1180 , <strong>Lösungen</strong> <strong>zu</strong> <strong>den</strong> <strong>Aufgaben</strong>gegen Unendlich geht. Das ist bestimmt der Fall, wennQn+ d Qn ~ a, wobei a beliebig, aber < 1. Wir verlangenalso Qn+llen = 4n-r~I(3R~) ~ a < 1, d.h. rniRn ~(3al(47r)) 1 1 3 . Dann konvergiert f2n mindestens so gut wiean. Die Welt hätte eine verschwin<strong>den</strong>de mittlere Dichte,wenn man über einen hinreichend großen Bereich mittelt.Trotzdem wäre sie homogen in dem Sinn, daß keins der Systemeeine Vor<strong>zu</strong>gsrolle hat. In der wirklichen Welt gibt eszwar "Clusters" von Galaxien, aber über Systeme höhererOrdnung ist nicht viel bekannt.15.4.10. Sind Schwarze Löcher wirklich schwarz?Nur Teilchen ohne Ruhmasse können auf so hinterlistigeWeise aus dem Schwarzen Loch ausbrechen, <strong>den</strong>n selbstein virtuelles Elektron käme nur 10-10 cm weit, bis die Unschärferelationihren schützen<strong>den</strong> Mantel wegzieht und derEnergiesatz einschreitet. Ein Photon mit p < h / R dagegenläßt sich nicht in ein Gebilde mit der Abmessung R =GM I c 2 einsperren. Anders ausgedrückt: Bei W < hc / R erlaubtihm die Unschärfe, weiter als R <strong>zu</strong> fliegen. Photonenmit W = hv = hc / R = hc 3 / (GM) wür<strong>den</strong> vor<strong>zu</strong>gsweisevon einem schwarzen Körper mit kT i::,j hc3 I (GM) emittiert.Wenn das Spektrum, wie es scheint, auch sonst schwarzist, strahlt das Schwarze Loch i!ll ganzen P i::,j R 2 k 4 T 4 j (j: 3 c 2 )ab. Sein Massenverlust ist M = -Pic 2 i::,j -hc 4 j(G M 2 ),integriert M ·= Mo(1- t/r:) 1 1 3 , was bei t = r: =G 2 MÖ/(hc 4 ) brüsk <strong>zu</strong> Ende ist. Für Mo= 10 16 g folgtr; = 10!l) Jahre. In der letzten Millisekunde wer<strong>den</strong> nochM 0 (1 ms/r:) 1 1 3 = 10 11 g, d. h. 10 25 J umgesetzt, soviel wievon 10 8 Megatonnen TNT. Mo = 10 16 g entsprichtR i::,j 10-13 cm, d. h. der Elementarlänge. Ist es Zufall odernicht, daß gerade in unserem Weltalter Schwarze Löchervon diesem typischen Radius <strong>zu</strong>m Verpuffen dran sind? Handeltes sich um eine neue Verlet<strong>zu</strong>ng (außer dem Urknall,wenn es ihn gab) des kosmologischen Postulats, nach demunsere Zeit nichts Besonderes an sich haben dürfte? WennSie nachrechnen, fin<strong>den</strong> Sie hier eine neue Ausdrucksformder Eddington-Dirac-"Wunderzahl" (Aufgabe 13.4.4).15.4.11. Einstein kontra BohrBohr sagte ungefähr: Die Strahlungsmenge W wird nicht momentanaus dem Verschluß austreten, <strong>den</strong>n da<strong>zu</strong> müßte entwederdie Strahlungsdichte oder ihre Geschwindigkeit unendlichgroß sein. Der Austritt erfolgt auch nicht ganz gleichmäßig,<strong>den</strong>n es gibt ja Photonen. Es geht also darum, <strong>den</strong>ganzen Verlauf des Austritts zeitlich exakt <strong>zu</strong> verfolgen.Ist das mit der Waage möglich? Sowie das erste Licht austritt,wird der Kasten leichter, die Waage setzt sich in Bewegung.Zwischen ihrer alten und neuen Ruhestellung liegeeine Höhendifferenz y, der Einstellvorgang dauere eineZeit t. Waagschale und Kasten haben eine mittlere Geschwindigkeitylt, einen Impuls myjt. Da wir nicht wissen, wannwährend dieser Zeit die Strahlung W austritt (das wollenwir ja gerade erst