Eisen in der Sonne

Hochverehrtester Armin,

ich befürchte, mit der gleichen Präzisität wie die Annunciation Ihre Frage
<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Durch die Frage eines Schülers im Astronomieunterrichts einer Lehrerin unseres Vereins, nach dem Vorkommen von Eisen auf der Sonne, inspiriert, stelle ixh mal die Frage.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
läßt sich ebenjene nur beantworten, indem man vor Ort und Stelle daselbst nachschaut. Alles andere wäre Wissenschaft.[:D]

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Wieviel Eisen gibt es auf oder in der Sonne?<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">
Eventuell hilfreich:

Wikipedia: Metallizität

Tschau,
Thomas

Siehe auch evtl. mal hier:

M. Asplund et al., "The chemical composition of the Sun"
https://arxiv.org/abs/0909.0948

Gruß,
Michael

Hi Armin,

Eisen wird beanntlich nur in Sternen durch die Nukleosynthese fusioniert, die &gt;8 Sonnenmassen haben. Die ersten Sterne waren alle Metallarm. So werden auch die ältesten Sterne "gefunden. Unsere Sonne ist jünger und hat auch Eisen und andere Metalle (in der Astronomie sind alles Metalle, bis auf Wasserstoff und Helium...bringt jeden Chemiker zum ausrasten :-)Die Metalle wurden nach und nach in Sternen synthetisiert. Empfohlene Literatur Anna Frebel "Auf der Suche nach den ältesten Sternen", sehr zu empfehlen. Harald Lesch und Jörn Müller haben ein Buch geschrieben. Da werden die Prozesse beschrieben die nötig sind, dass aus einer interstellaren Wolke ein Stern entsteht - Es heisst "Weisst du, wie viel Sterne stehen". Komplizierte Prozesse, nicht in zwei Sätzen erklärt werden können

Grüsse Rafael

http://www.kosmologisch.com

Armin,
der Eisenanteil der Sonne liegt bei 1,6 Promille (Masseanteil). Aber allgemein spricht man ja von Metallizität; H (und He) versus restliche Elemente. Rechnet man nach Teilchenanzahl (Anzahl Atome) liegt die Metallizität bei 0,032 Promille oder bei 32 ppm (parts per million). Im Großen und Ganzen entspricht dies dem Verhältnis der Gas- und Staubwolke, aus dem die Sonne seinerzeit entstanden ist.

Bei diesen geringen Konzentrationen findet vermutlich auch keine Anreicherung oder Schichtung innerhalb der Sonne mehr statt. Denn dazu müssten ja physikalische Bedingungen herrschen, die ein Element von einem anderen unterscheiden könnte. Z.B. anhand chemischer Eigenschaften (siederophil vs lithophil, unterschiedliche Schmelzpunkte, Dichte etc.). Aber bei den hohen Drücken und Temperaturen, die in der Sonne herrschen, werden alle Atome gleich behandelt, insbsondere klumpen sich keine Moleküle zusammen, die zur Mitte sinken könnten). Auch vor dem Hintergrund, wenn sie eigentlich nur ganz selten sind.

Wenn sich im Sonnenkern Helium als Abfallprodukt der Wasserstofffusion anreichert und konzentriert, dann vor allem deshalb, weil die Reaktion auch genau dort passiert. Das Zeugs wird also gar nicht "umgelagert". Die Schichtbildung ist also nicht vergleichbar mit der Geschichte der Erde, wo Eisen/Nickel sich im Erdkern ansammelte und die Kontinentalplatten wie Schaumflocken auf der Oberfläche schwimmen. Und ... die Sonne musste schon im letzten Schritt ihrer Entstehung gewesen sein (strahlte also schon), als die Planeten sich bildeten. Denn genau diese Strahlung pustete den ganzen Wasserstoff und das Helium aus dem Bereich der inneren Planeten raus, so dass sich erst die Gesteinsplaneten bilden konnten (siehe oben Stichwort "physikalische Bedingungen" zum Trennen von Elementen).

Die Metallizität spielt bei der Sternentstehung dennoch eine große Rolle, denn die "Metalle" haben - ähnlich wie Treibhausgase auf der Erde - auf den Wärmehaushalt der protosolaren Wolke (sprich der Gaswolke, aus der die Sonne entsteht) einen Einfluss. Sie strahlen nämlich sehr effektiv die Wärme ab, die beim Zusammenziehen der Gaswoke infolge von Reibung entsteht (Kühlungseffekt) und erleichtern damit den Kollaps der Gaswolke zu einer Sonne.

Es kann natürlich sein, dass ich mit meinen Vermutugen zur Schichtbildung in der Sonne völlig daneben liege. Mir ist keine explizite Aussage dazu bekannt, außer dass sich dort die Verbrennungsprodukte aus der Fusion anreichern. Niemand kann letztlich in die Sonne reinschauen. Auch kenne ich die Prozesse nicht, die bei der Sternentstehung im Einzelnen stattfinden, wenn die Gaswolke kollabiert.

Gruß

Hallo,

<blockquote id="quote"><font size="1" face="Verdana, Arial, Helvetica" id="quote">Zitat:<hr height="1" noshade id="quote">Bei diesen geringen Konzentrationen findet vermutlich auch keine Anreicherung oder Schichtung innerhalb der Sonne mehr statt.<hr height="1" noshade id="quote"></blockquote id="quote"></font id="quote">

aber die Spektroskopie schaut doch nicht (sehr weit) in den Stern (Sonne) hinein. Wieso sind dann - bei dieser geringen Eisenmenge - überhaupt Absorptionslinien des Eisens zu sehen ?

Hans,
weil es Eisen (auch) in der Photosphäre der Sonne gibt. Die Spektrografie ist ja empfindlich genug, auch die paar Sub-Promille zu sehen. Anhand der Stärke der Linien lässt sich sogar auf die Häufigkeit schließen. Das ist ja genau die Stärke der Spektrografie. Diese Geräte sind halt Präzisionsmessgeräte mit unglaublicher Genauigkeit. Gerade bei der Sonne mangelt es ja nicht an Helligkeit für die Messung.

Was darunter passiert, entzieht sich der direkten Beobachtung. Das kann man nur theoretisch herleiten (Quantenphysik in Verbindung mit Thermo- und Hydrodynamik) und anhand diverser Indizien überprüfen (z.B. Neutrinoaustrahlung). Und natürlich mit anderen Sternen, die - ich sag mal - aus der Reihe fallen. Z.B. bei Novaausbrüchen oder, wenn ein Nachbarstern (Doppelsternsysteme) die Sternhülle "absaugt", so dass der Stern quasi nackt wird etc.

Gruß