu überwinden. Die Energie kann dabei auch unterhalb der Barriere liegen, es kommt vielmehr auf die Tunnelwahrscheinlichkeit an.
  • pro erzeugtem He^4-Kern wird dabei eine Energie von 28 MeV frei. 90% dieser Energie wird in elektromagnetischer Strahlung frei, der Rest geht vor allem in kinetische Energie der bei der Reaktion enstehenden solaren Neutrinos über.

SonnenspektrumBearbeiten

Sonne Strahlungsintensitaet.svg.png

Die elektromagnetische Strahlung hat ihr Maximum im sichtbaren Licht, umfasst aber auch andere elektromagnetische Wellen von Röntgen- und UV-Strahlung bis zu Radiowellen. Das Strahlungsmaximum liegt im gelb-grünen Spektralbereich, was sich aus der Sonnenoberflächentemperatur von 6000 °C und den Strahlungsgesetzen von Planck und Wien ergibt. Die Fraunhoferlinien sind dunkle Linien im Spektrum der Sonne. Solche Linien entstehen dadurch, dass Gase in der Photosphäre - der sichtbaren Sonnenoberfläche - einen Teil des Sonnenlichts absorbieren. Es handelt sich also um Absorptionslinien. Die Fraunhofer C-, F-, G'-, und h-Linien stimmen mit den alpha, beta, gamma und delta Linien der Balmer-Serie eines Wasserstoffatoms überein. Es gibt auch eine He -Linie.

Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der Boltzmannverteilung die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die Balmerlinien im Spektrum der Sonne als Fraunhoferlinien zu beobachten, so muss die Temperatur so hoch sein, dass bei einem Teil der Wasserstoffatome der erste angeregte Zustand (n=2) besetzt ist.

UrknalltheorieBearbeiten

Das Universum begann als unendlich heißer und dichter Zustand, der sich explosionsartig ausdehnte, was bis heute mit einer Abkühlung und Dichteverringerung verbunden ist. Bei dieser Expanision aus dem ursprünglich heißen Plasma entstanden die heute bekannten mikroskopischen (Teilchen) und makroskopischen (Sterne etc) Formen der Materie.

Dieses heiße Plasma führte zu sehr kurzwelliger elektromagnetischer Strahlung, die aber mit der zunehmenden Abkühlung und Expansion immer langwelliger wurde. Heute weisen wir diese Strahlung als isotrope kosmische Hintergrundstrahlung im Mikrowellenbereich nach, was der Strahlung eines schwarzen Körpers der Temperatur 2,7K entspricht (Temperatur des Universums).

Die ersten 3 Minuten des UniversumsBearbeiten

  • t < 10^{-35}s: Die thermische Energie war so hoch, dass alle Teilchen im thermischen GGW waren und sich beliebig ineinander umwandelten. Es gab also keine Unterschiede zwischen den Teilchen und die Stärke aller Wechselwirkungen war gleich groß.
  • t \approx 10^{-13}s: stark wechselwirkende Teilchen (Quarks) wechselwirkten nicht mehr mit Leptonen, d.h. starke WW koppelte von der elektroschwachen WW ab.
  • t \approx 10^{-11}s: elektroschwache WW koppelt von elektromagnetischer WW ab.
  • t \approx 10^{-6}s: kT war auf ca. 100 MeV gefallen, sodass nun die Quarks Bindungszustände in Form von Hadronen eingehen konnten.
  • t \approx 1s: kT wird kleiner als die Differenz zwischen Proton- und Neutronmasse, sodass deren Gleichgewichtszustand nicht mehr aufrechterhalten werden kann. Sie wechselwirken nicht mehr wesentlich und bewegen sich frei im Universum.
  • t \approx 3min: kT ist ca. 100KeV, es bilden sich leichte Kerne aus, da die Photonenenergie nicht mehr ausreicht, um die durch Nukleonenfusion enstanden leichten Kerne zu spalten.

HöhenstrahlungBearbeiten

Die Kosmische Strahlung (engl. Cosmic Rays), früher auch Höhenstrahlung genannt, ist eine hochenergetische Teilchenstrahlung aus dem Weltall.

Die Bezeichnung Höhenstrahlung geht auf die frühen Nachweismethoden zurück, die nur Gammastrahlung – ein Reaktionsprodukt der eigentlichen kosmischen Strahlung – in Höhen von bis zu 10 km nachweisen konnten. Der Begriff Strahlung hat sich bis heute gehalten, obwohl elektromagnetische Strahlung nicht zur kosmischen Strahlung gerechnet wird. Zur Unterscheidung von der kosmischen Strahlung heißt sie kosmische Gammastrahlung.

Die galaktische kosmische Strahlung besteht ungefähr zu 87 % aus Protonen, 12 % Alpha-Teilchen und 1 % schweren Atomkernen. Einen geringen Anteil stellen Elektronen, Neutrinos und Gammastrahlung. Die Häufigkeit der Atomkerne entspricht in etwa der solaren Elementhäufigkeit. Ausnahmen sind zum Beispiel Li, Be und B, die in der kosmischen Strahlung als Folge von Spallationsreaktionen beim Durchqueren galaktischer Materie häufiger sind als in solarer Materie. Durch Wechselwirkung mit der Atmosphäre beobachtet man auf der Erde nicht die ursprüngliche Strahlung, sondern die Reaktionsprodukte aus der Wechselwirkung mit der Atmosphäre, insbesondere Stickstoff und Sauerstoff.

UrsprungBearbeiten

  • Der Sonnenwind, der Sternwind der Sonne, ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt.
  • Sonneneruptionen
  • Supernovaexplosionen
  • kosmische Jets von schwarzen Löchern
  • ...

Wechselwirkung mit der Erdatmosphäre Bearbeiten

Datei:Cosmicrayshower.png

Beim Eintreten in die Erdatmosphäre in einer Höhe um 20 km über der Oberfläche erzeugt die kosmische Strahlung Teilchenschauer. Aus einem Proton der Energie von 1015 eV entstehen mehr als eine Million Sekundärteilchen. Nur ein kleiner Teil von ihnen erreicht auch die Erdoberfläche.

Durch Spallation von Stickstoff- und Sauerstoffatomen entstehen Neutronen, Protonen, geladene (π+, π-), und neutrale (π0) Pionen. Die neutralen Pionen zerstrahlen, die geladenen zerfallen in Myonen:

\pi^0 \rightarrow \gamma + \gamma
\pi^+ \rightarrow \mu^+ + \nu_\mu
\pi^- \rightarrow \mu^- + \bar {\nu}_\mu

Die Myonen sind ebenfalls instabil und zerfallen in Elektronen und Neutrinos:

\mu^+ \rightarrow e^+ + \nu_e + \bar {\nu}_\mu
\mu^- \rightarrow e^- + \nu_\mu + \bar {\nu}_e

Ein Schauer besitzt

  • eine weiche elektromagnetische Komponente, u.a. durch den Zerfall von π0 und der Zerstrahlung von Positron-Elektronen Paaren
  • eine harte myonische sowie
  • eine hadronische Komponente, die vorwiegend Protonen und Neutronen enthält.

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