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1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne.

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1 1 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne

2 2 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Sonne: Beobachtungsgrößen GrößeSym.WertBeobachtung Mittl. Entfernunga149 Mio kmVenusradar MasseM gErdbahn Winkeldurchmesserd31´59´´Direkte Messung DurchmesserD cmAus d und a Mittl. Dichte 1.41 g/cm 3 Aus M und D SolarkonstanteS erg/s/cm 2 Bolometer LeuchtkraftL erg/sAus S und a EffektivtemperaturT eff 5800KAus L und R Rotationsperiode am Äquator P Äqu 24d16hBeobachtung von Sonnenflecken

3 3 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Sonnenatmosphäre Beobachtbare Schichten der Sonne (Atmosphäre): Photosphäre = optischer Rand der Sonne Chromosphäre Korona Beobachtbare Schichten der Sonne (Atmosphäre): Photosphäre = optischer Rand der Sonne Chromosphäre Korona

4 4 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Sichtbare Oberfläche, hohe optische Dichte Dicke ca. 500 km Temperatur 6400 K K, Minimum 4400 K am oberen Rand der Photosphäre Länge der maximalen Sichtlinie in die PS etwa konstant. -> Am Rand wird Emission aus höheren, kühleren Schichten beobachtet. Photosphäre Optisch sichtbare Schicht 6400K 4400K Mitte-Rand Variation: Wirkungs- querschnitt Teilchendichte

5 5 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Granulation der Photosphäre: Größe der Granulen: ~1000 km Lebensdauer: einige Minuten Konvektionszellen, in deren Zentrum heißes Gas aufsteigt, an den Rändern der Granulen sinkt abgekühltes Gas ab. Geschwindigkeit: einige km/s Granulation der Photosphäre: Größe der Granulen: ~1000 km Lebensdauer: einige Minuten Konvektionszellen, in deren Zentrum heißes Gas aufsteigt, an den Rändern der Granulen sinkt abgekühltes Gas ab. Geschwindigkeit: einige km/s Optisch sichtbare Schicht

6 6 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Sonnenflecken: Zuerst von Galilei und Scheiner beobachtet Rotationsperiode 25d am Äquator, 30d bei 60° Breite Kühlere (ca K), dunklere Bereiche der Photosphäre Umbra (=Schatten) und Penumbra, etwas hellere Umrandung Treten meist paarweise bzw. als Fleckengruppen auf Lebensdauer Tage bis Wochen Sonnenflecken: Zuerst von Galilei und Scheiner beobachtet Rotationsperiode 25d am Äquator, 30d bei 60° Breite Kühlere (ca K), dunklere Bereiche der Photosphäre Umbra (=Schatten) und Penumbra, etwas hellere Umrandung Treten meist paarweise bzw. als Fleckengruppen auf Lebensdauer Tage bis Wochen

7 7 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Starke Magnetfelder (bis 4000 Gauss) in Flecken Polarität in Paaren entgegengesetzt Starke Magnetfelder (bis 4000 Gauss) in Flecken Polarität in Paaren entgegengesetzt Fleckenhäufigkeit variiert periodisch Sonnenfleckenzyklus Maxima alle ~11 Jahre Magnetogramm der Sonne

8 8 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Physik der Sonnenflecken Magnetisches Phänomen Aufsteigende magnetische Flussröhren erreichen die Photosphäre, magnetisiertes Plasma ist leichter als Umgebung, da teilweise durch magn. Druck stabilisiert (P=P gas +P magn ) Das Magnetfeld behindert die Konvektion kühlere Sonnenflecken entstehen a) Röntgenaufnahme einer Fleckengruppe b) Magnetogramm c) magn. Feldlinien d) magn. Feldlinien Physik der Sonnenflecken Magnetisches Phänomen Aufsteigende magnetische Flussröhren erreichen die Photosphäre, magnetisiertes Plasma ist leichter als Umgebung, da teilweise durch magn. Druck stabilisiert (P=P gas +P magn ) Das Magnetfeld behindert die Konvektion kühlere Sonnenflecken entstehen a) Röntgenaufnahme einer Fleckengruppe b) Magnetogramm c) magn. Feldlinien d) magn. Feldlinien

