1126 <strong>Lösungen</strong> <strong>zu</strong> <strong>den</strong> <strong>Aufgaben</strong>12.1.2. PanspermieDie Intensität (Energiestromdichte) des Sonnenlichts inErdnähe wird durch die Solarkonstante gegeben: I =1400 W 1m 2 . Daraus ergibt sich der Strahlungsdruck durchDivision durch c, d. h. Pstr R:J 5 · 10- 6 N 1m 2 . Nahe derSonne ist PStr um <strong>den</strong> Faktor R 2 I a 2 R:J 5 · 10 4 größer (R: Sonnenradius,a Abstand Erde-Sonne). Allgemein gilt im Abstanda von einem Stern mit dem Radius R und der OberflächentemperaturT: Pstr = c- 1 rJT 4 R 2 la 2 . Die Kraft auf einTeilchen vom Radius r ist Fstr R:J 1rr 2 pstr, die GravitationFG R:J 11rGMgr 3 la 2 . Das Verhältnis der bei<strong>den</strong> Kräfte hängtalso nicht vom Abstand, sondern nur von der Teilchengrößeab. Im Feld der Sonne wer<strong>den</strong> beide gleich bei r R:J l!lm. Fürkleinere Teilchen (Sporen kleiner Bakterien, Phagen, Viren)überwiegt der Strahlungsdruck, z. B. ist er für r = 0, 111mzehnmal größer als die Gravitation. Unter deren Einfluß alleinwürde der Sturz von der Erdbahn <strong>zu</strong>r Sonne etwa zweiMonate dauern (Ellipse mit halber großer Halbachse wie dieErdbahn, drittes Kepler-Gesetz). Umgekehrt wird das0,1 11m-Teilchen in nur sechs Tagen von der Sonne <strong>zu</strong>rErde geblasen, in einem halben Jahr <strong>zu</strong>m Pluto. Die Endgeschwindigkeit,mit der es das Sonnensystem verläßt, istVfümal größer als die Endgeschwindigkeit, mit der ein Körperaus dem Unendlichen in die Sonne stürzt, also etwa130km/s. Die Reise bis <strong>zu</strong> <strong>den</strong> nächsten Fixsternen dauertso einige zehntausend Jahre. Die Landung auf einem Planetenerfordert allerdings offenbar, daß sich das Teilchen an eingrößeres (Meteorit) anlagert oder immer im Planetenschattenbleibt, was kaum möglich ist. Die UV- und Teilchenstrahlungensind die größte Schwierigkeit für die PanspermieTheorie.12.1.3. Strahlungs- und GasdruckMan schätzt die Temperatur im Sonneninnern aus der Bilanzvon Gravitations- und gaskinetischem Druck und aus derAusbeute der Fusionsreaktion auf etwa 10 7 K (vgl. <strong>Aufgaben</strong>5.2.6-7). Ein Fingerhut voll Sonnenkernmaterie übtnahebei einen Strahlungsdruck c- 1 rJT 4 R:J 10 12 N 1m 2 =10 7 bar aus, würde also noch in etwa 1 km Abstand je<strong>den</strong>Menschen umblasen (wenn beide nicht sofort verdampften).Trotzdem ist der gaskinetische Druck noch höher:Man schätzt die Dichte auf etwa 100 g/cm 3 also2 ,Pkin = nkT R:J 10 16 N Im . Erst bei etwa 10 8 K holt der Strahlungsdruck<strong>den</strong> gaskinetischen ein. Bei der Kernspaltungmacht jedes gespaltene Teilchen etwa 200 MeV frei, diesich <strong>zu</strong>nächst auf die bei<strong>den</strong> Fragmente und einige Spaltneutronenverteilen. Ohne weitere Dissipation entspräche diesekinetische Energie einer Temperatur zwischen 10 12 und1013 K. In Wirklichkeit kommt es längst nicht <strong>zu</strong> so hohenTemperaturen, aber da eine U-Bombe die Fusion einer HBombe zün<strong>den</strong> kann, was mehr als 108 K voraussetzt,wird der Strahlungsdruck hier wesentlich.12.1.4. Compton-EffektDie