Standard Sonnenmodell

Transkript

1 Standard Sonnenmodell Max Camenzind Akademie HD - Juli 2016

2 Inhalt Sonnenmodell Die Sonne in Zahlen Aufbau der Sonne Die Sonne im Gleichgewicht Woher stammt die Energie? Nukleare Prozesse im Sonnenkern pp-ketten und Neutrinos Detektionsmethoden für solare Neutrinos Die Lösung des Sonnenneutrino-Problems

3 Die Sonne in Zahlen Durchmesser: Masse: Mittlere Dichte: km 1, kg 1,408 g/cm3 Neigung der Rotationsachse: 7,52 Hauptbestandteile: Wasserstoff: 73 % Helium: 25% C,N,O, 2,4 % Kerntemperatur: 15 Mio. K Oberflächentemperatur: K Abstrahlung: 3,8 x Watt 1 AE: 6 x n/(cm² s) Rotationszeit: Tage Alter: 4,5 Mrd. Jahre

4

5 Aufbau der Sonne Kern Strahlungszone Konvektionszone Photosphäre Chromosphäre Korona Heliosphäre

6 Aufbau der Sonne

7

8

9 Die Sonne ist im Gleichgewicht: Hydrostatisches Gleichgewicht = Kräftegleichgewicht Gravitation - Druck Energiegleichgewicht: Energie des zentralen Fusionsreaktors muss abgeführt werden.

10 Basic Inputs Die Struktur eines Sterns und seiner zeitlichen Entwicklung hängt von 4 wesentlichen Inputs ab: - Anfängliche chemische Verteilung X i - Die Zustandsgleichung stellarer Materie - Radiative Opazität k (r, T, X i ) - Energieproduktion pro Masse e(r,t, X i )

11 Energietransport durch Sonne Kern - ca. 1,5 % des Sonnenvolumens aber 50% der solaren Masse fache Dichte von Wasser - Kernfusion (ca. 15,6 Mio. Kelvin) Strahlungszone - vom Kern bis zu 71% des Radius - E-Weitergabe durch Strahlung (5 Mio. Kelvin) Konvektionszone - 20 % des Sonnenradius - 2 Mio. Kelvin - Energie-Weitergabe durch Konvektion

12 Output Standard-Sonnenmodell 8 Neutrinoflüsse: Produktionsprofile und integrierte Werte. Nur 8 B Fluss bisher direkt gemessen (SNO) Chemische Profile X(r), Y(r), Z i (r) Elektron und Neutronen Dichteprofile ( für Materie-Effekte bei Neutrino Propagation) Thermodynamische Var. als Funktion des Radius: T, P, Dichte r, Schallgeschwindigkeit c S Helium Häufigkeit Y surf auf Oberfläche (Z/X and 1 = X + Y + Z 1 Freiheitsgrad) Tiefe der Konvektionszone, R CZ Adapted from A. Serenelli s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006

13

14 Standard Sonnenmodell

15 Dichte Standard-Sonnenmodell Strahlung Fusion Konvektion

16 Temperatur Standard-Sonnenmodell

17 Energieproduktion Standard-Sonnenmodell

18 Vergleich zwischen verschiedenen Modellen BP2000 FRANEC GARSOM T c [10 7 K] r c [gr/cm 3 ] Y c Z c <1% 1% 1% 6% Unterschiede auf % Level oder weniger

19 Standard Sonnenmodell

20

21

22 Standard Sonnenmodell

23 Rotation of the Solar Interior

24 Das Sonnenspektrum

25 Entwicklung der Sonne

26 Physik im Zentrum der Sonne Temperatur: Dichte: Umgewandeltes Material/sec: 15,7 Mio. K 152 g/cm³ 564 Tonnen H Leuchtkraft: 3,8 x Watt Noch zu erwartende Brenndauer: 5,5 Mrd. Jahre Wasserstoffkerne fusionieren zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Produktionsstätte von Neutrinos

27 Fusionreaktor der Sonne ist der Energie-Reaktor der Sonne; macht nur 1,6% des Sonnenvolumens aus beinhaltet aber 50% der Sonnenmasse; Hat Temperatur von 15,7 Millionen Kelvin; Verbrennt Wasserstoff zu Helium: 564 Millionen Tonnen Wasserstoff 560 Millionen Tonnen Helium (Massendefekt) entspricht etwa Kernkraftwerken!

