Zusammenfassung
Wieviel Wärme erzeugt die Sonne? Was sind die «gewaltigen Energien», die wir aus dem Atom befreien müssen, wenn wir Chamberlin recht geben wollen? In gewisser Hinsicht ist die Energieerzeugung der Sonne im Vergleich zur Energieerzeugung bei chemischen Reaktionen hier auf der Erde gar nicht so erstaunlich. George Gamow zog Anfang der sechziger Jahre in seinem Buch A Star Called the Sun einen verblüffenden Vergleich. Wie lange dauert es, fragte er, bis das Wasser einer Kaffeemaschine kocht, welche mit derselben Geschwindigkeit Wärme erzeugt, mit der diese (im Mittel) in der Sonne erzeugt wird?
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Referenzen
Eine solche Vakuumröhre ist der unmittelbare Vorläufer der Bildröhre eines Fernsehapparats; das Bild auf dem Fernsehschirm wird von Elektronen gezeichnet, die von einer Kathode an einem Röhrenende ausgeschickt werden und auf den mit Phosphor beschichteten Schirm am anderen Ende auftreffen.
Aus der Geschichte der Teilchenphysik, die Abraham Pais in seinem Buch Inward Bound (New York: Oxford University Press, 1986) ausführlich darstellt.
Band 123, S. 855, 1896.
Ihre Arbeit hatte auch tragische Folgen. Die Gefahren der Radioaktivität waren damals noch unbekannt, und die Bedingungen, unter denen Marie und Pierre Curie arbeiteten, wären in keinem modernen Labor erlaubt. Marie Curies Notizbücher aus den neunziger Jahren des vo-rigen Jahrhunderts sind durch die Verseuchung der Stoffe, mit denen sie arbeitete, so radioaktiv, daß der Umgang mit ihnen noch heute gefährlich ist. Beide, Marie und Pierre, litten an einer Krankheit, die wir heute als Strahlenkrankheit kennen. Sie trug zum Tod Marie Curies 1934 bei und vermutlich indirekt auch zu dem Pierres; er starb 1906, als er, kaum von einer Krankheit genesen, beim Überqueren einer Straße fiel und unter die Räder eines Pferdewagens kam.
Ein Wasserstoffatom besteht, wie wir aus späterer Forschung wissen, aus einem Elektron und einem Proton; ein Heliumatom besteht aus zwei Elektronen, zwei Protonen und zwei Neutronen. Protonen und Neutronen haben etwa dieselbe Masse; im Vergleich mit einem Proton oder Neutron hat ein Elektron fast keine Masse. Ein Elektron hat eine einzige negative Ladung, ein Proton trägt eine einzige positive Ladung, und ein Neutron ist ungeladen. Ein Heliumatom mit zwei Neutronen und zwei Protonen ist deshalb etwa viermal so schwer wie ein Wasserstoffatom; wenn ihm seine beiden Elektronen entzogen werden, ist der verbleibende Atomkern doppelt positiv geladen.
A. S. Eve, Rutherford (London, Cambridge University Press, 1939), S. 183, zitiert bei Pais, 1986, S. 63.
Aus diesem Grund werden Elster und Geitel manchmal für die Entdecker der Atomenergie gehalten, obwohl die Existenz von Atomen 1898 noch nicht gesichert war. Der Ausdruck «Atomenergie» wurde zuerst 1903 von Rutherford und Soddy benutzt, um auf die in einem Atom gespeicherte Energie hinzuweisen. Der Ausdruck wurde erst 1940 geläufig, übrigens nachdem man wußte, daß die Energie eigentlich von den Atomkernen kommt, von denen man 1903 noch keine Ahnung hatte. Es scheint, daß dieser Mißbrauch des Ausdrucks die absichtliche Entscheidung von Beratern war, die mit der politischen Seite des «Atombomben»projekts zu tun hatten und meinten, die Öffentlichkeit wäre mit dem Ausdruck «Kern» oder «nuklear» nicht vertraut (siehe Pais, 1986, S. 116).
Zitiert bei Pais, 1986, S. 113.
Radioactivity; zitiert von Burchfield, 1975, S.164.
Rutherford Radioactive Substances; zitiert bei Burchfield, 1975 S. 168.
Annalen der Physik, Band 18, S.639.
Beide Vorgänge, Kemverschmelzung und Kernspaltung, können Energie freisetzen, weil die Atomkerne im mittleren Massenbereich mit der niedrigsten spezifischen Energie [Energie pro Kernteilchen] am stabilsten sind. Das hat mit Einzelheiten der Quantenphysik zu tun, auf die wir hier nicht eingehen. Der stabilste aller Kerne ist Eisen-56; vom Energiehaushalt her gesehen, «möchten» alle anderen Kerne diesen Zustand erreichen, entweder, im Fall der schwereren Kerne wie Uran, durch Spaltung, oder, im Fall der leichteren Kerne wie Kohlenstoff, Sauerstoff oder Wasserstoff, durch Verschmelzung. Ein beliebter Vergleich stellt sich Eisen am Boden eines Energietals vor, wobei die leichteren Kerne auf der einen Talseite sind und die schwereren auf der anderen. Unter den richtigen Bedingungen — und im Inneren eines Sternes herrschen die richtigen Bedingungen — springen die Kerne die Abhänge zu dem durch das Eisen gegebenen tiefsten Punkt hinunter.
Berlin: Springer, 1928, S. 368
Das Verfahren ist so nützlich und so wichtig, daß Aston 1922 für seine Arbeit den Nobelpreis erhielt.
Wir kennen heute zum Beispiel zwei Heliumisotope: Das seltene Helium-3, dessen Kern aus zwei Protonen und einem Neutron besteht, und das viel häufigere Helium-4, dessen Kern aus zwei Protonen und zwei Neutronen besteht (ein Helium-4-Kern ist ein Alphateilchen).
Das Proton erhielt seinen Namen erst 1920 in einer Arbeit, die Rutherford in Nature (Band 106, S. 220) veröffentlichte. Es ist praktisch unmöglich, die Geschichte der Entwicklung der Astrophysik in den zwanziger Jahren zu erzählen, ohne sich auf Begriffe zu beziehen, die erst später Allgemeingut wurden.
Aus Observatory, Band 43, S. 353; zitiert bei Subrahmanyan Chandrasekhar, Eddington (New York: Cambridge University Press, 1983), S. 17. Wie Eddington selbst anerkannte, hatte auch der Franzose Jean-Baptiste Perrin 1920 auf die Folgerungen aus Astons Entdeckung hingewiesen (Revue du Mois, Band 21, S. 113; zitiert von Eddington in seinem Buch Der innere Aufbau der Sterne, 1959, S. 296). Er verstand jedoch die Sternstruktur und die Folgerungen aus dieser Freisetzung subatomarer Energie niemals so vollständig wie Eddington.
Ich verwende hier die moderne Fassung von Eddingtons Rechnung und Zahlen entsprechend der wirklichen Zusammensetzung der Sonne.
Das sind natürlich Kelvin (K), vom absoluten Nullpunkt der Temperatur, -273° C, aus gemessen.
Eddington, 1928, S. 218.
Eddington, 1928, S. 373.
Eddington 1928, S. 374.
Eddington, 1928, S. 375.
Eddington 1928, S. xi. Eine Darstellung der Quantenrevolution der zwanziger Jahre findet sich in John Gribbins Buch Auf der Suche nach Schrödingen Katze.
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Gribbin, J. (1992). Quelle gewaltiger Energien. In: Unsere Sonne — ein rätselhafter Stern?. Birkhäuser, Basel. https://doi.org/10.1007/978-3-0348-6187-8_3
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