Zusammenfassung

Experimentalphysik 4 - Kern-, Teilchen- und Astrophysik

Inhalt

Der vierte Band der beliebten Lehrbuchreihe zur Experimentalphysik von Professor Demtröder befasst sich mit den Themen Kern-, Teilchen- und Astrophysik. Für die fünfte Auflage wurden alle Bereiche korrigiert und aktualisiert. Beispielsweise wurde ein Kapitel über Quasare ergänzt, und die entsprechenden Abschnitte zur Higgs-Entdeckung und zu Gravitationswellen auf den neuesten Stand der Forschung gebracht.

Die Lehrinhalte sind nach dem Konzept der drei ersten Bände leicht verständlich und dabei möglichst quantitativ präsentiert und dem Bachelor-Studiengang angepasst. Wichtige Definitionen und Formeln sowie alle Abbildungen und Tabellen sind zweifarbig gestaltet, um das Wesentliche deutlich herauszustellen. Durchgerechnete Beispiele im Text sowie Übungsaufgaben nach den Kapiteln mit ausführlichen Lösungen am Ende des Buchs helfen dabei, den Stoff zu bewältigen, und regen zu eigener Mitarbeit an. Viele Illustrationen zu ausgesuchten Themen tragen zum Spaß an diesem Buch bei und motivieren zum Weiterlesen.


Gliederung

Experimentalphysik 4: Kern-, Teilchen- und Astrophysik


 

Kapitel 1: Einleitung

W.Demtröder

  • 1.1 Was ist Kern-, Elementarteilchen- und Astrophysik?
  • 1.2 Historische Entwicklung der Kern- und Elementarteilchenphysik
  • 1.3 Bedeutung der Kern-, Elementarteilchen- und Astrophysik; offene Fragen
  • 1.4 Überblick über das Konzept des Lehrbuches
  • + Literaturverzeichnis

 

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Praktisch alle Erscheinungen in unserer irdischen Umwelt können auf Gravitation und elektromagnetische Wechselwirkungen zurückgeführt werden. Das makroskopische Verhalten der Materie, das sich z. B. durch ihre mechanischen, elektrischen oder optischen Eigenschaften ausdrückt, wird im Wesentlichen nur durch die Elektronenhüllen der Atome bestimmt, deren Anordnung durch die elektromagnetische Wechselwirkung festgelegt wird, wie wir in Bd. 3 gesehen haben. Auch alle chemischen und biologischen Reaktionen, welche das Leben auf der Erde bestimmen, beruhen auf elektromagnetischen Wechselwirkungen zwischen den Elektronenhüllen von Atomen und Molekülen. Da die Elektronen das elektrische Coulomb-Feld des Atomkerns weitgehend abschirmen, wechselwirken Kerne neutraler Atome, außer durch Gravitationswechselwirkung aufgrund ihrer Masse, kaum mit anderen Teilchen außerhalb des eigenen Atoms. Diese Tatsache hat sicher dazu beigetragen, dass Atomkerne erst im 20. Jahrhundert entdeckt wurden. Die Kernphysik, die sich mit den Eigenschaften und Strukturen der Kerne beschäftigt, ist daher eine relativ junge Wissenschaft.

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Kapitel 2: Aufbau der Atomkerne

W.Demtröder

  • 2.1 Untersuchungsmethoden
  • 2.2 Ladung, Größe und Masse der Kerne
  • 2.3 Massen- und Ladungsverteilung im Kern
  • 2.4 Aufbau der Kerne aus Nukleonen; Isotope und Isobare
  • 2.5 Kerndrehimpulse, magnetische und elektrische Momente
  • 2.6 Bindungsenergie der Kerne
  • 2.7 Der Energiesatz der Mechanik
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

Zusammenfassung

Bevor wir in Kap. 4 die in der Kern- und Hochenergiephysik verwendeten Geräte und experimentellen Methoden ausführlich diskutieren, wollen wir die grundlegenden Ergebnisse der bisher durchgeführten Experimente und die daraus resultierenden Vorstellungen über den Aufbau der Kerne und die elementaren Bausteine der Materie kurz behandeln. Dadurch können experimentelle Details und die Zielsetzung der Experimente besser verstanden werden.