28 Grundlage: der Atomkern Besteht aus Protonen und Neutronen Nukleonen werden durch die Starke Wechselwirkung zusammengehalten. Die Starke Wechselwirkung ist sehr kurzreichweitig (einige fm). Austauschteilchen (Gluonen) haben kurze Lebensdauer.

29 Nukleare Bindungsenergien

30 Bethe s Paper Kernreaktionen in Sternen Noch keine Neutrinos von Kernreaktionen 1938

31 Der Proton-Proton- Zyklus pp-neutrinos

32 Der Proton-Proton-Zyklus

33 CNO-Zyklus Wichtig nur in massereichen Sternen mit T > 30 Millionen Kelvin Kohlenstoff als Katalysator Energieausbeute: 25,03 MeV 2 Beta-Prozesse

34 CNO-Zyklus 12 C+p => 13 N+g 13 N => 13 C+e + +n e 13 C+p => 14 N+g 14 N+p => 15 O+g 15 O => 15 N+e + +n e 15 N+p => 12 C+ 4 He Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalb nur bei massereicheren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%.

35 Neutrinos im Standardmodell

36 Der elementare schwache Zerfall

37 Erste Beobachtung eines Neutrinos in einer Wasserstoffblasenkammer. Von Argonne National Laboratory [Bild: Argonne National Laboratory]

38

39 Neutrinos Proton-Proton-Zyklus pp-neutrino pep-neutrino p+p 2 H+e + + n e (99%) p+e - +p 2 H+ n e (1%) 2H+p 3 He+g 3 He+ 3 He 4 He+2p (86%) 3 He+ 4 He 7 Be+g (14%) 3 He+p 4 He+n e +e + (<<1%) 7 Be + p 8 B + g 8 B 8 Be + e + + n e 8 Be 2 4 He (1%) hep-neutrino 7 Be-Neutrino 7 Be + e - 7 Li + n e 7 Li + p 2 4 He (99%) 8 B-Neutrino

40 Neutrinos Proton-Proton-Zyklus

41 Proton-Proton Ketten mit n e Energien p p 2 H e ne < 0,420 MeV p e p 2 H n e 1,442 MeV 100% 0.24% 2 H p 3 He g pp-i 85% 15% hep 3 3 He He 4 He 2p 3 4 He He 7 Be g 3 He p 4 He e ne 90% 10% 0.02% < 18,8 MeV 7 7 Be e 7 7 * Li ne Be e Li ne 0,862 MeV 0,384 MeV 7 8 Be p B g 8 8 * B Be e ne < 15 MeV pp-ii Li p He He pp-iii 8 * 4 4 Be He He

42 Energiespektrum der Sonnenneutrinos

43 Art der Sonnenneutrinos die meisten Neutrinos von der Sonne haben ein kontinuierliches Spektrum bis zu einer Maximalenergie. pep- und 7 Be-Neutrinos sind monoenergetische Neutrinos. die meisten Experimente haben hohe Energieschwellen, so dass sie nur 8 B- Neutrinos messen. Erst Gallex und Borexino haben dies verbessert.

44 Solar Neutrino Spectra Gallex GNO Sage Homestake SNO SuperK (real time) Borexino (Echtzeit Messung) APC January 26, 2009 Davide Franco Università di Milano & INFN

45 Abschätzung Sonnenneutrinofluss Joule = 6,24 x MeV cm² s

46 Neutrino-Prozesse Standardmodell

47 Vergleich Neutrinoflüsse BP2000 FRANEC GARSOM 1% pp [10 10 /s/cm 2 ] Be 4.82 [10 9 /s/cm 2 ] B [10 6 /s/cm 2 ] CNO [10 9 /s/cm 2 ]

48 Die Entdeckung der solaren Neutrinos bestätigt, dass die Sonnenenergie nuklearen Ursprung hat!