Die Energie der Sonne – Kernfusion, hydrostatisches Gleichgewicht und Strahlungsleistung
PhysikGravitation und AstronomieAlter 17–18
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Zum Starten anmeldenVerfolgen Sie Schritt für Schritt die Proton-Proton-Kette (oder den CNO-Zyklus) im Sonnenkern mit Protonen, Neutronen, Positronen, Neutrinos und Gammaphotonen und berechnen Sie den Massendefekt von 4 ¹H → ⁴He (26,73 MeV) sowie die Masse, die die Sonne jede Sekunde verliert, Δm/t = L/c² ≈ 4,3 × 10⁹ kg/s. Im Bildschirm Das Innere der Sonne stellen Sie Temperatur und Dichte des Kerns ein, vergleichen Gas- und Strahlungsdruck mit der Gravitation (hydrostatisches Gleichgewicht) und sehen, warum Protonen die Coulomb-Barriere durch den Tunneleffekt überwinden müssen (Gamow-Peak). Der Bildschirm Abgestrahlte Energie zerlegt das Sonnenspektrum in UV, sichtbares Licht und Infrarot, zeigt den Weg der Sonne im H-R-Diagramm und schätzt ihre Lebensdauer.
Lektion: Kernfusion in der Sonne, Massendefekt und E = Δmc², hydrostatisches Gleichgewicht und Lebenslauf der Sonne
Was sie zeigt
Die Sonne leuchtet, weil in ihrem Kern Wasserstoffkerne zu Helium verschmelzen. Vier Wasserstoffatome haben etwas mehr Masse als ein Heliumatom; dieser Massendefekt von 0,0287 u wird als 26,7 MeV frei, sodass die Sonne jede Sekunde etwa 4,3 Milliarden Kilogramm Masse in Energie umwandelt. Fusion braucht etwa 15 Millionen K und eine hohe Dichte, und selbst dann verschmelzen Protonen nur, weil sie ihre elektrische Abstoßung durch den Tunneleffekt überwinden. Der Druck des heißen Gases hält der Gravitation das Gleichgewicht und macht die Sonne etwa 10 Milliarden Jahre lang stabil.
So funktioniert es
Wählen Sie unter Fusion im Kern die Proton-Proton-Kette oder den CNO-Zyklus und klicken Sie auf Abspielen oder Nächster Schritt, um jede Reaktion zu sehen, bis der Energiebalken 26,73 MeV erreicht. Ziehen Sie unter Das Innere der Sonne die Regler Kerntemperatur T und Kerndichte ρ und vergleichen Sie die Druckbalken und den Gamow-Peak; Sonnenzentrum stellt die echten Werte her. Ziehen Sie unter Abgestrahlte Energie den Regler Alter der Sonne, nutzen Sie die Knöpfe bei Springen zu und ändern Sie den Regler Fusionierter Massenanteil f.
Einstellbare Parameter
- Bildschirm Fusion im Kern, Das Innere der Sonne, Abgestrahlte Energie
- Reaktionsfolge Proton-Proton-Kette, CNO-Zyklus
- Kerntemperatur 5–40 Millionen K
- Kerndichte 10–300 10³ kg/m³
- Alter der Sonne 0–12,5 Milliarden Jahre
- Anteil der Sonnenmasse, der fusioniert 1–100 %
Fragen zum Erkunden
- Wie viele Kilogramm Masse verliert die Sonne jede Sekunde, und was wird aus dieser Masse?
- Warum können zwei Protonen verschmelzen, obwohl ihre mittlere kinetische Energie hundertmal kleiner ist als die Coulomb-Barriere?
- Wie würden sich Temperatur, Fusionsrate und Druck ändern, wenn sich der Sonnenkern etwas zusammenzöge?