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Kapitel 3: Instabile Kerne, Radioaktivität

W.Demtröder

  • 3.1 Stabilitätskriterien; Stabile und instabile Kerne
  • 3.2 Instabile Kerne und Radioaktivität
  • 3.3 Alphazerfall
  • 3.4 Betazerfall
  • 3.5 Gammastrahlung
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Da zu jeder Kernladungszahl im Allgemeinen mehrere Isotope vorkommen, gibt es insgesamt mehr als tausend verschiedene Kerne. Dabei unterscheiden wir stabile Kerne, die sich nicht von selbst in andere Kerne umwandeln, und instabile Kerne, die nach einer endlichen Lebensdauer durch Aussendung von ’-Teilchen, Elektronen oder Positronen oder auch durch Spaltung in andere Kerne übergehen. Beispiele für instabile Kerne sind die natürlich vorkommenden radioaktiven Elemente Radium, Uran sowie die künstlich erzeugten Transurane und viele weitere instabile Isotope. Abb. 3.1 zeigt einen Ausschnitt aus der Karlsruher Nuklidkarte, in der alle stabilen und instabilen Kerne mit ihren Halbwertszeiten, hauptsächlichen Zerfallsarten und den Energien der ausgesandten Partikel eingetragen sind [1].

Wir wollen jetzt Kriterien für die Stabilität eines Kernes behandeln, d. h. nach Gesetzmäßigkeiten suchen, die angeben, wann ein Kern instabil ist und wie er dann zerfällt.

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Kapitel 4: Experimentelle Techniken und Geräte in Kern- und Hochenergiephysik

W.Demtröder

  • 4.1 Teilchenbeschleuniger
  • 4.2 Wechselwirkung von Teilchen und Strahlung mit Materie
  • 4.3 Detektoren
  • 4.4 Streuexperimente
  • 4.5 Kernspektroskopie
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Nachdem wir uns in den beiden vorigen Kapiteln mit den grundlegenden Erkenntnissen über stabile und instabile Kerne befasst haben, soll nun erläutert werden, mit welchen experimentellen Techniken und Geräten diese und weitere Erkenntnisse in der Kern- und Teilchenphysik gewonnen werden können. Zu den wichtigsten Geräten gehören Teilchenbeschleuniger und Teilchendetektoren.

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Kapitel 5: Kernkräfte und Kernmodelle

W.Demtröder

  • 5.1 Das Deuteron
  • 5.2 Nukleon-Nukleon-Streuung
  • 5.3 Isospin-Formalismus
  • 5.4 Meson-Austauschmodell der Kernkräfte
  • 5.5 Kernmodelle
  • 5.6 Rotation und Schwingung von Kernen
  • 5.7 Experimenteller Nachweis angeregter Rotations und Schwingungszustände
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Aus den Ergebnissen in Kap. 2 wissen wir, dass die starke Wechselwirkung zwischen den Nukleonen durch anziehende Kernkräfte bewirkt wird, die weit stärker sein müssen als die abstoßende Coulomb-Kraft zwischen den Protonen. Aus der praktisch homogenen Massendichte im Kern, die annähernd unabhängig von der Größe des Kerns ist, können wir schließen, dass Kernkräfte eine kurze Reichweite haben und deshalb hauptsächlich zwischen benachbarten Nukleonen wirken.

In diesem Kapitel wollen wir etwas detailliertere Einsichten in die physikalische Natur der Kernkräfte und Modelle zu ihrer Charakterisierung gewinnen. Dies wird uns dann zu den verschiedenen Kernmodellen führen, die jeweils zur Beschreibung verschiedener Eigenschaften der Kerne optimiert wurden.

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Kapitel 6: Kernreaktionen

W.Demtröder

  • 6.1 Grundlagen
  • 6.2 Erhaltungssätze
  • 6.3 Spezielle stoßinduzierte Kernreaktionen
  • 6.4 Stoßinduzierte Radioaktivität
  • 6.5 Kernspaltung
  • 6.6 Kernfusion
  • 6.7 Die Erzeugung von Transuranen
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Unter Kernreaktionen versteht man inelastische Stöße, bei denen Atomkerne angeregt, in andere Kerne umgewandelt oder auch gespalten werden können. Bei der experimentellen Untersuchung solcher Reaktionen werden meistens Projektil-Teilchen mit der kinetischen Energie Ekin auf Target-Kerne geschossen. Als Projektile können z.B. Elementarteilchen, wie Elektronen, Positronen, Protonen, Neutronen oder Mesonen, aber auch Atomkerne (z. B. α-Teilchen oder C6+ -Kerne) verwendet werden.

