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By Prof. Günter Wunner

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Nun berechnen wir die Ruheenergie. 29) des vorhergehenden Abschnittes: f ( ,T ) = pVH kB T p = = . 31) Diese Zustandsgleichung ist nur von der Temperatur T abhängig. Wir betrachten die Temperatur im Sterninnern. Es war f≈ rS . 31) ergibt sich kB T rS ≈ . 3: Delokalisierung der Elektronen zu einem Fermigas beim Kollaps des Sternes. Radius und Temperatur sind also im Gleichgewicht miteinander verknüpft. Für eine Fusion gelten etwa folgende Energiewerte: kB T ≈ 0,8 keV T ≈ 107 K mc2 = 1 GeV. 33): 0,8 keV 103 ≈ 9 = 10−6 .

31) Diese Zustandsgleichung ist nur von der Temperatur T abhängig. Wir betrachten die Temperatur im Sterninnern. Es war f≈ rS . 31) ergibt sich kB T rS ≈ . 3: Delokalisierung der Elektronen zu einem Fermigas beim Kollaps des Sternes. Radius und Temperatur sind also im Gleichgewicht miteinander verknüpft. Für eine Fusion gelten etwa folgende Energiewerte: kB T ≈ 0,8 keV T ≈ 107 K mc2 = 1 GeV. 33): 0,8 keV 103 ≈ 9 = 10−6 . 35) Für die Sonne hatten wir den Schwarzschild-Radius rS ≈ 3 km und den Radius R ≈ 7 · 105 km angenommen.

Dabei bilden sich durch Reibung und Magnetfelder Turbulenzen aus, die eine rein radiale Kompression stören und zu lokalen Dichteschwankungen führen. 4) die für einen Kollaps nötige Masse mit der Dichte −1/2 über M ∼ m zusammenhängt. 2 Ablauf des Kollapes Während des Kollapses steigt mit der Dichte m auch der Gasdruck an, während die potentielle Energie sinkt. Solange dabei die Dichte m klein genug bleibt, kann die freiwerdende Energie ∆Epot als Strahlungsenergie nach außen abgegeben werden. Die Temperatur der Gaswolke steigt also nicht wesentlich an.

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Astronomie und Astrophysik 1 by Prof. Günter Wunner


by Christopher
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