feststellen), besteht in der Masse eine Unsicherheit!J.m = W / c 2 , im Impuls eine Unsicherheit!J.p = !J.my/t = Wyj(c 2 t). Diese Unschärfe im Vertikalimpulszieht nach einem Prinzip, das Einstein vorläufig nichtdirekt angreift, eine Unschärfe in der Höhenlage des Kastensvon !J.y = h/ !J.p = hc 2 tj(Wy) nach sich. Man weiß also nichtimmer haargenau, unter welchem Gravitationspotential rp ersich befindet. Die Unschärfe ist !J.rp = g !J.y = ghc 2 t/(Wy).Die Ganggeschwindigkeit einer Uhr im Kasten - auf dieseUhr kommt es hier an, bzw .. auf ihre korrekte Umrechnungin die Zeit des Laborsystems - hängt aber von rp ab: Vonder im Laborsystem weicht diese Ganggeschwindigkeit um<strong>den</strong> Faktor 1 - rp / c 2 ab. Dieser Faktor ist um!J.rpjc 2 = gthi(Wy) unsicher. Innerhalb der Gesamtzeit tkann er eine Unsicherheit in der Beziehung zwischen Kastenzeitund Laborzeit von !J.t = t!J.rplc 2 = gt2hi(Wy) bringen.Nun ist aber y ;c; gt2, <strong>den</strong>n selbst wenn die andere Waagschale,die nach Entlastung des Kastens Übergewicht hat,frei fiele, würde sie in der Zeit t sich nur um y = ~ gt 2 verschieben.Damit haben wir die Unschärferelation!J.t ;c; h/W. Wenn ein Vorgang <strong>den</strong> Energieumsatz W hat,läßt sich sein Eintreten auch in diesem Gedankenexperimentnur bis auf <strong>den</strong> Fehler !J.t ;c; h/W festlegen.- Einstein mußte<strong>zu</strong>geben, daß man die W, t-Relation nicht <strong>zu</strong> Fall bringenkann, ohne auch die p, x-Relation <strong>zu</strong> widerlegen, sonderndaß beide <strong>zu</strong>sammenhängen, was vom relativistischen Standpunktauch selbstverständlich ist.15.4.12. DoppelsternEin Punkt auf der Drehachse im Abstand z » d von derDrehebene hat ein Potential(wir nennen der Bequemlichkeit halber <strong>den</strong> Abstand derSterne 2d). Verfleich mit (15.40) liefert ein QuadrupolmomentQ = 2Md . Kräftegleichgewicht auf der Bahn verlangtill 2 d = GM/(4d 2 ),alsoill 2 = GM/(4d 3 ) (3.Kepler-Gesetz).Die Strahlungsleistung P i::,j GQ 2 ill 6 jc 5 = G 4 M 5 l(l6c 5 d 5 )steigt also sehr schnell, wenn d abnimmt. Zwei Pulsarsoder Schwarze Löcher, die sich in wenigen Dutzend km Abstandumkreisen, könnten 10 40 W oder mehr abstrahlen. Ihreganze Masse wäre dann allerdings in 1 Jahr oder wenigergravitativ zerstrahlt. Ein normaler Doppelstern mit d i::,j Erdbahnradiusstrahltdagegen nur etwa 10 10 Wund wäre z. Z. inkeinem Fall als Quelle von Gravitationswellen nachweisbar.15.4.13. Gravitationswellen-AntenneDa ein Doppel-Pulsar mit 10-100km Sternabstand nur sehrkurzlebig wäre, kann man kaum erwarten, näher als 1 000-10 000 Lichtjahre einen <strong>zu</strong> fin<strong>den</strong>. Seine Strahlungsleistungvon 10 40 Wergäbe dann 0,1-10 W/m 2 Intensität bei uns. DiePeriode der Strahlung, d. h. die Periode der Rotation des Doppelsterns,wäre mindestens einige ms, die WellenlängeJe = cT mindestens einige tausend km. Webers Zylinder(l i::,j 1m) kann also höchstens !2 I 2 2 i::,j 10-12 der Leistungeinfangen, d. h. 1 o-13 -1 o-ll W (die Länge l fängt höchstenseinen Bruchteil!/}, der Amplitude ein, die Intensität geht wiedas Quadrat der Amplitude). Die Schallgeschwindigkeit inAluminium ist 5 100 m/s, die Grundschwingung (Je = 2l)hat ill i::,j 10 4 s- 1 . Annähernd so breit ist der durchgelassene
