Zusammenfassung
Es ist durchaus bemerkenswert, dass man bereits im ersten Drittel des 20. Jahrhunderts eine in sich plausible und in Bezug auf die wahren Verhältnissen schon recht gute Theorie des Sternaufbaus entwickeln konnte, – und zwar ohne etwas Konkretes über die Energiefreisetzungsmechanismen in Sternen zu wissen (s. Kap. 1 und (Eddington 1988)). Erst seit 1925 erkannte man, dass die Sonne zum größten Teil aus Wasserstoff besteht und alle anderen Elemente (mit Ausnahme von Helium) nur geringe Beimengungen der Sternmaterie darstellen (Payne 1925a). Zu diesem Zeitpunkt war die Spezielle Relativitätstheorie Albert Einsteins bereits Allgemeingut unter den Physikern geworden und jeder konnte ausrechnen, wie viel Energie beispielsweise in einem Kilogramm „Masse“ enthalten ist. So war es eigentlich folgerichtig, dass man in physikalischen Prozessen, die auch dem Zerfall radioaktiver Elemente zugrunde liegen, eine Möglichkeit für die kontinuierliche Freisetzung großer Energiemengen sah.
…that the sun, daily spending its rays without any nutriment to supply them, will at last be wholly consumed and annihilated; which must be attended with the destruction of this earth, and of all the planets that receive their light from it.
Jonathan Swift (1667–1745) Gulliver’s Travels – A Voyage to Laputa, Balnibarbi, Luggnagg, Glubbdubdrib and Japan
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- 1.
Für \( r_{0} \) gilt ungefähr in [fm]: \( r_{0} \approx 1,3\left( {A_{i}^{1/3} + A_{j}^{1/3} } \right) \).
- 2.
Die energetische Breite Γ der Niveaus ist eine direkte Konsequenz der Heisenbergschen Energieunschärfe.
- 3.
Die Isothermie ist nicht ganz ideal, da ein geringfügiger Energieverlust durch Neutrinos erfolgt. Diese „Neutrinokühlung“ ist im Sternkern am größten und nimmt darin nach außen hin ab. Der daraus resultierende Temperaturgradient hat bei massearmen Sternen (bis etwa \( 2, 2\;M_{ \odot } \)) Auswirkungen auf den sogenannten primären „Heliumflash“, mit dem sie bekanntlich ihre neue Lebensphase des „Heliumbrennens“ beginnen.
- 4.
Ein Übergang von einem angeregten JP = 0+-Zustand ist nur über einen 2+-Zwischenzustand erlaubt, da 0+ → 0+-Übergänge durch eine Auswahlregel verboten sind. J bezeichnet hier den Gesamtdrehimpuls und P die Parität des entsprechenden Zustandes.
- 5.
Die Massen hängen von der Ausgangsmetallizität der Sternmaterie und von einem etwaigen Masseverlust während der vorangegangenen Brennphasen ab. Entscheidend ist jedoch letztendlich die Masse des sich während des Heliumbrennens ausbildenden CO-Kerns, dessen Kontraktion ja die für das Kohlenstoffbrennen notwendige Temperatur und Dichte liefern muss.
- 6.
Siehe Abschn. 5.3.2.2.
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Scholz, M. (2018). Nukleare Energieerzeugungsprozesse und Elementesynthese. In: Die Physik der Sterne . Springer Spektrum, Berlin, Heidelberg. https://doi.org/10.1007/978-3-662-57801-8_5
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DOI: https://doi.org/10.1007/978-3-662-57801-8_5
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Publisher Name: Springer Spektrum, Berlin, Heidelberg
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