Krx·Linie von Blei entspricht dem Übergang von derZweitinnersten auf die innerste Bahn um einen Kern mitder Effektivladung 81, hat also die Frequenz v =i R 0081 2 = 1,5 · 10 19 Hz und die Wellenlänge 0,2 A. Diemaximale A-Änderung (Rückstreuung) ist also 5%. Halbquantitativläßt sie sich schon durch Absorption nachweisen.Man nehme einen Stoff, dessen K-Absorptionskantev = R 00 (Z- 1) 2 im interessieren<strong>den</strong> Bereich liegt, d.h.Tm, Yb oder Lu. Er absorbiert das direkte Röntgenlichtviel weniger als das Streulicht. Quantitative Messung gelingtz. B. mit einem Vakuum-Drehkristall-Spektrographennach Bragg. Ein Kristallgitter mit der Gitterkonstanted R:J 1 A streut die um 5 % veränderte Wellenlänge erst,wenn man auch <strong>den</strong> Einfallswinkel 9 um etwa 5 % ändert(sin.9 = A.l(2d)).12.1.5. Seldowitsch-Sunjajew-EffektDer Energiesatz lautet h(v- v') = !m(v'2 - v2) =!m(v' + v)(v'- v). Angenommen, das Photon fliege weiter.Dann sagt der Impulssatz h(v- v')lc = m(v'- v).Division liefert das absurde Ergebnis v + tJ = 2c. Alsoprallt immer das Photon <strong>zu</strong>rück, und der Impulssatz sagth(v + v')lc = m(v'- v). Jetzt folgt (v- v')l(v + v') =~(v+rl)lc. Da v«c, ist ~v«v, also ~viv=lV + v')lc. Bei v = 0 findet man (12.6) wieder (~A. =-c~vlv 2 ), bei ~v « v folgt ~viv R:J 2vlc; dies gilt fürWi « mec 2 We, also bestimmt für 3 K-Photonen. 10 6 KElektronen haben v R:J 10 7 m/s, also wird ~viv R:J 0,1.12.1.6. Mößbauer-EffektDie Breite ~w einer Spektrallinie ist etwa gleich der Dämpfungskonstanteder entsprechen<strong>den</strong> Schwingung (klassischgesprochen) bzw. der Übergangswahrscheinlichkeit zwischen<strong>den</strong> entsprechen<strong>den</strong> Zustän<strong>den</strong> (quantenmechanischgesprochen), je<strong>den</strong>falls gleich der reziproken Lebensdauerdes angeregten Zustandes. Für eine schwingende Ladung liefertdie Hertz-Theorie (Abschn. 7 .6.6) eine EnergieverlustrateP R:J e2w4a2s0 1 c-3 . Die Energie des schwingen<strong>den</strong> Zustandeskann, etwas inkonsequenterweise, w = nw angesetztwer<strong>den</strong> (mit dem rein klassischen Ansatz W = !mw 2 a 2käme eine ganz falsche Abhängigkeit heraus; probieren Siees aus!). Die Lebensdauer des angeregten Zustandes istr = WIP R:J neoc 3 e- 2 w- 3 a- 2 , die relative Breite der Linie~wlw = ll(rw) R:J w 2 e 2 a 2 l(hc 3 e0 ) = W 2 e 2 a 2 l(h 3 c 3 e0 ).Für die Amplitude (bzw. <strong>den</strong> für das Dipolmoment maßgeben<strong>den</strong>Abstand) a kann man in der Atomhülle etwa1 A setzen, im Kern dessen Radius von 10- 13 -10- 12 cm.Für sehr energiereiche y-Übergänge folgt W der nach demCoulomb-Gesetz <strong>zu</strong> erwarten<strong>den</strong> Abhängigkeit W ~ 1 I a.Solche Lini.~n sind ungefähr ebensobreit wie optische Linien.Die Uberschärfe der Mößbauer-Linien kommt erstbei kleineren y-Energien, etwa bei l-10keV, <strong>zu</strong>r Geltung.Sie sind nach unserer Theorie etwa 10 5 mal schärfer. Alldies gilt für Dipol-Übergänge. Wenn sie durch Auswahlregelnverboten sind, erlaubt das komplizierte Kraftfelddes Kerns ::iel reichere Möglichkeiten an Quadrupol-, Oktopol-usw. -Ubergängen als das Coulomb-Feld der Atomhülle.Sie haben i. allg. kleinere Übergangswahrscheinlichkeiten,sind also noch schärfer. Im Kern sind die Teilchen gegendie übliche Druckverbreiterung geschützt. Die Doppler-
