Standard Sonnenmodell Max Camenzind Akademie HD - Juli 2016
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
Die Sonne in Zahlen Durchmesser: Masse: Mittlere Dichte: 1.391.400 km 1,989 10 30 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: 5.770 K Abstrahlung: 3,8 x 10 26 Watt Neutrinofluss @ 1 AE: 6 x 10 10 n/(cm² s) Rotationszeit: 25-34 Tage Alter: 4,5 Mrd. Jahre
Aufbau der Sonne Kern Strahlungszone Konvektionszone Photosphäre Chromosphäre Korona Heliosphäre
Aufbau der Sonne
Die Sonne ist im Gleichgewicht: Hydrostatisches Gleichgewicht = Kräftegleichgewicht Gravitation - Druck Energiegleichgewicht: Energie des zentralen Fusionsreaktors muss abgeführt werden.
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 )
Energietransport durch Sonne Kern - ca. 1,5 % des Sonnenvolumens aber 50% der solaren Masse - 150-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
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
Standard Sonnenmodell
Dichte Standard-Sonnenmodell Strahlung Fusion Konvektion
Temperatur Standard-Sonnenmodell
Energieproduktion Standard-Sonnenmodell
Vergleich zwischen verschiedenen Modellen BP2000 FRANEC GARSOM T c 15.696 15.69 15.7 [10 7 K] r c [gr/cm 3 ] 152.7 151.8 151 Y c 0.640 0.632 0.635 Z c 0.0198 0.0209 0.0211 <1% 1% 1% 6% Unterschiede auf % Level oder weniger
Standard Sonnenmodell
Standard Sonnenmodell
Rotation of the Solar Interior
Das Sonnenspektrum
Entwicklung der Sonne
Physik im Zentrum der Sonne Temperatur: Dichte: Umgewandeltes Material/sec: 15,7 Mio. K 152 g/cm³ 564 Tonnen H Leuchtkraft: 3,8 x 10 26 Watt Noch zu erwartende Brenndauer: 5,5 Mrd. Jahre Wasserstoffkerne fusionieren zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Produktionsstätte von Neutrinos
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 10 16 Kernkraftwerken!
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.
Nukleare Bindungsenergien
Bethe s Paper Kernreaktionen in Sternen Noch keine Neutrinos von Kernreaktionen 1938
Der Proton-Proton- Zyklus pp-neutrinos
Der Proton-Proton-Zyklus
CNO-Zyklus Wichtig nur in massereichen Sternen mit T > 30 Millionen Kelvin Kohlenstoff als Katalysator Energieausbeute: 25,03 MeV 2 Beta-Prozesse
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%.
Neutrinos im Standardmodell
Der elementare schwache Zerfall
Erste Beobachtung eines Neutrinos in einer Wasserstoffblasenkammer. Von Argonne National Laboratory [Bild: Argonne National Laboratory]
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
Neutrinos Proton-Proton-Zyklus
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 7 4 4 Li p He He pp-iii 8 * 4 4 Be He He
Energiespektrum der Sonnenneutrinos
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.
Solar Neutrino Spectra Gallex GNO Sage Homestake SNO SuperK (real time) Borexino (Echtzeit Messung) APC January 26, 2009 Davide Franco Università di Milano & INFN
Abschätzung Sonnenneutrinofluss 1361 1361 1 Joule = 6,24 x 10 12 MeV cm² s
Neutrino-Prozesse Standardmodell
Vergleich Neutrinoflüsse BP2000 FRANEC GARSOM 1% pp 5.96 5.98 5.99 [10 10 /s/cm 2 ] Be 4.82 [10 9 /s/cm 2 ] 4.51 4.93 B 5.15 5.20 5.30 [10 6 /s/cm 2 ] CNO 1.04 0.98 1.08 [10 9 /s/cm 2 ]
Die Entdeckung der solaren Neutrinos bestätigt, dass die Sonnenenergie nuklearen Ursprung hat!