Bei genügend hoher Energie der Projektilteilchen kann der Zusammenstoß mit dem Targetkern zur Erzeugung ganz neuer Teilchen führen. So werden z. B. beim Zusammenstoß von zwei Protonen bei Energien Ekin > 300 MeV Neutronen und π+-Mesonen erzeugt gemäß der Reaktionsgleichung p + p → n + p + π+.
Solche Hochenergieprozesse, bei denen neue Elementarteilchen erzeugt werden, sollen erst im Kap. 7 behandelt werden.

Wir wollen uns in diesem Kapitel mit den Grundlagen und experimentellen Anordnungen zur Untersuchung von Kernreaktionen im „Mittelenergiebereich“ befassen, bei denen Kerne angeregt, umgewandelt oder gespalten werden, oder beim Stoß zu größeren Kernen verschmelzen (Fusion).

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Kapitel 7: Physik der Elementarteilchen

W.Demtröder

  • 7.1 Die Entdeckung der Myonen und Pionen
  • 7.2 Der Zoo der Elementarteilchen
  • 7.3 Leptonen
  • 7.4 Das Quarkmodell
  • 7.5 Quantenchromodynamik
  • 7.6 Starke und schwache Wechselwirkungen
  • 7.7 Das Standardmodell der Teilchenphysik
  • 7.8 Neue, bisher experimentell nicht bestätigte Theorien
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Wir haben in Kap. 5 gelernt, dass nach dem von H. Yukawa 1935 postulierten Modell der Kernkräfte die starkeWechselwirkung zwischen den Nukleonen durch Austausch von Teilchen mit einer Masse von etwa 140 MeV/c2 zustandekommt. Da dieses Modell viele experimentelle Beobachtungen richtig beschreiben konnte, aber den großen Nachteil hatte, dass die hier geforderten Yukawa-Teilchen noch nicht gefunden worden waren, setzte eine intensive Suche nach ihnen ein.

Zu der Zeit gab es noch keine Beschleuniger, sodass man bei der Suche nach neuen Teilchen, die durch Stöße zwischen hochenergetischen stabilen bekannten Teilchen erzeugt werden können, auf die Höhenstrahlung angewiesen war. Dies ist eine von außerirdischen Quellen stammende hochenergetische Teilchenstrahlung (p, e-, γ) (Primärstrahlung), die in der Erdatmosphäre durch Stoßprozesse mit den Luftmolekülen neue Teilchen erzeugt (Sekundärstrahlung) [1, 2] (Abb. 7.1).

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Kapitel 8: Anwendungen der Kern- und Hochenergiephysik

W.Demtröder

  • 8.1 Radionuklid-Anwendungen
  • 8.2 Anwendungen von Beschleunigern
  • 8.3 Kernreaktoren
  • 8.4 Kontrollierte Kernfusion
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Die Erkenntnisse und technischen Entwicklungen der Kernphysik und Hochenergiephysik haben inzwischen vielfältige Anwendungen in Biologie, Medizin, Umweltforschung, Archäologie, Geologie, Messtechnik und Energietechnik gefunden. In diesem Kapitel wollen wir kurz einige dieser Anwendungen diskutieren.

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Kapitel 9: Grundlagen der experimentellen Astronomie und Astrophysik

W.Demtröder

  • 9.1 Einleitung
  • 9.2 Messdaten von Himmelskörpern
  • 9.3 Astronomische Koordinatensysteme
  • 9.4 Beobachtung von Sternen
  • 9.5 Teleskope
  • 9.6 Parallaxe, Aberration und Refraktion
  • 9.7 Entfernungsmessungen
  • 9.8 Scheinbare und absolute Helligkeiten
  • 9.9 Messung der spektralen Energieverteilung
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Die Beobachtung der Sterne und Planeten hat eine viele tausend Jahre alte Tradition. Dies hat mehrere Gründe: Kaum jemand kann sich der Faszination entziehen, die der Anblick des Sternenhimmels auf den Beobachter ausübt. Die sich im Jahresrhythmus periodisch wiederholenden aber sonst scheinbar unveränderlichen Konstellationen der Sterne wecken im Menschen ein Gefühl der Ewigkeit, und es ist deshalb nicht verwunderlich, dass der Himmel mit dem Sitz der Götter identifiziert wurde, die von dort oben das Geschick der Menschen lenken. Deshalb war eine der Aufgaben der Astronomie bis zu Keplers Zeiten die Erstellung von Horoskopen (nach denen die Staatsmänner sich richteten). Auch heute noch gibt es viele Leute, die an den Einfluss der Sterne auf ihr Schicksal glauben, wozu allerdings die Astronomen nicht mehr gehören.