Kapitel15: <strong>Lösungen</strong> 1181Frequenzbereich, also ist die Nyquist-Rauschleistung kT ~wannähernd 10-16 W. Das Signal-Rausch-Verhältnis wird besser,wenn man kühlt und einen Empfänger mit engerer Resonanz,also schwächerer Dämpfung benutzt.15.4.14. DoppelpulsarDie Schwankung der Pulsperiode beruht auf einem DopplerEffekt: Umlaufgeschwindigkeit V ~ 5 . w- 4 c = 1,5 .105 m/s, Umlaufperiode 28 000 s, Bahnradius r ~ 7 · 108 m(in Wirklichkeit stark exzentrische Bahnen). Das 3. KeplerGesetz und W = -GM/ (2r), logarithmisch differenziert, geben2T/T = -3r/r = 3W/W ~ w- 16 s-l, also mit M =3 · 10 30 kg ( Grenzmasse zwischen weißem Zwerg und Pulsar,aus Rotverschiebung u. a. gemessen): W ~ -4 · 10 41 J,W ~ 2 · 10 25 W (fast 1110 der gesamten Sonnenstrahlung).Nach P ~ G 4 M5 / ( c5 r5 ) (Abschn. 15.4.3) führen die Gravitationswellenetwa 2 · 10 25 W ab. Mit <strong>den</strong> wirklichen Wertenwird die Übereinstimmung perfekt und schließt alle Alternativen<strong>zu</strong> Einsteins Gravitationstheorie ziemlich sicher aus.15.4.15. Thnguska~ MeteoritAm 30.6.1908 steht in Kansk auf 56° N die Sonne um 7h 17Ortszeit schon ziemlich hoch und zwar fast im Osten. DerHelligkeitsvergleich durch die Augenzeugen ist also direktgenug, um glaubhaft <strong>zu</strong> sein. Wenn ein 600 km entferntesObjekt so hell aussieht wie die 2,5 · l0 5 mal fernere Sonne,ist seine Strahlungsleistung l;lei ähnlicher Spektralverteilungum <strong>den</strong> Faktor 10 11 kleiner, also 3 · 10 15 W. Der leuchtendeKörper müßte einige km Durchmesser gehabt haben. Tatsächlichwird die Strahlung als bläulich geschildert, was<strong>den</strong> Durchmesser etwas reduziert, aber die Leistung erhöht.Die Dauer des Ereignisses wird als mehrere Sekun<strong>den</strong>angegeben, aber besonders bei hellen Lichterscheinungenüberschätzt man die Dauer gewöhnlich. Ein Objekt mit kosmischerGeschwindigkeit von 10-lOOkm/s durchquert <strong>den</strong>dichten Teil der Atmosphäre auch bei schrägem Flug in1 s oder wenig mehr. Die Gesamtenergie ergibt sich dann<strong>zu</strong> 10 16 -10 17 J, entsprechend einigen Megatonnen TNT(1 ,2 · 107 J/kg). Schät<strong>zu</strong>ngen aus der weltweit registriertenErdbebenwelle führen auf ähnliche Werte. Eine U-Bombedieser Sprengkraft hätte etwa 1 t, eine H-Bombe lOOkg(bei vollständiger Reaktion). Ein Stück Antimateriebrauchte nur 1 kg <strong>zu</strong> haben. Bei der Dichte eines Steinsbrauchte ein solcher Anti-Meteorit nur ro oder IÖo der Atmosphärenmasse<strong>zu</strong> durchschlagen, um in seinem Flugkanal genügendLuftmoleküle <strong>zu</strong> seiner vollständigen Vernichtungein<strong>zu</strong>fangen. In 20-40 km Höhe wäre er verpufft. Aus600 km Abstand sieht man nur Dinge, die sich mindestens30 km über dem Bo<strong>den</strong> abspielen. Es ist also nicht aus<strong>zu</strong>schließen,daß die Bahn dort endete. Wesentliche MengenSprengstücke wie bei einem normalen Meteoritenfall hatman auch nicht gefun<strong>den</strong>. Ein Schwarzes Loch der Massem und der Geschwindigkeit v schluckt umgebende Materieso ein, daß diese <strong>zu</strong>m Schluß c erreicht. Welchen Radius rhat der ausgelutschte