9 9 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Sonnenfleckenzyklus: Aktivitätsmaximum alle 11 Jahre Auswirkungen auf Erdklima ? Ausnahme: Maunder-Minimum ( ), fällt mit kleiner Eiszeit auf der Erde zusammen Polarität von Paaren auf Nord- und Südhalbkugel wechselt von Zyklus zu Zyklus (wahre Periode 22 Jahre) Während des Zyklus wandert die Zone, in der Flecken entstehen, zu niedrigeren solaren Breiten (Schmetterlingsdiagramm) Sonnenfleckenzyklus: Aktivitätsmaximum alle 11 Jahre Auswirkungen auf Erdklima ? Ausnahme: Maunder-Minimum ( ), fällt mit kleiner Eiszeit auf der Erde zusammen Polarität von Paaren auf Nord- und Südhalbkugel wechselt von Zyklus zu Zyklus (wahre Periode 22 Jahre) Während des Zyklus wandert die Zone, in der Flecken entstehen, zu niedrigeren solaren Breiten (Schmetterlingsdiagramm) Magnetogramme aus 2 aufeinanderfolgenden Zyklen

10 10 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Die Photosphäre Zu Beginn des Zyklus vertikale Feldlinien in großer Tiefe. Differentielle Rotation wickelt Feldlinien um die Sonne. Feldstärke (Dichte der Linien) wird verstärkt. Starke Flussröhren steigen auf und bilden Sonnenflecken. Am Ende des Zyklus neutralisieren sich die am Äquator entgegengesetzten Felder. Zu Beginn des Zyklus vertikale Feldlinien in großer Tiefe. Differentielle Rotation wickelt Feldlinien um die Sonne. Feldstärke (Dichte der Linien) wird verstärkt. Starke Flussröhren steigen auf und bilden Sonnenflecken. Am Ende des Zyklus neutralisieren sich die am Äquator entgegengesetzten Felder. Hypothese zum magnetischen Zyklus (nach Babcock):

11 11 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Spektrum der Photosphäre Kontinuum aus frei-frei Übergängen und gebunden-frei Übergängen. Verteilung entspricht ca K Abweichung von Schwarzkörper- spektrum Im IR (~1600 nm) höhere Temperatur (> 6000K), da Absorption durch H – Ion Minimum erreicht, tiefere, heißere Schichten werden beobachtet. Kontinuum aus frei-frei Übergängen und gebunden-frei Übergängen. Verteilung entspricht ca K Abweichung von Schwarzkörper- spektrum Im IR (~1600 nm) höhere Temperatur (> 6000K), da Absorption durch H – Ion Minimum erreicht, tiefere, heißere Schichten werden beobachtet.

12 12 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Spektrum der Photosphäre Linienspektrum: Zahlreiche Absorptionslinien Zuerst von Fraunhofer ( ) beschrieben Starke Fraunhofer-Linien: H, Ca, Mg, Fe Linienspektrum: Zahlreiche Absorptionslinien Zuerst von Fraunhofer ( ) beschrieben Starke Fraunhofer-Linien: H, Ca, Mg, Fe

13 13 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Spektrum der Photosphäre Fraunhofer-Linien entsprechen der Energie von atomaren Übergängen verschiedener Elemente in der Photosphäre. Beispiel: Balmer- Serie des Wasserstoffs. Fraunhofer-Linien entsprechen der Energie von atomaren Übergängen verschiedener Elemente in der Photosphäre. Beispiel: Balmer- Serie des Wasserstoffs.

14 14 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Spektrum der Photosphäre Linien in Absorption wegen der nach oben abnehmenden Temperatur in der Photosphäre. Opazität in den Linien durch Absorption und Emission von Photonen erhöht. Bei den Wellenlängen der Linien werden höhere Schichten der Photosphäre beobachtet. Aus Intensität der Linien folgen insbesondere Elementhäufigkeit und Temperatur Besetzungshäufigkeit, Ionisationstufen der Atome. Aus Linienbreite kann Druck bestimmt werden Bei hohem Druck ist die Lebensdauer von atomaren Zuständen kürzer, Energieunschärfe höher (Stoßverbreiterung). Solare Häufigkeiten (bzgl. Anzahldichten): H: 92.1% He 7.8% Rest:0.1% Linien in Absorption wegen der nach oben abnehmenden Temperatur in der Photosphäre. Opazität in den Linien durch Absorption und Emission von Photonen erhöht. Bei den Wellenlängen der Linien werden höhere Schichten der Photosphäre beobachtet. Aus Intensität der Linien folgen insbesondere Elementhäufigkeit und Temperatur Besetzungshäufigkeit, Ionisationstufen der Atome. Aus Linienbreite kann Druck bestimmt werden Bei hohem Druck ist die Lebensdauer von atomaren Zuständen kürzer, Energieunschärfe höher (Stoßverbreiterung). Solare Häufigkeiten (bzgl. Anzahldichten): H: 92.1% He 7.8% Rest:0.1%