Kapitel 12: <strong>Lösungen</strong> 1127Verbreiterung kann beim Mößbauer-Effekt durch besondereTricks vermie<strong>den</strong> wer<strong>den</strong>.12.2.1. StrahlungsdämpfungDie klassische Elektrodynamik zeigt, daß eine schwingendeLadung eine Leistung P:::::; e 2 w 4 a 2 e0 1 c- 3 abstrahlt(Abschn. 7.6.6). Diese Verlustrate ist immer proportional<strong>zu</strong>r jeweils vorhan<strong>den</strong>en Energie W = !mw 2 a 2 . Demnachklingt die Energie des Schwingers exponentiell mit der Zeitkonstante' = W I P :::::; meoc 3 e- 2 w- 2 ab, die Amplitudeebenfalls, nur mit einer doppelt so großen Zeitkonstante(W ~ a2). Die Schwingung folgt also der üblichen Darstellungder gedämpften Schwingung (Abschn. 4.1.2).12.2.2. Doppler-BreiteWenn ein Atom beim Strahlen mit der Geschwindigkeit vauf <strong>den</strong> Beobachter <strong>zu</strong>- oder von ihm wegfliegt, ist seineFrequenz relativ um v I c verschoben. Im heißen Gas kommenalle Werte der Radialgeschwindigkeit vor; die Breite derGlockenkurve um v = 0 ist v = }3kT m. So ergibt sich ·die Doppler-Linienbreite !l.vlv:::::; 3kTI(mc2 ) (Wurzel austhermischer Energie/Massenenergie des Atoms). Mit mc 2 =einige Ge V und I e V ~ 10 4 K erhält man sofort z. B. für dieDoppler-Breite der Sonnenlinien !l.vlv:::::; w- 4 -10-5 . Schonbei 1 K ist die Doppler-Breite i. allg. größer als die natürlicheBreite. Die Druckverbreiterung rührt her vom Abschnei<strong>den</strong>der kohärenten Emissions-Wellenzüge durch Stoß mit einemanderen Teilchen. Die Linienbreite !l.w ist gleich der Stoßfrequenzvll = vnA:::::; J3kT lmnA. Sie verhält sich <strong>zu</strong>rDoppler- Breite wie cnAiw oder wie die Lichtwellenlänge<strong>zu</strong>r mittleren freien Weglänge. Unterhalb von 1 bar Gasdrucküberwiegt daher i. allg. die Doppler-Breite, oberhalb dieDruckbreite.12.2.3. LeuchtdauerMan verwendet ein sehr enges Loch in der Kathode undpumpt dahinter stark ab, damit dort keine Neuanregung erfolgt.H-Ionen, die nahe der Anode entstan<strong>den</strong> sind unddann stoßfrei fast bis <strong>zu</strong>r Kathode kommen, wo sie einElektron einfangen, haben die volle der Ano<strong>den</strong>spannungents rechende 30 ke V-Energie. Sie fliegen mit v =2eU /m = 2,5 · 10 6 m/s. Die Abklingzeit entspricht 1 cmFlugweg, ist also 4 · w- 9 s. In Wirklichkeit haben diemeisten H-Atome nicht die vollen 30keV, und die Lebensdauerist etwas größer.12.2.4. AnregungsfrequenzWir betrachten z. B. einen "grünen" Übergang (500 nm), dereiner Energie von W = 2,5 e V entspricht. Das sind 30kT bei1 000 K, 15kT bei 2 000 K, 5kT bei 6 000 K. Der Bruchteilangeregter Atome ist n* lno = e-W /(kT), also 10-13 ,3 · 10- 7 bzw. 7 · 10-3• Bei der Lebensdauer des angeregtenZustandes von w- 8 s muß jedes Atom dann alle 105,3 · w- 2 , w-6 Sekun<strong>den</strong> angeregt wer<strong>den</strong> und wieder emittieren.Ein Elektronenumlauf im Rutherford-Bohr-Modelldauert