Ein weiterer, mehr praktischer Grund für das Interesse an der Astronomie war ihre Bedeutung für die Navigation auf See, für die Zeitrechnung und die Vorhersage periodischer, jahreszeitlich bedingter für die Menschen wichtiger Naturereignisse, wie z. B. die Nilflut oder die Monsunregen in Asien oder von besonderen Ereignissen am Himmel, wie Sonnen- und Mondfinsternisse.

Die Frage, ob unser Universum ewig vorhanden war, oder ob es irgendwann entstanden ist, wurde vom philosophischen und religiösen Standpunkt aus seit jeher diskutiert. Das Verlangen des Menschen, mehr zu erfahren über seine Stellung und Bedeutung innerhalb des Kosmos, über die Entwicklung der Erde und ihrer Umgebung hat das Interesse an astronomischen Fragen immer groß sein lassen.

Auch die Frage, ob wir allein im Universum sind oder ob es auf anderen extrasolaren Planeten oder Monden noch andere intelligente Wesen gibt, bewegt viele Menschen.

Es ist deshalb verständlich, dass Entdeckungen der Astronomen in der Öffentlichkeit häufig mehr Beachtung finden als neue Entwicklungen in anderen Gebieten der Naturwissenschaften. Dies wurde z.B. deutlich an den Mondlandungen, den jüngsten Marsmissionen von Pathfinders 1996, der europäischen Marssonde Marsexpress (2004), der NASA-Sonde Opportunity (2004) mit dem Landegerät Spirit und Beagle und dem zurzeit auf dem Mars operierenden Fahrzeug Curiosity.

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Kapitel 10: Unser Sonnensystem

W.Demtröder

  • 10.1 Allgemeine Beobachtungen und Gesetze der Planetenbewegungen
  • 10.2 Die inneren Planeten und ihre Monde
  • 10.3 Die äußeren Planeten
  • 10.4 Kleine Körper im Sonnensystem
  • 10.5 Die Sonne als stationärer Stern
  • 10.6 Die aktive Sonne
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Unser Sonnensystem besteht aus folgenden Komponenten:

  • einem Zentralstern, unserer Sonne, dessen Masse mehr als 99% der Gesamtmasse des Systems beträgt,
  • den vier inneren Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, die überwiegend aus festem Gestein bestehen,
  • den vier äußeren Planeten Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun, die überwiegend gasförmig sind,
  • vielen Monden dieser Planeten,
  • mehreren Zwergplaneten, wie z. B. Pluto, Ceres, Eris, Haumea,
  • vielen kleinen Planetoiden (Asteroiden),
  • Kometen
  • sowie Felsbrocken, Staub- und Mikropartikeln, die sich sowohl auf elliptischen Bahnen um die Sonne als auch in Ringen um Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun bewegen und auch im interplanetaren Raum zu finden sind.

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Kapitel 11: Geburt, Leben und Tod von Sternen

W.Demtröder

  • 11.1 Die sonnennächsten Sterne
  • 11.2 Die Geburt von Sternen
  • 11.3 Der stabile Lebensabschnitt von Sternen (Hauptreihenstadium)
  • 11.4 Die Nach-Hauptreihen-Entwicklung
  • 11.5 Entartete Sternmaterie
  • 11.6 Schwarze Löcher
  • 11.7 Quasare
  • 11.8 Beobachtbare Phänomene während des Endstadiums von Sternen
  • 11.9 Zusammenfassende Darstellung der Sternentwicklung
  • 11.10 Zum Nachdenken
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Früher glaubte man, dass die Sterne und das Universum statische Gebilde seien, die sich nicht verändern, sondern „von Ewigkeit zu Ewigkeit“ existierten. Heute weiß man, dass sowohl die Sterne als auch das gesamte Universum sich fortwährend verändern. Die Sterne entstehen durch Kontraktion riesiger Gas- und Staubwolken. Sie durchlaufen, wie ein Mensch, verschiedene Entwicklungsstadien, während denen sie Strahlungsleistung abgeben, umdann schließlich nach verschiedenen Zwischenstadien in ein Endstadium überzugehen, in welchem sie schnell oder auch langsam verlöschen. Bei diesem Übergang wird oft wieder Material für die Bildung neuer Sterne frei. In diesem Sinne kann man von Geburt, Leben und Tod eines Sternes reden.