15 15 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Chromosphäre Sichtbar als rötliche (Name) Hülle bei Finsternissen oder im Licht von Fraunhofer Linien (H ) Höhe bis 2000 km über Photosphäre Temperatur zunehmend bis 25000K Dichte: ~10 -4 der Photosphäre Strukturen: Filamente,Protuberanzen Sichtbar als rötliche (Name) Hülle bei Finsternissen oder im Licht von Fraunhofer Linien (H ) Höhe bis 2000 km über Photosphäre Temperatur zunehmend bis 25000K Dichte: ~10 -4 der Photosphäre Strukturen: Filamente,Protuberanzen

16 16 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Korona Äußere Hülle der Atmosphäre Sehr geringe Dichte ~ × Photosphäre Ausdehnung Millionen km Temperatur bis 10 6 K Röntgenstrahlung Äußere Hülle der Atmosphäre Sehr geringe Dichte ~ × Photosphäre Ausdehnung Millionen km Temperatur bis 10 6 K Röntgenstrahlung

17 17 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Korona Problem: Heizung der Korona Magnetfelder transportieren Energie aus der Konvektionszone (P gas >P mag ) der Sonne in die Korona (P mag >P gas ). Die Bewegungen der Konvektionszone erzeugen dabei die Variabilität der magnetischen Felder. Beschleunigung des Plasmas durch variable Magnetfelder. Problem: Heizung der Korona Magnetfelder transportieren Energie aus der Konvektionszone (P gas >P mag ) der Sonne in die Korona (P mag >P gas ). Die Bewegungen der Konvektionszone erzeugen dabei die Variabilität der magnetischen Felder. Beschleunigung des Plasmas durch variable Magnetfelder.

18 18 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind Bereits Kepler postulierte unbekannte, von der Sonne ausgehende Kraft, da der Schweif eines Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. Strom von Teilchen (Elektronen, Ionen) von der Sonne Ionen: 95% Protonen, 5% He ++, 1% andere 2 Komponenten: Langsamer Sonnenwind ~400 km/s Ursache: Entweichen von heissem Plasma aus Korona T korona ~10 6 K, Entweichgeschwindigkeit bei r=2R : 440 km/s Entweichen von Plasma über offene Magnetfeldlinien

19 19 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind Schneller Sonnenwind (~600 km/s) Entsteht in koronalen Löchern (coronal holes) (Regionen niedriger Magnetfeldstärke mit offenen Feldlinien) Sonnenwind transportiert Magnetfelder in der interplanetaren Raum Interplanetares Magnetfeld (IMF) Spiralstruktur durch Rotation der Sonne Heliosphäre=Einflußbereich des IMF

20 20 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind Sonnenwind und damit IMF sehr variabel Einfluss auf die Magnetosphäre der Erde Asymmetrie der Magnetosphäre Deformation der Magnetosphäre bei magnetischen Ausbrüchen der Sonne geomagnetischer Sturm Teilchen, die im Erdmagnetfeld gespeichert sind, gelangen in die Erdatmosphäre Verstärkte Aurora- Aktivität

21 21 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Sonnenwind Solare flares: Magnetische Explosionen verursacht durch magnetic reconnection = Vereinfachung einer Magnetfeldkonfiguration Im Magnetfeld gespeicherte Energie wird innerhalb von Minuten frei. Dies führt zu optischen flares, koronalen Massenausbrüchen (coronal mass ejection CME), Röntgen- und Gammastrahlungs- Ausbrüchen. Die Verstärkung des Sonnenwinds bei auf die Erde gerichteten CMEs kann zu geomagnetischen Stürmen mit Stromausfällen, Störungen im Funkverkehr, und verstärkten Aurorae führen.

