Gleichgewichts- Phasen im Leben eines Sterns

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Die Hayashi Linie • Linie <strong>im</strong> Hertzsprung-Russel-Diagramm, die die Grenze zwischen voll konvektiven Sternen und instabilen Zuständen kennzeichnet. Bei voll konvektiven Sternen geschieht der interne Wärmetransport rein durch Konvektion ohne begleitende Wärmestrahlung. Sterne, die bei gleicher Leuchtkraft eine niedere effektive Temperatur besitzen, sind nicht stabil. Sie kollabieren <strong>im</strong> freien Fall, bis sie wieder einen stabilen Zustand erreicht haben. • Die Grenze entspricht ~ 4000 K bei 1 Sonnenmasse. • Kühle protostellare Wolken kollabieren, bis sie die Hayashi Linie erreichen.
Hayashi Linie - voll konvektive Sterne Sterne mit M < 0,5 M S sind voll konvektiv, auch auf Hauptreihe Keine stabile Gleichgewichte
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Max Camenzind TUDA @ SS2009 Gleichg
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Inhalt: Stellare Gleichgewichts-Pha
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Virial-Satz
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Wie entwickeln sich Sterne weiter?
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Zustandsvariablen eines Sterns Grö
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Seite 43 und 44: Die Nukleare Zeitskala
Seite 45 und 46: Nukleare Energieerzeugung pro Gramm
Seite 47 und 48: Theoretische ZAMS im HRD
Seite 49 und 50: Skalierung auf Hauptreihe Leuchtkra
Seite 51 und 52: Masse-Leuchtkraft Beziehung Konvekt
Seite 53 und 54: Effektiv-Temperatur
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Seite 61: Hauptreihe 15 Sonnen- massen
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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
Seite 90 und 91: Nächster Stern (8,6 Ljahre): Siriu
Seite 92 und 93: Observed Mean Mass Numerical Soluti
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Seite 100 und 101: Entwicklung massereicher Sterne
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