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Introduction to Nuclear, Particle and Astrophysics - Cheatsheet
Kernkräfte und Nukleonen Definition: Kernkräfte wirken zwischen Nukleonen (Protonen und Neutronen) und sind wesentlich für die Stabilität des Atomkerns. Details: Kernkräfte sind kurzreichweitig und überwinden die abstoßende Coulomb-Kraft zwischen Protonen. Starke Wechselwirkung vermittelt durch Gluonen in Quarks und durch Mesonen in Nukleonen. Teilchenpotential modelliert durch Yukawa-Potential: \...

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Kernkräfte und Nukleonen

Definition:

Kernkräfte wirken zwischen Nukleonen (Protonen und Neutronen) und sind wesentlich für die Stabilität des Atomkerns.

Details:

  • Kernkräfte sind kurzreichweitig und überwinden die abstoßende Coulomb-Kraft zwischen Protonen.
  • Starke Wechselwirkung vermittelt durch Gluonen in Quarks und durch Mesonen in Nukleonen.
  • Teilchenpotential modelliert durch Yukawa-Potential: \[ V(r) = -g^2 \frac{e^{-\mu r}}{r} \]
  • Kerneigenschaften beeinflusst durch Spin und Isospin der Nukleonen.
  • Bindungsenergie pro Nukleon erklärt Stabilität und Zerfälle.

Standardmodell der Teilchenphysik

Definition:

Das Standardmodell beschreibt die fundamentalen Teilchen und Kräften im Universum außer der Gravitation.

Details:

  • Teilchen: Quarks, Leptonen, Eichbosonen
  • Wechselwirkungen: Elektromagnetische, Schwache, Starke
  • Grundgleichung: \[ \text{L}_{\text{SM}} = \text{L}_{\text{Kinetic}} + \text{L}_{\text{Gauge}} + \text{L}_{\text{Higgs}} + \text{L}_{\text{Yukawa}} \]
  • Fermionen: 3 Generationen
  • Higgs-Mechanismus: Verleiht Teilchen Masse
  • Offene Fragen: Dunkle Materie, Neutrino-Massen

Kosmologie und das frühe Universum

Definition:

Studium des Universums vom Urknall bis zu den ersten Sternen und Galaxien.

Details:

  • Urknalltheorie: Universum expandiert seit ~13.8 Milliarden Jahren
  • Kosmologische Prinzip: Das Universum ist isotrop und homogen
  • Friedmann-Gleichungen: Beschreiben die Ausdehnung des Universums \[ \left( \frac{\dot{a}}{a} \right) ^2 = \frac{8\pi G}{3} \rho - \frac{k}{a^2} + \frac{\Lambda}{3} \]
  • Inflationstheorie: Schnelle Expansion kurz nach dem Urknall
  • Primordiale Nukleosynthese: Bildung der ersten Atomkerne (H, He, Li) Minuten nach dem Urknall
  • Rekombination: Elektronen und Protonen bilden neutrale Atome, CMB entsteht
  • Kosmische Hintergrundstrahlung (CMB): Strahlung aus der Zeit der Rekombination, isotropes Mikrowellenrauschen
  • Dunkle Materie/Energie: Nicht sichtbare Bestandteile, beeinflussen die Expansion und Struktur des Universums

Detektionsmethoden für Teilchen

Definition:

Techniken zur Identifizierung und Messung von Teilchen, basierend auf deren Wechselwirkungen mit Materie.

Details:

  • Szintillationszähler: Lichtblitze durch Ionisation (\textit{Photonen})
  • Halbleiterdetektoren: Elektronen-Loch-Paare (\textit{Elektronen})
  • Gasdetektoren: Ionisation in Gasen (\textit{Ionen, Elektronen})
  • Čerenkov-Detektoren: Lichtemission aufgrund von Überlichtgeschwindigkeit in einem Medium (\textit{Photonen})
  • Kalorimeter: Absorption der gesamten Energie eines Teilchens (\textit{Energie})
  • Verfolgungsdetektoren: Teilchenspuren in Magnetfeldern (\textit{Impuls})

Higgs-Boson und massgebende Teilchen

Definition:

Das Higgs-Boson ist ein Teilchen, das im Standardmodell der Teilchenphysik die Rolle des Vermittlers des Higgs-Feldes übernimmt, welches anderen Teilchen Masse verleiht.

Details:

  • Entdeckung: 2012 am CERN (Large Hadron Collider)
  • Higgs-Mechanismus: Symmetriebrechung des elektroschwachen Feldes
  • Higgs-Feld: Skalares Feld, das Vakuumsenergie bereitstellt
  • Massengewinn: Teilchen erlangen Masse durch Wechselwirkung mit dem Higgs-Feld
  • Formel zur Masse m: \(m = g \cdot v / \sqrt{2}\), wobei \(g\) die Kopplungskonstante und \(v\) der Vakuumerwartungswert des Higgs-Feldes ist.

Schwarze Löcher und Neutronensterne

Definition:

Verdichtete Überreste massereicher Sterne. Neutronensterne entstehen nach Supernova, Schwarze Löcher bei Kollaps extrem massereicher Sterne.

Details:

  • Neutronensterne: Radius ca. 10 km, Dichte \(\rho \approx 10^{14} \text{g/cm}^3\)
  • Pulsare: rotierende Neutronensterne mit starkem Magnetfeld, senden Radiowellen aus
  • Schwarze Löcher: Entkommen unmöglich innerhalb des Ereignishorizonts, Fluchtgeschwindigkeit \(v_{esc} > c\)
  • Ereignishorizont: Grenze Schwarzschild-Radius \(r_s = \frac{2GM}{c^2}\)
  • Bildung: durch Gravitationseffekte, Akkretionsscheiben, und Jets

Statistische Physik

Definition:

Untersucht Systeme mit vielen Teilchen, deren mikroskopische Zustände unbekannt sind. Nutzt statistische Methoden zur Vorhersage makroskopischer Eigenschaften.

Details:

  • Zustandssumme: \(Z = \sum_i e^{-\beta E_i} \)
  • Freie Energie: \(F = -k_B T \, \text{ln} \, Z \)
  • Entropie: \(S = -k_B \sum_i P_i \, \text{ln} \, P_i \)
  • Boltzmann-Verteilung: \(P_i = \frac{e^{-\beta E_i}}{Z} \)
  • Anwendung auf ideale Gase, Ferromagnetismus, Phasenübergänge

Nukleare Energieproduktion

Definition:

Kernenergie durch Kernspaltung in Reaktoren erzeugt. Energie aus Bindungsenergie. Wärme → Dampf → Generator.

Details:

  • Kernspaltung von Uran-235 oder Plutonium-239
  • Neutronen initiieren Spaltung, mehr Neutronen freigesetzt → Kettenreaktion
  • Reaktor: Kontrollstäbe regulieren Kettenreaktion
  • Q-Wert: Freigesetzte Energie pro Spaltung \(\text{E} = \text{mc}^2\)
  • Effizienz \(20-40\%\text{, Abwärme}\)
  • Abfallmanagement notwendig (hochradioaktiver Abfall)
  • Fusion als potenzielle zukünftige Energiequelle
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