Physik compact, Basiswissen 8, Schulbuch

122 Lösungen 65.2 Da die Zahl der vorhandenen Teilchen exponenti- ell sinkt, nimmt auch die Zahl der Zerfälle pro Se- kunde ab. 65.3 Die Strahlung verteilt sich auf Kugeloberflächen ( A = 4 r r 2 ) um die Strahlungsquelle, damit sinkt ihre Intensität (und die gemessene Impulsrate) in- direkt proportional zu r 2 . 65.4 Nach der Tschernobyl-Katastrophe war Freilandge- müse kontaminiert, dh. die radioaktiven Nuklide hafteten an der Oberfläche. Mit fließendem Was- ser, das aus der Erdtiefe und somit aus unbelaste- ten Regionen stammt, konnten die radioaktiven Teilchen abgeschwemmt werden. 65.6 Mit der Kleidung (vor allem Schuhe) wird konta- minierter Staub in die Wohnungen eingebracht. Zur Abhilfe werden die eingehende Reinigung der Schuhe vor Betreten der Wohnung und eine be- sondere Haushygiene empfohlen. 67.1 Bei Massenzahlen zwischen 50 und 100 treten die stabilsten Kerne auf, da sie die größte Bindungs- energie pro Nukleon aufweisen. 67.2 Siehe Tabelle„Bindungsenergie“ (S. 53). 70.1 6 · 2 H " 2 · 4 He + 2 · 1 p + 2 · 1 n + 43,1 MeV A: 12 = 8 + 2 + 2 Z: 6 = 4 + 2 + 0 2 H + 6 Li " 2 · 4 He + 22,3 MeV A: 2 + 6 = 8 Z: 1 + 3 = 4 75.1 Die Reaktion verletzt den Erhaltungssatz der Bary- onenzahl und der Leptonenzahl. 75.2 Benötigte Energie kommt vom Beschleuniger; Baryonenzahl auf beiden Seiten 1 (p bzw. X – ); La- dungssumme auf beiden Seiten null. 75.3 Nein. Mesonen können auch in Nichtmesonen zer- fallen, zB Zerfall des Pions s. 75. 76.1 Neutron: Ladung: 2/3 – 1/3 – 1/3 = 0 Baryonenzahl: 1/3 + 1/3 + 1/3 = 1 Antineutron: Ladung: –2/3 + 1/3 + 1/3 = 0 Baryonenzahl: –1/3 – 1/3 – 1/3 = –1 Proton: Ladung: 2/3 + 2/3 – 1/3 = 1 Baryonenzahl: 1/3 + 1/3 + 1/3 = 1 Die Seltsamkeit ist immer Null. Lösungen zu Kapitel 23 81.2 Es gibt Sternbilder, die nie untergehen. Sie liegen so nahe beim Himmelsnordpol, dass ihre tägliche Drehung als Ganzes sichtbar ist (Zirkumpolarstern- bilder, vgl. S. 81). Die Sterne, die weiter südlich lie- gen, führen wie die Sonne eine scheinbare tägli- che Bahn über den Himmel aus. Sternbilder nahe dem Himmelssüdpol sind in unseren Breiten nie sichtbar. 81.3 Zirkumpolarsternbilder (vgl. S. 81) sind das ganze Jahr über sichtbar, ihre Lage ändert sich inner- halb eines Jahres. Infolge des Erdumlaufes um die Sonne ändert sich der Nachthimmel. Betrachtet man ein Sternbild immer zur gleichen Nachtzeit, so stellt man fest, dass es scheinbar nach Wes- ten wandert. So erscheint ein Wintersternbild im Herbst am Abend im Osten und verschwindet im Frühjahr wieder imWesten. 81.4 Der Winternachthimmel lässt sich aus meteorolo- gischen Gründen oft besser beobachten als der Sommersternhimmel. Die Ekliptik (erkenntlich an den scheinbaren Mond- und Planetenbahnen) ist im Winter in der Nacht hoch, im Sommer flach. Es gibt charakteristische Wintersternbilder, wie Ori- on, Fuhrmann oder Stier und Sommersternbilder, wie Schwan oder Leier. Die Lage der Milchstraße ist unterschiedlich. 81.7 [Leuchtkraft] =W 82.2 ZB arabisch: Algol (ra‘s al-gûl, „Kopf der Gûl“), Al- debaran (ad-Dabarān , „Nach-Folgende“); Latein: Polaris (Polarstern), Regulus („Kleiner König“) 82.3 Gemäß der International Astronomical Union (IAU) werden 88 Sternbilder bezeichnet. 82.4 Meteore (Sternschnuppen), Planeten, Mond, ... Sie ändern ihre Lage im Vergleich zur Lage der Sterne. 82.5 Steinbock, Wassermann, Fische, Widder, Stier, Zwil- linge, Krebs, Löwe, Jungfrau, Waage, Skorpion, Schütze. 83.1 Aus tan (1/3600) = 1,496 · 10 11 /1 pc ergibt sich 1 pc ≈ 3,1 · 10 16 m ≈ 3,3 Lj ≈ 2,1 · 10 5 AU 1 Lj ≈ 3,1 · 10 –1 pc ≈ 6,3 · 10 4 AU 84.1 Kennt man die Strahlungsleistung I des Sterns auf der Erde und die Entfernung r des Sterns, so be- rechnet sich die Leuchtkraft aus: L = 4 r · r 2 · I 84.2 In der Mitte (Hauptreihe) sind mit der Sonne ver- gleichbare Sterne; rechts oben kühlere große Ster- ne (rote Riesen), links unten heißere kleine (Weiße Zwerge). Eigenschaften der Sonne, vgl. Tab. S. 81 85.1 Aus der gemessenen Strahlungsleisung I und der Entfernung r lässt sich die Leuchtkraft L berech- nen: L = 4 r · r 2 · I ; aus der Leuchtkraft der Sternradius R: L = 4 r · R 2 · v T 4 85.2 Nach dem 3. Kepler‘schen Gesetz gilt in einem Pla- neten- bzw. Doppelsternsystem: T 2 / a 3 = 4 r 2 /( GM ). Kennt man T und a , kann man M bestimmen. 85.3 Die Summe der Massen M 1 + M 2 85.4 Aus Radius r ( V = 4 r r 3 /3) und Masse M 86.1 Gas expandiert unter Alltagsbedingungen und füllt den ihm zur Verfügung stehenden Raum gleichmäßig aus. 86.2 Das Gravitationsgesetz gilt für alle Massen. 86.3 Der Druck eines Gases lässt sich aus der thermi- schen Bewegung und als Folge der Stöße der Gas- teilchen auf die Gefäßwand erklären (vgl. Band 6, Kap. 6.4). 86.5 Bei Abstandsverringerung zum Zentrum erhöht sich die Winkelgeschwindigkeit des Körpers. 88.1 Sonne, Mond, Planeten sind Himmelskörper, die ihr Aussehen deutlich ändern. Nur zu Prüfzwecken – Eigentum des Verlags öbv