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Fachreferat Technologie

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by

Kevin Lemmer

on 1 May 2011

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Transcript of Fachreferat Technologie

I. Entstehung II. Entwicklung III. Endstadien Sterne der Was ist überhaupt ein Stern?! Entstehung eines Proto-sterns Definition: Gaskugel, die in ihrem inneren ausreichenden Druck & Temperatur für Kernfusion besitzt Jeans-Kriterium Hitzeentwicklung Durch zunehmende Kontraktion erhöht sich die Temperatur des Gasgemisches Kontraktion abhängig von Temperatur und Dichte Zyklen innerhalb eines Sterns Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus proton-proton-Zyklus Durchschnittliche Dauer: 14 Milliarden Jahre / Zyklus
Bedingung: Temperatur > 3-5 Millionen Grad Kelvin
Leistung: 26,204 MeV oder auch: Das Wasserstoffbrennen Mehrstufige Reaktion von vier Wasserstoff-Atomen (Protonen) zu einem Helium-Atom
(Katalysator: Kohlenstoff)


Durchschnittliche Dauer: 340 Millionen Jahre
Bedingung: Temperatur > 14 Millionen Grad Kelvin
Leistung: 25,03 MeV Ab einer Temperatur von ca. 30 Millionen Grad Kelvin überwiegt der CNo-Zyklus Das HRD 2 Helium-Isotope Helium-Atom + 2 frei werdende Protonen proton + proton Deuterium I.
II.
III. Deuterium + proton Helium-isotop Die Lebenserwartung eines Sterns Farbe: Weiß/blau Farbe: Gelb/rot Sonne: Knapp 13 Milliarden Jahre
2-Fache Sonnenmasse: 2,2 Milliarden Jahre
20-Fache sonnenmasse: 0,007 Milliarden Jahre Hertzsprung Russel Diagramm ...ist abhängig von seiner Masse! Umwandlungsprozesse innerhalb des Sterns Expansion Lebensdauer (Stern) = 1 / Masse (Stern) / Masse (Sonne^2.5) * Lebensdauer (Sonne). Protostern ...durch Kontraktion interstellarer Materie Wasserstoffbrennen Helium Heliumbrennen Kohlenstoff Kohlenstoffbrennen Neon Neonbrennen Sauerstoff sauerstoffbrennen Silizium siliziumbrennen Eisen (Super)Nova Kernfusion kommt zum erliegen
Strahlungsdruck bleibt aus
Stern kollabiert aufgrund der eigenen Masse
Kawumm

Geschwindigkeit: 240.000.000 km/h
Übergang von Wasserstoff- zu Heliumbrennen
Kern kontrahiert, dichte und temperatur steigen
Hülle dehnt sich aus damit Hitze entweichen kann die Entstehung eines roten Riesen Die Expansion unserer Sonne ... und die beiden Theorien Endstadium Weisser Zwerg Neutronenstern Schwarzes Loch Leuchtkraft: 0,1% - 1% eines 'gewöhnlichen Sterns'
Kompakter Kern aus Helium & schwereren Atomen
Masse: ca. 0,5 Sonnenmassen
Nach vollkommener Abkühlung > Brauner zwerg 1 cm³ Neutronenstern wiegt 1 Mrd Tonnen
Durchmesster 20km, Masse unserer Sonne
Dreht sich ca. 1000 Mal pro Sekunde
Besitzt starke Magnetfelder
schiesst partikel und strahlen als Jets aus den Polen bis 1,4 Sonnenmassen ab 1,4 Sonnenmassen mehr als 3 Sonnenmassen Stern bricht unter eigengravitation zusammen
Masse konzentriert sich auf unendlich kleinen Punkt
Saugt Licht/Materie auf
Es dringen keinerlei Informationen nach draussen
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