De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De Zon van binnen Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

Verwante presentaties


Presentatie over: "De Zon van binnen Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"— Transcript van de presentatie:

1 De Zon van binnen Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

2 Overzicht  De werking van zwaartekracht  Kernfusie in de Zon

3 De Zon is een evenwicht  De zwaartekracht die naar binnen wil  Gasdruk die naar buiten wil FgFg FgFg FgFg FgFg P

4 Zwaartekracht is radieel  De zwaartekracht werkt op kleinste afstand tussen twee deeltjes  Voor heel veel deeltjes leidt dit tot een bol!

5 Een radiële kracht.

6 De vier natuurkrachten  De Zwaartekracht  De Electromagnetische kracht  De Sterke kernkracht  De Zwakke kernkracht

7 Electromagnetische kracht  Electriciteit en magnetisme  Maar houdt ook ons in vorm

8 Zwaartekracht is zwak  Zwaartekracht bijna factor zwakker dan electromagnetisme Mimas, ~400 kilometer doorsnede

9 Zwaartekracht is zwak  Zowel EM als zwaartekracht vallen af als 1/r 2  Pas als r → ∞, F em/g → 0

10 Zwaartekrachts-aantrekking  Zwaartekracht is altijd aantrekkend

11 Electromagnetisme  Electromagnetisme niet altijd aantrekkend.  Bovendien verdwijnt kracht als materiaal electrisch neutraal is

12 Zwaartekracht op grote afstand  Heelal is electrisch neutraal  Zwaartekracht dominant

13 Een ster is een evenwicht  Zwaartekracht naar binnen  ‘Iets’ naar buiten.  Een ster verliest energie door straling, i.e.: een ster moet energie opwekken om zwaartekracht tegen te gaan en stralingsverlies te compenseren. Een sterleven is eindig!!!

14 Gas druk levert tegenkracht

15 Zonnecentrum T kern = 14 •10 6 K ρ kern = 10 5 kg/m 3 P kern = N/m 2 Voornamelijk heel heet!

16 Bronnen van energie  Verbranding van steenkool  Samentrekken van de Zon  Fusie!

17 Steenkool in de Zon?  Maximale leeftijd Zon: ~5000 jaar

18 Samentrekken?  Kelvin & Helmholtz: Zon trekt samen. T ↑

19 Kelvin-Helmholtz tijdschaal  Kan de zon miljoen jaar volhouden!  Ook niet lang genoeg…

20 Kelvin-Helmholtz tijdschaal Energiebron van Jupiter!

21 Kern fusie Pas in 1939 stellen Bethe & Critchfield voor dat Zon schijnt door kernfusie

22 Hoe werkt kernfusie? Einstein: E = mc 2 Dit is de ‘rustmassa’ van een object bv het proton: m p = 1.67 x kg E p = m p • (3x10 8 ) 2 = 1.5x J

23 De pp-keten De basis fusie keten is:

24 Massa verschil 4 x proton = 4 x m p 1 x helium = 2 x m p + 2 x m n 2 x electron = 2 x m e De energie winst is: (2 x (m p – m n ) + 2 x m e ) c 2 = 4.4x J

25 De Zonslichtkracht opgewekt De lichtkracht van de Zon: 3.84 x J/s De energie per fusie is: 4.4 x J Dus er zijn 3.84 x10 26 / 4.4 x reacties per seconde nodig om dit op te brengen: 8.7 x fusies per seconde! Dat is: 600 miljoen ton waterstof per seconde

26 Maar hoe werkt die fusie? De eerste stap is: p + p = D + e + + ν Zijn protonen niet beide positief geladen?

27 Sterke Kernkracht Derde kracht in natuur is de sterke kernkracht. Werkt alleen op hele, hele korte afstanden: r < m. Maar is dan wel veel sterker dan de electro- magnetische kracht.

28 Coulomb barriere Heel veel energie nodig om twee protonen tot op m te krijgen!

29 Coulomb barriere Energie per deeltje direct afhankelijk van de temperatuur: ε = k T. Om alleen met de temperatuur over Coulomb barriere te komen: T kern > K! Probleem:  Temperatuur in centrum is geen K!

30 Atoomkernen Sterke kernkracht houdt atoomkernen bij elkaar.

31 Coulomb barriere. Maar om twee protonen zo dicht bij elkaar te krijgen moet de temperatuur K zijn! Temperatuur in Zon is ‘slechts’ 10 7 K. Factor 1000 te laag! Hoe kan dat?

32 Maxwell verdeling. Gemiddelde energie per deeltje, ε=kT, maar sommige hebben meer, en sommige minder: Maxwell verdeling.

33 Maxwell verdeling II Maar zelfs deeltjes in de staart zijn te schaars om fusie op gang te brengen: p(T fusion ) = !! Eigenlijk zouden sterren niet mogen bestaan...??

34 Quantum Tunneling George Gamov ontdekt quantum tunneling: Quantum tunneling

35 Is dat het hele verhaal? Nee, want met twee protonen heb je nog geen deuterium. Een proton → neutron ook nog nodig. p + → n + e + + ν

36 De zwakke kernkracht De zwakke kernkracht zorgt voor het ‘verval’ van protonen en neutronen. Werkt alleen over extreem korte afstanden: r < m Simon vd Meer Carlo Rubbia Nobelprijs 1984

37 De eerste stap in pp-keten Eerste stap in pp-keten (het maken van deuterium) is ook de meest zeldzaamste: Kans van dat het een paar protonen in de kern overkomt. De volgende stappen zijn snel. Hierdoor kan de Zon fusie langzaam laten verlopen!

38 De proton-proton-keten

39 Bijproducten van fusie Bij pp-keten komen twee fotonen en twee neutrinos vrij. En die e + dan?

40 Fotonen De positronen annihileren met losse electronen tot fotonen: e + + e - = 2 γ Samen met fotonen uit fusie zorgt dit voor verhitting (= druk) van (in) centrum.

41 Neutrino verliezen Neutrino’s dragen niet bij aan verhitting! Botsingsdoorsnede zo klein dat meeste door Zon meteen wegvliegen. γ ν

42 Energie ‘afvoer’ Neutrinos zorgen dus voor energieverlies van de Zon. Energie komt niet ten goede aan tot stand houden van evenwicht. Vraag: hoeveel Zonne-neutrino’s vliegen er per seconde door je hand (~25 cm 2 )?


Download ppt "De Zon van binnen Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"

Verwante presentaties


Ads door Google