Kernfusion in der sonne - презентация, доклад, проект скачать

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Слайды и текст этой презентации

Слайд 1

Описание слайда:

Kernfusion in der Sonne

Слайд 2

Описание слайда:

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

Слайд 3

Описание слайда:

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

Описание слайда:

Erfinderische Natur

Слайд 5

Описание слайда:

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

Описание слайда:

Der Atomaufbau Kern und Hülle Größenordnung Coulombkraft Orbitale

Слайд 7

Описание слайда:

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

Описание слайда:

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

Слайд 9

Описание слайда:

Bindungsenergien

Слайд 10

Описание слайда:

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

Слайд 11

Описание слайда:

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

Описание слайда:

Слайд 13

Описание слайда:

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

Описание слайда:

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

Слайд 15

Описание слайда:

Proton-Proton-Fusion

Слайд 16

Описание слайда:

Schritt 1

Слайд 17

Описание слайда:

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

Слайд 18

Описание слайда:

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

Описание слайда:

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