Kernfusion in der sonne презентация

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Презентации» Астрономия» Kernfusion in der sonne
Kernfusion in der SonneInhalt
 Motivation
 Was ist Kernfusion?
 Physik der Kernfusion
 Sonnenmodell
 Fusion imMotivation
 Wir brauchen Energie
 Wir brauchen sehr viel Energie
 Wir brauchenErfinderische NaturWas ist Kernfusion?
 Wie ist ein Atom aufgebaut?
 Was passiert beiDer Atomaufbau
 Kern und Hülle
 Größenordnung
 Coulombkraft
 OrbitaleDer Atomkern
 Besteht aus Protonen und Neutronen
 Nukleonen werden durch diePhysik der Kernfusion
 Ausgangsstoffe und Produkte
 Plasma
 Coulombbarriere
 Tunneleffekt
 Massendefekt
 EBindungsenergienSonnenmodell
 Daten zur Sonne
 Reaktionen in Sternen
 Reaktionen in unserer Sonne
Unsere Sonne
 Enthält 99,9% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems.
 Hat den 109-fachenDer Sonnenkern
 Ist der Reaktor der Sonne
 Macht nur 1,6% desReaktionen in Sternen
 Wasserstoffbrennen
 Nötige Temperatur:  10 Millionen Kelvin
 AufProton-Proton-FusionSchritt 1Coulombbarriere
 Die Energie um 2 Protonen auf einen Abstand von 1Der Tunneleffekt
 Teilchen haben keinen genauen Ort
 Es gibt nur AufenthaltswahrscheinlichkeitenFolgereaktionen
 Die leichten Helium-Isotope haben nun mehrere Möglichkeiten zum schwereren HeliumE = m*c²
 1% Massendefekt
 1 kg AusgangsmaterialCNO-Zyklus
 Schwere Sterne
 30 Millionen Kelvin
 Kohlenstoff als Katalysator
 Energieausbeute: 25,03 MeVKalte Fusion
 Myon-katalysierte Fusion
 Bläschenfusion
 Energiebilanzen
 AussichtenProbleme und Gefahren
 Fusionskonstante
 Deuterium und Tritium
 Laborbedingungen
 Neutronenstrahlung



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Kernfusion in der Sonne


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Inhalt Motivation Was ist Kernfusion? Physik der Kernfusion Sonnenmodell Fusion im Labor Probleme und Gefahren Reaktoren

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Motivation Wir brauchen Energie Wir brauchen sehr viel Energie Wir brauchen immer mehr Energie Wir bauen Kraftwerke Baut die Natur auch Kraftwerke? Die Sonne ist das Kraftwerk schlechthin! Wo kommt die Energie der Sonne her?

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Erfinderische Natur

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Was ist Kernfusion? Wie ist ein Atom aufgebaut? Was passiert bei einer Kernfusion? Was entsteht bei einer Kernfusion? Wie macht die Sonne das? Können wir das auch? Was brauchen wir dafür?

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Der Atomaufbau Kern und Hülle Größenordnung Coulombkraft Orbitale

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Der Atomkern Besteht aus Protonen und Neutronen Nukleonen werden durch die Starke Wechselwirkung zusammengehalten Die Starke Wechselwirkung ist sehr kurzreichweitig Austauschteilchen (Gluonen) haben kurze Lebensdauer

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Physik der Kernfusion Ausgangsstoffe und Produkte Plasma Coulombbarriere Tunneleffekt Massendefekt E = m*c²

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Bindungsenergien

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Sonnenmodell Daten zur Sonne Reaktionen in Sternen Reaktionen in unserer Sonne Wasserstoffbrennen Proton-Proton-Reaktion CNO-Zyklus

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Unsere Sonne Enthält 99,9% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems. Hat den 109-fachen Erddurchmesser. Ist 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt (ca. 8 Lichtminuten) Besteht aus 73% Wasserstoff, 25% Helium

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Der Sonnenkern Ist der Reaktor der Sonne Macht nur 1,6% des Sonnenvolumens aus beinhaltet aber 50% der Sonnenmasse Hat Temperatur von 15,6 Millionen Kelvin Verbrennt Wasserstoff zu Helium 564 Millionen Tonnen Wasserstoff-> 560 Millionen Tonnen Helium (Massendefekt)

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Reaktionen in Sternen Wasserstoffbrennen Nötige Temperatur: 10 Millionen Kelvin Auf der Erde: 100 Millionen Kelvin Proton-Proton-Reaktion CNO-Zyklus

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Proton-Proton-Fusion

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Schritt 1

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Coulombbarriere Die Energie um 2 Protonen auf einen Abstand von 1 fm zu bringen ist:

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Der Tunneleffekt Teilchen haben keinen genauen Ort Es gibt nur Aufenthaltswahrscheinlichkeiten (Orbitale) Teilchen haben keine genaue Energie Sie können sich für kurze Zeit Energie „leihen“ Teilchen durch Potentialberge „tunneln“ (Rastertunnel-Mikroskopie)

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Folgereaktionen Die leichten Helium-Isotope haben nun mehrere Möglichkeiten zum schwereren Helium zu fusionieren Insgesamt wird bei der Proton-Proton-Reaktion in Sonnen 26,2 MeV frei Bei der Spaltung eines Urankerns werden ca. 200MeV frei. Uran ist 117 mal schwerer als 2 Protonen

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E = m*c² 1% Massendefekt 1 kg Ausgangsmaterial

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Описание слайда:
CNO-Zyklus Schwere Sterne 30 Millionen Kelvin Kohlenstoff als Katalysator Energieausbeute: 25,03 MeV

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Описание слайда:
Kalte Fusion Myon-katalysierte Fusion Bläschenfusion Energiebilanzen Aussichten

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Описание слайда:
Probleme und Gefahren Fusionskonstante Deuterium und Tritium Laborbedingungen Neutronenstrahlung


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