22 22 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Solare flares 28. Okt 2003 Radio–Flare, beobachtet von Tremsdorf

23 23 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Solare flares CME und flare vom 4 Nov. 2003

24 24 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energieproduktion der Sonne Warum scheint die Sonne? Weil sie heiß ist (Oberfläche: 5700 K) strahlt näherungsweise wie ein schwarzer Körper Strahlung Energieverlust Woher bezieht die Sonne ihre Energie? Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) Idee 2: Gravitationsenergie Idee 3: Kernfusion Warum scheint die Sonne? Weil sie heiß ist (Oberfläche: 5700 K) strahlt näherungsweise wie ein schwarzer Körper Strahlung Energieverlust Woher bezieht die Sonne ihre Energie? Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) Idee 2: Gravitationsenergie Idee 3: Kernfusion

25 25 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energieproduktion der Sonne Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) L= 3.86x10 33 erg/s Verbrennung von 1.4 x10 19 kg Kohle pro Sekunde Lebensdauer: Chemische Reaktionen unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne Idee 1: chemische Prozesse (z.B. Verbrennung von Kohle) L= 3.86x10 33 erg/s Verbrennung von 1.4 x10 19 kg Kohle pro Sekunde Lebensdauer: Chemische Reaktionen unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne

26 26 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energieproduktion der Sonne Idee 2: Gravitationsbindungsenergie Gravitationsbindungsenergie der Sonne: Leuchtkraft: L= erg/s Lebensdauer: Gravitationsbindungsenergie der Sonne unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne Idee 2: Gravitationsbindungsenergie Gravitationsbindungsenergie der Sonne: Leuchtkraft: L= erg/s Lebensdauer: Gravitationsbindungsenergie der Sonne unzureichend zur Deckung des Energiebedarfs der Sonne

27 27 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energieproduktion der Sonne Gravitationsenergie oder chemische Prozesse sind nicht in der Lage, die Leuchtkraft der Sonne über lange Zeit aufrechtzuerhalten Kernfusion einzig mögliche Energiequelle Hohe Temperaturen + Dichten notwendig Findet nur im Kern der Sonne statt Hauptsächliche Kernreaktion Proton-Proton Kette: 1. p + p 2 D + e + + e 2 D + 3 He He + 3 He 4 He + p + p Total: 4 p 4 He + 2 e e

28 28 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne 4 p 4 He + 2 e e 4 He hat 0.7% ( –26 g) weniger Masse als 4 Protonen E=mc 2 = –5 erg Mit der Leuchtkraft und Masse der Sonne ergibt sich bei Nutzung von 10% des Wasserstoffvorrats damit eine theoretische Lebensdauer Jahren. Energieproduktion der Sonne

29 29 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energietransport Erzeugung im Kern, Abstrahlung größtenteils aus Photosphäre, wie wird Energie nach außen transportiert? 2 Mechanismen: Strahlung, Konvektion Wann tritt Konvektion auf? Wenn adiabatischer Temperaturgradient kleiner ist als der Temperaturgradient des Strahlungsgleichgewichts. d.h. ein aufsteigendes Volumenelement mit adiabatischer Abkühlung bleibt wärmer (-> leichter ) als seine Umgebung. In der Sonne ist dies der Fall für r> 0.7 R (Konvektionszone), darunter radiativer Energietransport.

30 30 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Energietransport Radiativer Energietransport : Mittlere freie Weglänge für Photonen: 0.5 cm Absorptionen, Reemissionen 10 6 Jahre nötig, um Energie zu transportieren.

31 31 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Elektromagnetische Strahlung erlaubt keine direkte Beobachtungen aus Schichten tiefer als die Photosphäre. Eine eventuelle Änderung der Energieproduktion im Kern würde sich erst nach 10 6 Jahren in der Leuchtkraft bemerkbar machen. Einzige Möglichkeit, die nuklearen Prozesse im Kern direkt zu beobachten, sind Neutrinos. Neutrinos besitzen extrem kleine Wechselwirkungsquerschnitte mit Materie. Neutrinos aus den Kernfusionsprozessen verlassen die Sonne ohne weitere Wechselwirkungen.

32 32 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Was sind Neutrinos ) Neutrale Elementarteilchen mit bisher nicht genau bestimmter Masse Gehören zur Familie der Leptonen (wie Elektronen) Drei Neutrino flavors: e,, entsprechend Elektronen, Myonen und Tauonen. Extrem geringe Wechselwirkungen mit Materie mittlere freie Weglänge in Blei: 1000 Lichtjahre unser Körper wird jede Sekunde von 5 x Neutrinos durchflossen, jedoch finden nur etwa eine Wechselwirkung während unseres Lebens statt. Problem: Extrem große Detektoren notwendig, um solare Neutrinos zu messen. Trotzdem sehr geringe Zählraten, sehr gute Abschirmung gegen Hintergrund-Ereignisse nötig.

