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'''Kernphotoeffekt''' (Bezeichnung in der Strahlenphysik) oder '''Photodesintegration''' (Bezeichnung in der Astrophysik) sind durch | '''Kernphotoeffekt''' (Bezeichnung in der [[Strahlenphysik]]) oder '''Photodesintegration''' (Bezeichnung in der [[Astrophysik]]) sind durch Stoß eines [[Photon]]s ausgelöste [[Kernreaktion]]en, bei denen aus dem [[Target (Physik)|Targetkern]] ein oder einige wenige Bestandteile „herausgeschlagen“ werden, z. B. ein oder zwei [[Neutron]]en, ein [[Proton]] oder auch ein [[Alphateilchen]] (d. h. ein [[Helium]]-4-[[Atomkern]]). Die Bezeichnung wurde wegen der begrifflichen Ähnlichkeit mit der [[Photoelektrischer Effekt#Photoionisation|Photoionisation]] in der [[Atomhülle]] gewählt; letztere wird in der Fachsprache der Kernphysik meistens einfach „Photoeffekt“ genannt. | ||
In der für Kernreaktionen üblichen kurzen Schreibweise handelt sich also um <math>~(\gamma,\mathrm{n})</math>-, <math>~(\gamma,\mathrm{2n})</math>-, <math>~(\gamma,\mathrm{p})</math>- oder <math>~(\gamma,\alpha)</math>-Reaktionen. | In der für Kernreaktionen üblichen kurzen Schreibweise handelt sich also um <math>~(\gamma,\mathrm{n})</math>-, <math>~(\gamma,\mathrm{2n})</math>-, <math>~(\gamma,\mathrm{p})</math>- oder <math>~(\gamma,\alpha)</math>-Reaktionen. | ||
Die Energie des Photons muss mindestens der [[Bindungsenergie]] des am schwächsten gebundenen [[Nukleon]]s im Kern entsprechen, damit der Effekt stattfindet. Zum Beispiel ist die notwendige Energie für eine <math>~(\gamma,n)</math>-Reaktion mit [[Deuterium]] <math>(^2\mathrm{H}) </math> 2,225 MeV. | Die Energie des Photons muss mindestens der [[Bindungsenergie]] des am schwächsten gebundenen [[Nukleon]]s im Kern entsprechen, damit der Effekt stattfindet. Zum Beispiel ist die notwendige Energie für eine <math>~(\gamma,n)</math>-Reaktion mit [[Deuterium]] <math>(^2\mathrm{H}) </math> 2,225 [[Elektronenvolt#Dezimale Vielfache|MeV]]. | ||
== Medizinischer Strahlenschutz == | == Medizinischer Strahlenschutz == | ||
Der Kernphotoeffekt tritt im Energiebereich oberhalb 2,18 MeV auf und spielt im Strahlenschutz in der Medizin eine bedeutende Rolle. | Der Kernphotoeffekt tritt im Energiebereich oberhalb 2,18 MeV auf und spielt im [[Strahlenschutz]] in der Medizin eine bedeutende Rolle. | ||
In der klassischen Photonen-[[Strahlentherapie]] arbeitet man mit Energien bis zu 18 MeV. Zwischen [[ | In der klassischen Photonen-[[Strahlentherapie]] arbeitet man mit Energien bis zu 18 MeV. Zwischen [[Target (Physik)#Strahlentherapeutische Targets|Strahlenquelle]] und Patient befindet sich Raumluft, die durch den Kernphotoeffekt [[Radioaktivität|radioaktiv]] wird. Hierbei handelt es sich um kurzlebige [[Radionuklid]]e. Um das [[Medizinisch-technischer Assistent#Medizinisch-technischer Radiologieassistent|medizinische und technische Personal]] vor dieser Strahlung zu schützen, werden Luftabsaugeinrichtungen verwendet, welche von außen zu überwachen sind. Da die [[Halbwertszeit]] der Radionuklide gering ist, betrifft diese [[Strahlenexposition]] Personen nach dem Verlassen des Strahlenschutzbunkers nicht mehr.<ref>Hanno Krieger: ''Grundlagen der Strahlungsphysik und des Strahlenschutzes.'' 4. Aufl., ISBN 3834818151</ref> | ||
== Astrophysik == | == Astrophysik == | ||
