Kernphysik

SS 2013, HHU Duesseldorf, Prof. Dr. Thomas Heinzel
Vorlesung: Kern- und Elementarteilchenphysik, inoffizielle Mitschrift
by: Christian Krause, Matr. 1956616 6 KERNREAKTIONEN
(3) Super-Kamiokande (Kamioka, Japan) 1km unter Oberfläche
50.000 t H 2 O, umgeben von ≈ 11000 Photomultipliern, die Čerenkov-Strahlung nachweisen.
Reaktion: d + ν e → e − + p + p mit e − erzeugt über Polarisation H 2 O Čerenkov-Strahlung
Zählrate ≈ 15/Tag (20x höher als Gallex)
Sonnen-Neutrino-Bilder mit ≈ 22400 Neutrinos, gemessen über ≈ 5a
→ Solarneutrino-Defizit von ≈ 45% (“Solarneutrino-Problem“)
Solarneutrino-Spektrum wird relativ bestätigt, aber Signal zu schwach. Erklärung:
Neutrino-Oszillation.
(
Umwandlung ν e → ν µ → ν τ : 1 − sin 2 1, 27
} {{ }
∆m=m νµ −m nue
⇒ Neutrinos haben eine Masse.
( ∆m · c
2
E
) )
· x
Der CNO-Zyklus: 4p → He mit 12 C als Katalysator. Notwenig: T 1, 8 · 10 7 K
Zyklus:
12 C + p → 13 N → 13 C + e + + ν e
13 C + p → 14 N
14 N + p → 15 O → 15 N + e + + ν e
15 N + p → 12 C + 4 He
12 C muss hinreichend vorhanden sein, wirkt als Katalysator
Brennzyklen in anderen Sternen:
Sternbildung: Gaswolke kontrahiert durch Gravitation → p und T steigen → maximale Temperatur
ist durch Masse des Sterns gegeben.
Verlauf der Sternentwicklung wird durch Ausgangsmasse bestimmt.
(1) kleine Sterne: M < 1 4 M Sonne
→ p − p Kette nur in kleinem Zentralbereich → dT
dr
hoch ⇒ hohe Konvektion
→ alle Protonen gelangen in Brennbereich → p fusionieren ≈ vollständig; nachdem Brennstoff (p) zu
Ende ist: Kein Strahlungsdruck mehr.
→ Stern kollabiert: ≈ gleichgewicht: Fermi-Druck der e − = Gravitationsdruck.
⇒ weißer Zwerg: Leuchtet schwach r W z ≈ r Erde , ρ ≈ 10 9 kg
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