🗊Презентация Kernfusion in der sonne

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Слайды и текст этой презентации

Слайд 1


Kernfusion in der Sonne
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Kernfusion in der Sonne

Слайд 2


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

Слайд 3


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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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?

Слайд 4


Erfinderische Natur
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Erfinderische Natur

Слайд 5


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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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?

Слайд 6


Der Atomaufbau Kern und Hülle Größenordnung Coulombkraft Orbitale
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Der Atomaufbau Kern und Hülle Größenordnung Coulombkraft Orbitale

Слайд 7


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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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

Слайд 8


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

Слайд 9


Bindungsenergien
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Bindungsenergien

Слайд 10


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

Слайд 11


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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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

Слайд 12


Kernfusion in der sonne, слайд №12
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Слайд 13


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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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)

Слайд 14


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

Слайд 15


Proton-Proton-Fusion
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Proton-Proton-Fusion

Слайд 16


Schritt 1
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Schritt 1

Слайд 17


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

Слайд 18


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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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)

Слайд 19


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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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

Слайд 20


E = m*c² 1% Massendefekt 1 kg Ausgangsmaterial
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E = m*c² 1% Massendefekt 1 kg Ausgangsmaterial

Слайд 21


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

Слайд 22


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

Слайд 23


Probleme und Gefahren Fusionskonstante Deuterium und Tritium Laborbedingungen Neutronenstrahlung
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Probleme und Gefahren Fusionskonstante Deuterium und Tritium Laborbedingungen Neutronenstrahlung

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