Das Leben eines Sternes dauert im Allgemeinen viele Millionen bis Milliarden Jahre; nur sehr heiße massereiche Sterne leben weniger als 1Mio. Jahre. Innerhalb der Beobachtungszeit eines Menschenlebens lässt sich deshalb nur jeweils der Jetztzustand eines Sterns beobachten. Um trotzdem genauere Aussagen über die verschiedenen Entwicklungsphasen von Sternen machen zu können, muss man viele Sterne beobachten, die sich jeweils in verschiedenen Stadien ihrer Entwicklung befinden. Je größer der Bruchteil aller beobachteten Sterne in einem bestimmten Stadium ist, desto länger dauert dieses Stadium in der Sternentwicklung. Dies ist völlig analog zu der Situation eines Besuchers in einem fremden Land, der etwas lernen möchte über die Entwicklungsphasen der dort lebenden Menschen. Er trifft gleichzeitig Menschen aller Altersstufen, die er in Lebensabschnitte: Säuglinge, Kinder, Erwachsene und Greise einteilt. Aus dem prozentualen Anteil der verschiedenen Altersgruppen schließt er auf die dazu proportionalen zeitlichen Dauern der einzelnen Lebensabschnitte. Dieser Schluss ist richtig, wenn die Bevölkerung über längere Zeit stationär bleibt.

Wir müssen deshalb zuerst diskutieren, welche Eigenschaften eines Sternes Indikatoren für sein Lebensalter und seinen jetzigen Zustand sind, wie man diese Eigenschaften messen kann und welche Modelle daraus für die Sternentwicklung folgen.

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Kapitel 12: Die Enwicklung und heutige Struktur des Universums

W.Demtröder

  • 12.1 Experimentelle Hinweise auf ein endliches expandierendes Universum
  • 12.2 Die Metrik des gekrümmten Raumes
  • 12.3 Das Standardmodell
  • 12.4 Bildung und Struktur von Galaxien
  • 12.5 Die Struktur unseres Milchstraßensystems
  • 12.6 Das dunkle Universum
  • 12.7 Die Entstehung der Elemente
  • 12.8 Die Entstehung unseres Sonnensystems
  • 12.9 Andere Sonnensysteme und Exoplaneten
  • 12.10 Die Entstehung der Erde
  • + Zusammenfassung, Aufgaben und Literaturverzeichnis

 

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Früher nahm man an, dass unser Kosmos unendlich ausgedehnt und statisch sei. Kosmologen haben sich im Allgemeinen den aus ästhetischer Sicht befriedigenden Aspekt eines homogenen und isotropen Universums zu eigen gemacht. Diese Annahme, dass das Universum für alle Beobachter, unabhängig vom Ort und der Beobachtungsrichtung, gleich aussehen soll, heißt das kosmologische Prinzip.

Auf einer kleinen Skala ist das Universum natürlich nicht homogen, denn es gibt Sterne, Planeten, dazwischen Gas- und Staubwolken, Galaxien und Galaxienhaufen, sodass die Materiedichte keineswegs homogen ist. Auf einer sehr großen Skala (von der Größenordnung von 1 Mrd. Lichtjahren) sind die in einem Volumen von (109 ly)3 enthaltenen Galaxien jedoch gleichmäßig, d. h. statistisch verteilt (Abb. 12.1).

Einstein führte in seine Feldgleichungen zur Beschreibung des Universums eine „kosmologische Konstante“ ein, welche die durch die Gravitation bedingte Anziehung zwischen den Massen, die zu einer Instabilität eines statischen Universums führt, kompensieren sollte. Nachdem er von der Entdeckung der Expansion des Universums durch Edwin Hubble erfuhr, bezeichnete er dies als „die größte Eselei seines Lebens“. Zurzeit wird jedoch diskutiert, ob nicht doch wieder eine kosmologische Konstante benötigt wird, um die Entwicklung des Universums zu beschreiben.

Heute glauben wir zu wissen, dass das Universum weder statisch, noch unendlich ausgedehnt ist und auch seine Homogenität scheint durch genauere und weiterreichende neuere Messungen nicht mehr völlig gegeben zu sein.

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