Die Photodesintegration bewirkte kurz nach dem [[Urknall]] die Zerstörung von gerade erst entstandenen [[Deuterium]]kernen (siehe [[Nukleosynthese]]). Sie spielt aber auch laufend eine Rolle in [[Stern]]en von mehr als acht [[Sonnenmasse]]n, die die Phase des [[Neonbrennen]]s erreicht haben:<ref>{{Literatur | Autor=W. Rapp J. Görres, M. Wiescher, H. Schatz, | Die Photodesintegration bewirkte kurz nach dem [[Urknall]] die Zerstörung von gerade erst entstandenen [[Deuterium]]kernen (siehe [[Nukleosynthese]]). Sie spielt aber auch laufend eine Rolle in [[Stern]]en von mehr als acht [[Sonnenmasse]]n, die die Phase des [[Neonbrennen]]s erreicht haben:<ref>{{Literatur | Autor=W. Rapp, J. Görres, M. Wiescher, H. Schatz, F. Käppeler | Titel=Sensitivity of p-Process Nucleosynthesis to Nuclear Reaction Rates in a 25 M☉ Supernova Model | Sammelwerk=[[The Astrophysical Journal]] | Band=653 | Jahr=2006 | Seiten=474–489 | DOI=10.1086/508402}}</ref> | ||
:<math>^{20}\mathrm{Ne} + \gamma \rightarrow\, ^{16}\mathrm{O} +\, ^{4}\mathrm{He}</math> | :<math>^{20}\mathrm{Ne} + \gamma \rightarrow\, ^{16}\mathrm{O} +\, ^{4}\mathrm{He}</math> | ||
Beim [[Siliziumbrennen]], der letzten Brennphase eines Sterns, sind folgende Photodesintegrationen möglich: | Beim [[Siliciumbrennen|Siliziumbrennen]], der letzten Brennphase eines Sterns, sind folgende Photodesintegrationen möglich: | ||
:<math>^{28}\mathrm{Si} + \gamma \rightarrow\, ^{27}\mathrm{Al} +\,\mathrm{p} </math> | :<math>^{28}\mathrm{Si} + \gamma \rightarrow\, ^{27}\mathrm{Al} +\,\mathrm{p} </math> | ||
Kernphotoeffekt (Bezeichnung in der Strahlenphysik) oder Photodesintegration (Bezeichnung in der Astrophysik) sind durch Stoß eines Photons ausgelöste Kernreaktionen, bei denen aus dem Targetkern ein oder einige wenige Bestandteile „herausgeschlagen“ werden, z. B. ein oder zwei Neutronen, ein Proton oder auch ein Alphateilchen (d. h. ein Helium-4-Atomkern). Die Bezeichnung wurde wegen der begrifflichen Ähnlichkeit mit der Photoionisation in der Atomhülle gewählt; letztere wird in der Fachsprache der Kernphysik meistens einfach „Photoeffekt“ genannt.
In der für Kernreaktionen üblichen kurzen Schreibweise handelt sich also um $ ~(\gamma ,\mathrm {n} ) $-, $ ~(\gamma ,\mathrm {2n} ) $-, $ ~(\gamma ,\mathrm {p} ) $- oder $ ~(\gamma ,\alpha ) $-Reaktionen.
Die Energie des Photons muss mindestens der Bindungsenergie des am schwächsten gebundenen Nukleons im Kern entsprechen, damit der Effekt stattfindet. Zum Beispiel ist die notwendige Energie für eine $ ~(\gamma ,n) $-Reaktion mit Deuterium $ (^{2}\mathrm {H} ) $ 2,225 MeV.
Der Kernphotoeffekt tritt im Energiebereich oberhalb 2,18 MeV auf und spielt im Strahlenschutz in der Medizin eine bedeutende Rolle. In der klassischen Photonen-Strahlentherapie arbeitet man mit Energien bis zu 18 MeV. Zwischen Strahlenquelle und Patient befindet sich Raumluft, die durch den Kernphotoeffekt radioaktiv wird. Hierbei handelt es sich um kurzlebige Radionuklide. Um das medizinische und technische Personal vor dieser Strahlung zu schützen, werden Luftabsaugeinrichtungen verwendet, welche von außen zu überwachen sind. Da die Halbwertszeit der Radionuklide gering ist, betrifft diese Strahlenexposition Personen nach dem Verlassen des Strahlenschutzbunkers nicht mehr.[1]
Die Photodesintegration bewirkte kurz nach dem Urknall die Zerstörung von gerade erst entstandenen Deuteriumkernen (siehe Nukleosynthese). Sie spielt aber auch laufend eine Rolle in Sternen von mehr als acht Sonnenmassen, die die Phase des Neonbrennens erreicht haben:[2]
Beim Siliziumbrennen, der letzten Brennphase eines Sterns, sind folgende Photodesintegrationen möglich:
