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Eigenleitung im Siliziumkristall
- Bei tiefen Temperaturen sind Halbleiter Isolatoren.
- Bei Energiezufuhr z.B. durch Erwärmung werden Elektronen aus ihren Paarbindungen gelöst - es entstehen Leitungselektronen und Löcher.
- Legt man eine äußere Spannung an, kommt es zur sogn Eigenleitung.
- Bei tiefen Temperaturen sind Halbleiter Isolatoren.
- Bei Energiezufuhr z.B. durch Erwärmung werden Elektronen aus ihren Paarbindungen gelöst - es entstehen Leitungselektronen und Löcher.
- Legt man eine äußere Spannung an, kommt es zur sogn Eigenleitung.
Dotierte Halbleiter
- Man unterscheidet zwischen n-dotierten und p-dotierten Halbleitern (kurz n- bzw. p-Halbleiter).
- Bei n-Halbleitern entstehen frei bewegliche Elektronen auf einem Untergrund positiver, ortsfester Atomrümpfe.
- Bei p-Halbleitern entstehen frei bewegliche "Löcher" auf einem Untergrund negativer, ortsfester Atomrümpfe.
- Man unterscheidet zwischen n-dotierten und p-dotierten Halbleitern (kurz n- bzw. p-Halbleiter).
- Bei n-Halbleitern entstehen frei bewegliche Elektronen auf einem Untergrund positiver, ortsfester Atomrümpfe.
- Bei p-Halbleitern entstehen frei bewegliche "Löcher" auf einem Untergrund negativer, ortsfester Atomrümpfe.
Fadenstrahlrohr
- Im Fadenstrahlrohr werden Elektronen in einer Elektronenkanone beschleunigt und treten senkrecht zu den Feldlinien in das homogene B-Feld eines Helmholtzspulenpaares.
- Die Elektronen bewegen sich im homogenen B-Feld auf einer Kreisbahn mit \(r = \frac{{m_e \cdot v_0}}{{e \cdot B}}\)
- Mit dem Fadenstrahlrohr kann die spezifische Elektronenladung \(\frac{e}{m_e}\) bestimmt werden.
- Im Fadenstrahlrohr werden Elektronen in einer Elektronenkanone beschleunigt und treten senkrecht zu den Feldlinien in das homogene B-Feld eines Helmholtzspulenpaares.
- Die Elektronen bewegen sich im homogenen B-Feld auf einer Kreisbahn mit \(r = \frac{{m_e \cdot v_0}}{{e \cdot B}}\)
- Mit dem Fadenstrahlrohr kann die spezifische Elektronenladung \(\frac{e}{m_e}\) bestimmt werden.
WIENscher Geschwindigkeitsfilter
- Ein WIENscher Geschwindigkeitsfilter besteht aus einem homogenen elektrischen Feld und einem homogenen magnetischem Feld, die senkrecht zueinander stehen. Die Elektronen treten senkrecht zu beiden Feldern ein.
- Nur wenn ein Elektron die passende Geschwindigkeit \(v=\frac{E}{B}\) besitzt, sind die elektrische Kraft und die LORENTZ-Kraft auf das Elektronen gleich groß und es passiert den Geschwindigkeitsfilter.
- Ein WIENscher Geschwindigkeitsfilter besteht aus einem homogenen elektrischen Feld und einem homogenen magnetischem Feld, die senkrecht zueinander stehen. Die Elektronen treten senkrecht zu beiden Feldern ein.
- Nur wenn ein Elektron die passende Geschwindigkeit \(v=\frac{E}{B}\) besitzt, sind die elektrische Kraft und die LORENTZ-Kraft auf das Elektronen gleich groß und es passiert den Geschwindigkeitsfilter.
Absolute Sternhelligkeit
- Der Abstand eines Sternes von der Erde hat Einfluss auf seine beobachtete Helligkeit.
- Die absolute Helligkeit \(M\) gibt an, wie hell ein Stern im Normabstand von \(10\,\rm{pc}\) erscheinen würde.
- Der Entfernungsmodul gibt die Differenz von relativer und absoluter Helligkeit an: \(m - M = 5 \cdot \lg \left( {\frac{r}{{10\,\rm{pc}}}} \right)\)
- Der Abstand eines Sternes von der Erde hat Einfluss auf seine beobachtete Helligkeit.
- Die absolute Helligkeit \(M\) gibt an, wie hell ein Stern im Normabstand von \(10\,\rm{pc}\) erscheinen würde.
- Der Entfernungsmodul gibt die Differenz von relativer und absoluter Helligkeit an: \(m - M = 5 \cdot \lg \left( {\frac{r}{{10\,\rm{pc}}}} \right)\)
Solarkonstante und Strahlungsleistung
- Der Mittelwert für die Solarkonstante \({S_0}\) bzw. \({E_0}\) ist \({S_0} =E_0=1361\,\frac{{\rm{W}}}{{{{\rm{m}}^2}}}\).
- Die Strahlungsleistung der Sonne beträgt etwa \(L=3{,}84\cdot 10^{26}\,\rm{W}\).
- Der Mittelwert für die Solarkonstante \({S_0}\) bzw. \({E_0}\) ist \({S_0} =E_0=1361\,\frac{{\rm{W}}}{{{{\rm{m}}^2}}}\).
- Die Strahlungsleistung der Sonne beträgt etwa \(L=3{,}84\cdot 10^{26}\,\rm{W}\).
Spektralklassen
- Mittels Spektralanalyse erhält man das charakteristische Spektrum eines Sterns.
- Aus Eigenschaften des Spektrums (Strahlungsmaximum, Absorptionslinien) kann man Rückschlüsse auf Eigenschaften des Sterns (z.B. die Oberflächentemperatur) ziehen.
- Zur Klassifizierung werden sog. Spektralklassen genutzt. Die sieben Grundtypen werden mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet.
- Mittels Spektralanalyse erhält man das charakteristische Spektrum eines Sterns.
- Aus Eigenschaften des Spektrums (Strahlungsmaximum, Absorptionslinien) kann man Rückschlüsse auf Eigenschaften des Sterns (z.B. die Oberflächentemperatur) ziehen.
- Zur Klassifizierung werden sog. Spektralklassen genutzt. Die sieben Grundtypen werden mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet.
Ein- und Ausschalten von RL-Kreisen
- Insbesondere bei Ein- und Ausschaltvorgängen wird die Selbstinduktion deutlich
- Strom- und Spannungsverlauf können mathematisch mittels \(e\)-Funktion exakt beschrieben werden
- Insbesondere bei Ein- und Ausschaltvorgängen wird die Selbstinduktion deutlich
- Strom- und Spannungsverlauf können mathematisch mittels \(e\)-Funktion exakt beschrieben werden
Potenzschreibweise
- Sehr große und sehr kleine Zahlen kannst du mithilfe von Zehnerpotenzen übersichtlich darstellen.
- Beispiele: \(13000000=1{,}3\cdot 10^7\) und \(0{,}0000123=1{,}23\cdot 10^{-5}\)
- Sehr große und sehr kleine Zahlen kannst du mithilfe von Zehnerpotenzen übersichtlich darstellen.
- Beispiele: \(13000000=1{,}3\cdot 10^7\) und \(0{,}0000123=1{,}23\cdot 10^{-5}\)
Direkte Proportionalität
- Bei zwei zueinander direkt proportionalen Größen gehört zum Doppelten, Dreifachen, . . . n-fachen der Größe \(x\) das Doppelte, Dreifache, . . .n-fache der Größe \(y\).
- Zwei zueinander direkt proportionale Größen sind quotientengleich. Den Quotienten \(\frac{y}{x}\) nennt man die Proportionalitätskonstante (bzw. den Proportionalitätsfaktor).
- Sind zwei Größen zueinander direkt proportional, so ergibt ihre Darstellung in einem Diagramm eine Halbgerade durch den Ursprung.
- Bei zwei zueinander direkt proportionalen Größen gehört zum Doppelten, Dreifachen, . . . n-fachen der Größe \(x\) das Doppelte, Dreifache, . . .n-fache der Größe \(y\).
- Zwei zueinander direkt proportionale Größen sind quotientengleich. Den Quotienten \(\frac{y}{x}\) nennt man die Proportionalitätskonstante (bzw. den Proportionalitätsfaktor).
- Sind zwei Größen zueinander direkt proportional, so ergibt ihre Darstellung in einem Diagramm eine Halbgerade durch den Ursprung.
Größen, Basisgrößen und abgeleitete Größen
- Physikalische Größen bestehen immer aus einem Formelzeichen, einer Maßzahl und einer Maßeinheit. Beispiel: \(l=5{,}0\,\rm{m}\)
- Es gibt sieben Basisgrößen über die alle anderen Größen definiert werden: Zeit, Länge, Masse, Stromstärke, Temperatur, Stoffmenge und Lichtstärke.
- Die Einheit einer abgeleiteten Größe ergibt sich aus Rechnung mit den Einheiten der zugrundeliegenden Größen, z.B. beim Flächeninhalt: \(\left[ A \right] = \left[ l \right] \cdot \left[ b \right] = 1{\rm{m}} \cdot {\rm{m}} = 1{{\rm{m}}^{\rm{2}}}\)
- Physikalische Größen bestehen immer aus einem Formelzeichen, einer Maßzahl und einer Maßeinheit. Beispiel: \(l=5{,}0\,\rm{m}\)
- Es gibt sieben Basisgrößen über die alle anderen Größen definiert werden: Zeit, Länge, Masse, Stromstärke, Temperatur, Stoffmenge und Lichtstärke.
- Die Einheit einer abgeleiteten Größe ergibt sich aus Rechnung mit den Einheiten der zugrundeliegenden Größen, z.B. beim Flächeninhalt: \(\left[ A \right] = \left[ l \right] \cdot \left[ b \right] = 1{\rm{m}} \cdot {\rm{m}} = 1{{\rm{m}}^{\rm{2}}}\)
Genauigkeitsangaben und gültige Ziffern
- (Gemessene) physikalische Größen sind in der Regel mit Unsicherheit verbunden.
- Die Zahl der gültigen Ziffern ergibt sich durch Zählung aller Stellen ab der ersten von Null verschiedenen Ziffer nach rechts.
- Die Größe mit den wenigsten gültigen Ziffern bestimmt mit ihrer Anzahl an gültigen Ziffern auch die Anzahl der gültigen Ziffern bei der Berechnung eines Produktes oder Quotienten aus mehreren Größen.
- Manchmal muss du Zehnerpotenzen verwenden, um die Anzahl der gültigen Ziffern korrekt anzugeben.
- (Gemessene) physikalische Größen sind in der Regel mit Unsicherheit verbunden.
- Die Zahl der gültigen Ziffern ergibt sich durch Zählung aller Stellen ab der ersten von Null verschiedenen Ziffer nach rechts.
- Die Größe mit den wenigsten gültigen Ziffern bestimmt mit ihrer Anzahl an gültigen Ziffern auch die Anzahl der gültigen Ziffern bei der Berechnung eines Produktes oder Quotienten aus mehreren Größen.
- Manchmal muss du Zehnerpotenzen verwenden, um die Anzahl der gültigen Ziffern korrekt anzugeben.
Modell der Elementarmagnete
- Modellhaft können wir ein Magneten immer weiter in Magnete zerteilen, bis wir kleinste, unteilbare Elementarmagnete haben. Auch diese haben jeweils Nord- und Südpol.
- Mit Hilfe des Modells der Elementarmagnete kannst du viele Phänomene erklären: das Magnetisieren von Eisen, das Entmagnetisieren durch Erhitzen und das Entmagnetisieren durch Erschütterung.
- Modellhaft können wir ein Magneten immer weiter in Magnete zerteilen, bis wir kleinste, unteilbare Elementarmagnete haben. Auch diese haben jeweils Nord- und Südpol.
- Mit Hilfe des Modells der Elementarmagnete kannst du viele Phänomene erklären: das Magnetisieren von Eisen, das Entmagnetisieren durch Erhitzen und das Entmagnetisieren durch Erschütterung.
Jahreszeiten
- Die Neigung der Erdachse sorgt für die Jahreszeiten
- Im Sommer fällt das Sonnenlicht mittags steiler auf die Erdoberfläche, im Winter flacher
- Einstrahlwinkel und Tageslängen beeinflussen die Erwärmung
- Die Neigung der Erdachse sorgt für die Jahreszeiten
- Im Sommer fällt das Sonnenlicht mittags steiler auf die Erdoberfläche, im Winter flacher
- Einstrahlwinkel und Tageslängen beeinflussen die Erwärmung
Erstes KEPLERsches Gesetz
- Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
- Den Bahnpunkt mit dem geringsten Abstand zur Sonne bezeichnet man als Perihel, den Bahnpunkt mit dem größten Abstand zur Sonne als Aphel.
- Die Erdbahn hat nur eine sehr geringe Exzentrizität.
- Die Planeten bewegen sich auf elliptischen Bahnen, in deren einem Brennpunkt die Sonne steht.
- Den Bahnpunkt mit dem geringsten Abstand zur Sonne bezeichnet man als Perihel, den Bahnpunkt mit dem größten Abstand zur Sonne als Aphel.
- Die Erdbahn hat nur eine sehr geringe Exzentrizität.
Drittes KEPLERsches Gesetz
- Die Quadrate (zweite Potenzen) der Umlaufzeiten zweier Planeten um das gleiche Zentralgestirn verhalten sich wie die Kuben (dritte Potenzen) der großen Bahnhalbachsen.
- Für alle Planeten, die um das gleiche Zentralgestirn kreisen, haben die Quotienten aus dem Quadrat der Umlaufzeit und der dritten Potenz der großen Bahnhalbachse den selben Wert \(C\). Dabei muss die Masse des Zentralgestirns deutlich größer sein, als die Masse der umlaufenden Körper.
- Die Quadrate (zweite Potenzen) der Umlaufzeiten zweier Planeten um das gleiche Zentralgestirn verhalten sich wie die Kuben (dritte Potenzen) der großen Bahnhalbachsen.
- Für alle Planeten, die um das gleiche Zentralgestirn kreisen, haben die Quotienten aus dem Quadrat der Umlaufzeit und der dritten Potenz der großen Bahnhalbachse den selben Wert \(C\). Dabei muss die Masse des Zentralgestirns deutlich größer sein, als die Masse der umlaufenden Körper.
Entfernungsbestimmung in Planetensystemen
- Aus den Umlaufzeiten zweier Planeten und der großen Halbachse eines Planeten, kann die Halbachse des anderer Planeten berechnet werden.
- Dabei gilt \(a_{2}=a_{1} \cdot \sqrt[3]{\frac{{T_2}^2}{{T_1}^2}}\)
- Aus den Umlaufzeiten zweier Planeten und der großen Halbachse eines Planeten, kann die Halbachse des anderer Planeten berechnet werden.
- Dabei gilt \(a_{2}=a_{1} \cdot \sqrt[3]{\frac{{T_2}^2}{{T_1}^2}}\)
Siderische und synodische Umlaufzeit
- In der Konjunktion befindet sich ein Planet, wenn er sich von der Erde aus gesehen an der gleichen Stelle des Himmels befindet wie die Sonne.
- Die siderische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet für einen vollen Umlauf vor dem Sternenhintergrund benötigt.
- Die synodische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet von (oberen) Konjunktionsstellung zur nächsten benötigt.
- In der Konjunktion befindet sich ein Planet, wenn er sich von der Erde aus gesehen an der gleichen Stelle des Himmels befindet wie die Sonne.
- Die siderische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet für einen vollen Umlauf vor dem Sternenhintergrund benötigt.
- Die synodische Umlaufzeit eines Planeten ist die Zeitspanne, die der Planet von (oberen) Konjunktionsstellung zur nächsten benötigt.
Energie der Sonne
- Aufgrund der von ihre ausgehenden Strahlung verliert die Sonne pro Sekunde eine Masse von \(M=4{,}28\cdot 10^{9}\,\rm{kg}\).
- Im Inneren der Sonne findet Kernfusion statt, nur so lässt sich ihre Lebensdauer erklären.
- Aufgrund der von ihre ausgehenden Strahlung verliert die Sonne pro Sekunde eine Masse von \(M=4{,}28\cdot 10^{9}\,\rm{kg}\).
- Im Inneren der Sonne findet Kernfusion statt, nur so lässt sich ihre Lebensdauer erklären.
Zweites KEPLERsches Gesetz
- Ein von der Sonne zum Planeten gezogener Fahrstrahl überstreicht in gleichen Zeiten gleich große Flächen.
- Die Geschwindigkeit eines Planeten ändert sich auf seiner Bahn um die Sonne: im Perihel ist er am schnellsten, im Aphel am langsamsten.
- Ein von der Sonne zum Planeten gezogener Fahrstrahl überstreicht in gleichen Zeiten gleich große Flächen.
- Die Geschwindigkeit eines Planeten ändert sich auf seiner Bahn um die Sonne: im Perihel ist er am schnellsten, im Aphel am langsamsten.
Himmelskörper
Sonne, Mond und Sterne - die Astronomie beschäftigt sich mit dem Weltraum, Himmelskörpern und deren Eigenschaften. Neben scheinbar unendlichen Weiten und allerlei spektakulären Phänomen wie schwarzen Löchern hält das All für PhysikerInnen einige Überraschungen bereit.
Hier erhältst du einen Überblick, über die wichtigsten Objekte im Weltall und ihre Besonderheiten.
Sonne, Mond und Sterne - die Astronomie beschäftigt sich mit dem Weltraum, Himmelskörpern und deren Eigenschaften. Neben scheinbar unendlichen Weiten und allerlei spektakulären Phänomen wie schwarzen Löchern hält das All für PhysikerInnen einige Überraschungen bereit.
Hier erhältst du einen Überblick, über die wichtigsten Objekte im Weltall und ihre Besonderheiten.
Jährliche Sternbewegung
- Nahe Fixsterne scheinen im Laufe eines Jahres bei der Beobachtung von der Erde aus vor dem weit entfernten Sternenhintergrund etwas zu wandern.
- Ursache dafür ist, dass sich die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne bewegt.
- Mithilfe der beobachteten jährlichen Parallaxe \(p\) kann die Entfernung relativ naher Sterne (mit einfachen Teleskopen vom Erdboden bis ca. \(100 \rm{pc} = 326\,\rm{Lj}\)) berechnet werden. Mit speziellen Raumsonden (z.B. Gaia) erhöht sich die Reichweite erheblich.
- Nahe Fixsterne scheinen im Laufe eines Jahres bei der Beobachtung von der Erde aus vor dem weit entfernten Sternenhintergrund etwas zu wandern.
- Ursache dafür ist, dass sich die Erde im Laufe eines Jahres einmal um die Sonne bewegt.
- Mithilfe der beobachteten jährlichen Parallaxe \(p\) kann die Entfernung relativ naher Sterne (mit einfachen Teleskopen vom Erdboden bis ca. \(100 \rm{pc} = 326\,\rm{Lj}\)) berechnet werden. Mit speziellen Raumsonden (z.B. Gaia) erhöht sich die Reichweite erheblich.
Entwicklung der Sonne
- Aktuell befindet sich die Sonne im Hauptreihenstadium und ist ein Gelber Zwerg.
- Durch die Ständige Kernfusion im Inneren wandert die Sonne entlang der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
- In etwa 6 Milliarden Jahren wird die Sonne dann zu einem Roten Riesen bis sie schließlich als Weißer Zwerg endet.
- Aktuell befindet sich die Sonne im Hauptreihenstadium und ist ein Gelber Zwerg.
- Durch die Ständige Kernfusion im Inneren wandert die Sonne entlang der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
- In etwa 6 Milliarden Jahren wird die Sonne dann zu einem Roten Riesen bis sie schließlich als Weißer Zwerg endet.
Ausdehnung des Kosmos
- Das Universum als Ganzes dehnt sich gegenwärtig aus.
- Dabei besteht ein Zusammenhang zwischen der Entfernung der Galaxien voneinander und ihrer "Fluchtgeschwindigkeit" voneinander.
- Bei der Ausdehnung gibt es keinen ausgezeichneten Punkt, keinen Mittelpunkt.
- Das Universum als Ganzes dehnt sich gegenwärtig aus.
- Dabei besteht ein Zusammenhang zwischen der Entfernung der Galaxien voneinander und ihrer "Fluchtgeschwindigkeit" voneinander.
- Bei der Ausdehnung gibt es keinen ausgezeichneten Punkt, keinen Mittelpunkt.
Aktivität eines Präparats
- Die Aktivität \(A\) einer radioaktiven Quelle gibt die Anzahl der Zerfälle \(\Delta N\) in der Quelle pro Zeitintervall \(\Delta t\) an.
- Die Einheit der Aktivität ist Becquerel: \(\left[A\right]=1\,\rm{Bq}\)
- Zur besseren Vergleichbarkeit wird häufig die spezifische Aktivität einer Probe angegeben, die das Verhältnis von Aktivität zur Masse der Probe beschreibt.
- Die Aktivität \(A\) einer radioaktiven Quelle gibt die Anzahl der Zerfälle \(\Delta N\) in der Quelle pro Zeitintervall \(\Delta t\) an.
- Die Einheit der Aktivität ist Becquerel: \(\left[A\right]=1\,\rm{Bq}\)
- Zur besseren Vergleichbarkeit wird häufig die spezifische Aktivität einer Probe angegeben, die das Verhältnis von Aktivität zur Masse der Probe beschreibt.
Überblick über die Strahlungsarten
- Die drei Strahlungsarten unterscheiden sich in vielfältigen Eigenschaften
- Aber jede der Strahlungsarten kann für den Menschen gefährlich sein
- Die drei Strahlungsarten unterscheiden sich in vielfältigen Eigenschaften
- Aber jede der Strahlungsarten kann für den Menschen gefährlich sein
Halbwertszeit
- Die Halbwertszeit \(T_{1/2}\) gibt an, nach welcher Zeitspanne sich die Anzahl der radioaktiven Ausgangskerne halbiert hat.
- Nach einer Halbwertszeit hat sich auch entsprechend die Aktivität \(A\) einer Probe halbiert.
- Die Halbwertszeiten variieren sehr stark zwischen verschiedenen Isotopen.
- Es gilt: \(N(t) = {\left( {\frac{1}{2}} \right)^{\frac{t}{{{T_{1/2}}}}}} \cdot N(0)\)
- Die Halbwertszeit \(T_{1/2}\) gibt an, nach welcher Zeitspanne sich die Anzahl der radioaktiven Ausgangskerne halbiert hat.
- Nach einer Halbwertszeit hat sich auch entsprechend die Aktivität \(A\) einer Probe halbiert.
- Die Halbwertszeiten variieren sehr stark zwischen verschiedenen Isotopen.
- Es gilt: \(N(t) = {\left( {\frac{1}{2}} \right)^{\frac{t}{{{T_{1/2}}}}}} \cdot N(0)\)
Strahlenschutz
Die 5 "A"s des Strahlenschutzes:
- Abstand erhöhen!
- Aufenthaltsdauer verkürzen!
- Aktivität vermindern!
- Abschirmung verstärken!
- Aufnahme in den Körper vermeiden!
Die 5 "A"s des Strahlenschutzes:
- Abstand erhöhen!
- Aufenthaltsdauer verkürzen!
- Aktivität vermindern!
- Abschirmung verstärken!
- Aufnahme in den Körper vermeiden!
Energiebilanz beim Alpha-Zerfall
- Beim Alpha-Zerfall emittiert der Mutterkern \(\rm{X}\) ein \(\alpha\)-Teilchen (\(\rm{He}\)-Kern). Die Ordnungszahl des Tochterkerns \(\rm{Y}\) ist um \(2\), die Massenzahl um \(4\) kleiner als die des Mutterkerns.
- Die Reaktionsgleichung lautet \(_{Z}^{A}{\rm{X}}\to\;_{Z-2}^{A-4}{\rm{Y}} +\;_{2}^{4}{\rm{He }}\)
- Der \(Q\)-Wert berechnet sich mit Atommassen durch \(Q = \left[ m_{\rm{A}}\left( \rm{X} \right)-m_{\rm{A}}\left( \rm{Y} \right)-m_{\rm{A}}\left(_{2}^{4}{\rm{He }} \right) \right] \cdot c^2\)
- Beim Alpha-Zerfall emittiert der Mutterkern \(\rm{X}\) ein \(\alpha\)-Teilchen (\(\rm{He}\)-Kern). Die Ordnungszahl des Tochterkerns \(\rm{Y}\) ist um \(2\), die Massenzahl um \(4\) kleiner als die des Mutterkerns.
- Die Reaktionsgleichung lautet \(_{Z}^{A}{\rm{X}}\to\;_{Z-2}^{A-4}{\rm{Y}} +\;_{2}^{4}{\rm{He }}\)
- Der \(Q\)-Wert berechnet sich mit Atommassen durch \(Q = \left[ m_{\rm{A}}\left( \rm{X} \right)-m_{\rm{A}}\left( \rm{Y} \right)-m_{\rm{A}}\left(_{2}^{4}{\rm{He }} \right) \right] \cdot c^2\)