Kanal? Während der Fallzeit, die wiebeim üblichen Kepler-Problem ,31 2 (G/M)- 1 1 2 ist, darf dasSchwarze Loch nicht mehr als r weitergeflogen sein, alsor ~ GMjv 2 . Bei r ~ 1 cm wird in der ganzen Atmosphäre1 kg aufgefressen, was die Lichterscheinung erklärt. Beiv ~ 100 km!s ergibt das M ~ 10 18 g, knapp oberhalb der Zerstrahlungsgrenze (Aufgabe 15.4.10). Auf dem Weg durch <strong>den</strong>Erdkörper wür<strong>den</strong> dagegen 10 7 kg verschluckt und 10 24 J erzeugt,das Äquivalent von 10 10 Megatonnen TNT oder demAufprall eines normalen Meteoriten von mehr als CeresGröße oder dem Mehrfachen der Bildungsenergie sämtlicherGebirge. Am wahrscheinlichsten ist immer noch ein Kometenkopfvon einigen 100m Durchmesser, der seine kinetischeEnergie in Reibungshitze und Strahlung umsetzt und von demnach dem "dirty snowball"-Modell nicht viel übrigbleibt15.4.16. n-KugelEine n-Kugel vom Radius R läßt sich aus Scheibchen aufbauen,deren Fläche das Volumen einer n- I-Kugel vomRadius R sin ß und deren Dicke -Rd cos ß = R sin ß dß ist(ß = arccos(x/R), x: Abstand der Scheibe vom Zentrum).Vn}R) = 2 J; 12 Vn-l (R sin ß)R sinß dß. Wir brauchen In =J; 2 sinn ß dß. Partielle Integration führt auf In =((n- 1)/n)In-2· So wird, ausgehend von V1 = 2R, das Vonlumen Vn = 2nRnf1Jv. die Oberfläche On= nVn/R, speziellV4 = !1r 2 R 4 , 04 = 21r 2 R 3 .15.4.17. UrstrahJungIDas isotrope Strahlungsfeld hat die Zustandsgleichungu = 3p (vgl. Aufgabe 5.3.7). Die Gesamtenergie W = uVändert sich adiabatisch gemäß d W = u d V + V du =-pdV. Einsetzen von p = u/3 liefert duju = -4dV /(3V)oder, integriert, u ~ v- 4 13 . Die Expansionsarbeit läßt uschneller abnehmen als einfach mit v-I. Für die schwarzeStrahlung ist u ~ T4 , also nimmt T bei der Expansion abwie v- 1 1 3 , d. h. wie der Radius-1. Daß eine schwarze,also Gleichgewichtsstrahlung im Gleichgewicht bleibt,kann man daraus vermuten, daß die adiabatische Expansionkeine Entropieänderung bringt. Viel anschaulicher: DerDoppler-Effekt verschiebt alle Frequenzen um <strong>den</strong> gleichenFaktor, ändert also die Form des Spektrums nicht. Eine 2, 7 KStrahlung hat u ~ 4 · w- 6 J /m 3 , also etwa die Gesamtintensitätder Sonnenstrahlung in 10 4 Erdradien ~ 0,02 LichtjahrenAbstand (r ~ T-2). Ihr Emissionsmaximum liegt bei1 mm. Das Planck-Spektrum der Sonne ist dort nach der Rayleigh-Jeans-Näherungvi/v~ ~ 4 · 106mal schwächer als imEmissionsmaximum der Sonne, unter Berücksichtigungder geometrischen Verdünnung um 240 2 also 2 · I0 11 malschwächer; das 2,7 K-Maximum ist Ti /Ti ~ 10 10 ma1schwächer. Wenn wir auf dem Merkur wohnten, hätten wirdie 2,7 K-Strahlung wohl kaum gefun<strong>den</strong>. Die Abkühlungder Strahlung im expandieren<strong>den</strong> Weltall folgte verschie<strong>den</strong>enGesetzen, je nachdem, ob die Strahlung noch mit derMaterie im Gleichgewicht stand (Photonenära), oder nichtmehr (Stellarära). Nur für die Stellarära mit ihrer konstantenPhotonenzahl gilt die obige Betrachtung. In Aufgabe 15.4.19wird diese Entwicklung genauer durchgerechnet. Ergebnis:Anfang der Photonenära nach t ~ 10 s mit T ~ 1010 K, währendder Photonenära T ~ R- 3 1 4 "'t- 1 1 2 , also 10 8 K nach
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