Gleichgewichts- Phasen im Leben eines Sterns

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Nukleare Energie und E=mc 2 • Wasserstoff-Kern: 1 Proton: • Helium- Kern: 2 Protonen: 2 Neutronen: • Effektive Masse des Helium Kerns: + 1. 0000 2. 0000 2. 0028 4. 0028 3.9711 Protonenmasse m m m HELIUM ATOM HAT WENIGER MASSE (0.8%) ALS DIE SUMME DER EINZELTEILE ! m m p p p p p
Die pp Ketten D Fusion ist extrem langsam. Weitere Neutrinos erzeugt in ppII und ppIII.
Seite 1 und 2: Max Camenzind TUDA @ SS2009 Gleichg
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Seite 53 und 54: Effektiv-Temperatur
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Seite 57 und 58: 15,7 Mio K Heutige Sonne He Ionisat
Seite 59 und 60: Heutige Sonne: Chem. Häufigkeiten
Seite 61 und 62: Hauptreihe 15 Sonnen- massen
Seite 63 und 64: Hayashi Linie - voll konvektive Ste
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Seite 67 und 68: Zusammenfassung Stern-Struktur Konv
Seite 69 und 70: V838 Monoceros Roter Riese kühle
Seite 71 und 72: Entwicklung massearmer Sterne
Seite 73 und 74: ZAMS Low-mass Stars: •Radiative c
Seite 75 und 76: H-Schale wird kleiner Stern verlä
Seite 77 und 78: H-burning Schale wird kleiner …
Seite 79 und 80: “Horizontal-Ast” 4 He→ 12 C (
Seite 81 und 82: Kosmologische Bedeutung der Kugelst
Seite 83 und 84: 4 He→ 12 C (and 16 O) He-Brennen
Seite 85 und 86: Entwicklung eines 5 Sonnenmassen St
Seite 88 und 89:
Entwicklung für Sonnenartige Stern
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Nächster Stern (8,6 Ljahre): Siriu
Seite 92 und 93:
Observed Mean Mass Numerical Soluti
Seite 94 und 95:
WZ mit Atmosphären ? Weiße Zwerge
Seite 96 und 97:
Spirograph Nebel + Weißer Zwerg Ty
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Fossile Sterne Kovetz et al. 2008 M
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Entwicklung massereicher Sterne
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• Es kann ebenfalls O reagieren,
Seite 104:
• Letzte Energie erzeugende Brenn
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Lebenserwartung der Sterne
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Zusammenfassung Sternentwicklung Fo
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