etwa w- 15 s. Es ist also, als würde z. B. die Erdealle 10 20 , 3 · 10 13 bzw. 10 9 Jahre in die Marsbahn geschleudertund käme nach etwa 10 7 Jahren wieder herunter. Wirkönnen nur sagen, daß so etwas die letzten 5 · 10 9 Jahremit Sicherheit nicht passiert ist, daß aber, wenn man die Entstehungder Erde als noch größeres Ereignis ansieht, selbst imHochofen noch wesentlich weniger los ist als im Sonnensystem.Man beachte: Diese Betrachtung beweist nichtetwa, daß die Strahlungsleistung eines makroskopischenKörpers entgegen dem Stefan-Boltzmann-Gesetz wiee-W/(kT) mit T anstiege. Das Wechselspiel von Ernissionund Reabsorption für die vielen Frequenzen, deren einschwarzer Körper fähig ist, führt nach der Einsteinsehen Ableitungauch im atomaren Bild <strong>zu</strong>r Planck-Kurve und damit<strong>zu</strong> Stefan-Boltzmann.12.2.5. LinienbreiteAußer dem Energiesatz müßte auch der Impulssatz erfülltsein. Das Photon hat die Energie W = hv und <strong>den</strong> Impulsp = hl A, = W I c, wie jedes hochrelativistische Teilchen. Eskann also keinen Photon-Atom-Stoß geben, bei dem die ganzePhotonenenergie in kinetische Energie des Atoms überginge(keinen elastischen Stoß), <strong>den</strong>n da<strong>zu</strong> müßte das Atomebenfalls genau mit c davonfliegen, wo<strong>zu</strong> die Photonenenergienatürlich nicht reicht. Nun möge eine AnregungsenergieW' etwas tiefer als W liegen. Die DifferenzW - W' soll in kinetische Energie übergehen: W - W' =! mv 2 . Gleichzeitig lautet der Impulssatz W I c = mv. Esfolgt W- W' =! W 2 l(mc 2 ). Da mc 2 , die Ruhenergi~ desAtoms, einige Ge V beträgt, erlaubt dies bei optischen Ubergängen(einige eV) nur relative Abweichungen von etwaw-9 von der scharfen Übergangsenergie. Übrigens entsprichtdies genau der Doppler-Verstimmung: W - W' =h(v- v') = hv'vlc = Wvlc = W 2 l(mc2 ). Es ist hier wieoft schwer, Ursache und Wirkung <strong>zu</strong> trennen: Kann dasAtom unscharf absorbieren, weil es sich bewegt, oder bewegtes sich, weil es absorbiert hat? Wohl aber kann dasAtom dem Photon einen Teil von dessen Energie entziehen,der gerade einem bestimmten Übergang entspricht.Das Photon fliegt dann mit veränderter Frequenz weiter:Raman-Effekt.12.2.6. Spontane Elektronenemission?Spontane Ernission eines Elektrons aus einem Atom wäreenergetisch u. U. möglich, indem z. B. zwei gleichzeitig bestehendeAnregungs<strong>zu</strong>stände ihre Energien auf ein Elektronvereinigen, oder indem ein energiereicher Übergang in einerinneren Schale unter Vermittlung durch ein Röntgen-Photoneines oder mehrere Außenelektronen abreißt (innere Konversionvon Röntgenstrahlung, Auger-Effekt). Mehrfachanregungist aber selbst bei Sonnentemperatur äußerst unwahrscheinlich(vgl. Aufgabe 12.2.4), und die Energieübertragungvon einer oder mehreren Anregungsenergien wirdüblicherweise durch Emission und Reabsorption eines Photonsbeschrieben, nicht aber als völlig "spontane" Elektronenemission.Man be<strong>den</strong>ke, daß die moderne Theorieüberhaupt jede Coulomb-Wechselwirkung durch Photonenaustauschbeschreibt.
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