33 33 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Erster Detektor für solare Neutrinos: Chlor-Experiment in der Homestake-Mine (1600 m tief, Beginn 1968) Nobelpreis für Raymond Davis 2002 Tank mit 400 m 3 C 2 Cl 4 (handelsübliches Lösungsmittel) Detektionsprinzip: Reaktion Cl + e -> Ar + e - 37 Ar ist radioaktiv, es wurde aus dem Tank gespült und in Zählrohre gefüllt, um Zerfälle zu detektieren. Nach 100 Tagen Messung von 60 (!) Ar- Zerfällen in einem Detektor mit Cl Atomen!

34 34 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Chlor-Experiment ist nur empfindlich für relativ energetische Neutrinos aus Nebenzweigen der p-p-Kette: z.B.: 3 He+ 4 He 7 Be 7 Be+e - 7 Li + e Nicht empfindlich für Neutrinos aus Hauptreaktion: p + p 2 D + e + + e Ergebnis: Neutrinofluss war nur ca. 30% der erwarteten Rate! Solares Neutrino-Problem Ursache? Sonnenmodell falsch? 7 Be Reaktion ist temperaturabhängig. Fehler im Experiment? Neue Neutrino-Physik? z.B. Neutrino-Oszillationen, bei denen e teilweise in und umgewandelt werden. Chlor-Experiment ist nur empfindlich für relativ energetische Neutrinos aus Nebenzweigen der p-p-Kette: z.B.: 3 He+ 4 He 7 Be 7 Be+e - 7 Li + e Nicht empfindlich für Neutrinos aus Hauptreaktion: p + p 2 D + e + + e Ergebnis: Neutrinofluss war nur ca. 30% der erwarteten Rate! Solares Neutrino-Problem Ursache? Sonnenmodell falsch? 7 Be Reaktion ist temperaturabhängig. Fehler im Experiment? Neue Neutrino-Physik? z.B. Neutrino-Oszillationen, bei denen e teilweise in und umgewandelt werden.

35 35 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Lösung erst durch neue Experimente: GALLEX (Italien): ähnlich Chlor-Experiment, jedoch mit 30t Gallium. Empfindlich für p-p Neutrinos. Kamiokande (Japan): Cherenkov-Detektor, großer Wassertank umgeben von Photo-Multipliern: Detektiert Stöße zw. e- und e mittels Cherenkov-Licht vom relativistischen Elektron. Sudbury neutrino observatory (Kanada). Cherenkov-Detektor mit schwerem Wasser, detektiert auch und Lösung erst durch neue Experimente: GALLEX (Italien): ähnlich Chlor-Experiment, jedoch mit 30t Gallium. Empfindlich für p-p Neutrinos. Kamiokande (Japan): Cherenkov-Detektor, großer Wassertank umgeben von Photo-Multipliern: Detektiert Stöße zw. e- und e mittels Cherenkov-Licht vom relativistischen Elektron. Sudbury neutrino observatory (Kanada). Cherenkov-Detektor mit schwerem Wasser, detektiert auch und Kamiokande Detektor

36 36 Einführung in die Astronomie und Astrophysik I Kapitel IV: Die Sonne Neutrinos von der Sonne Ergebnisse: Defizit von solaren e betätigt. Gilt auch für p-p Neutrinos, deren theoretischer Fluss durch Sonnenleuchtkraft genau bestimmt ist. Bestätigung für Neutrino-Oszillationen (Umwandlung der flavors von Neutrinos auf dem Weg zwischen Sonnenkern und Erde. Bestätigung des Standard Sonnenmodells. Theorie der Neutrino-Oszillationen benötigt Ruhemasse der Neutrios, die damit erstmals gefunden wurde erster experimenteller Nachweis für Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik ( Teilchenastrophysik) Ergebnisse: Defizit von solaren e betätigt. Gilt auch für p-p Neutrinos, deren theoretischer Fluss durch Sonnenleuchtkraft genau bestimmt ist. Bestätigung für Neutrino-Oszillationen (Umwandlung der flavors von Neutrinos auf dem Weg zwischen Sonnenkern und Erde. Bestätigung des Standard Sonnenmodells. Theorie der Neutrino-Oszillationen benötigt Ruhemasse der Neutrios, die damit erstmals gefunden wurde erster experimenteller Nachweis für Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik ( Teilchenastrophysik)


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