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Unser Universum erklärt von Bakhtosh

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Unser Universum erklärt von Bakhtosh

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Bakhtosh
02.14.2012 , 09:37 AM | #91
Das Universum - ein Fußball?


Die Diagnose von WMAP ist jedoch, dass besonders lange Dichtewellen fehlen!


Mapping the earliest light in the Universe

http://www.youtube.com/watch?v=yOjRL...eature=related

Seeing the First Light: Spitzer's Hidden Universe

http://www.youtube.com/watch?v=CSro7...eature=related

Dies spricht demnach für ein endliches Universum. Der Astrophysiker Jean-Pierre Luminet und sein Team gingen nun den direkten Weg und leiteten die Topologie aus den gemessenen Obertönen ab. Das Resultat ist das geschlossene, elliptische Dodekaeder-Universum.

Dodekaeder

http://www.geomenta.com/wp-content/u...LEO-Dodeka.jpg

Die charakteristischen Intensitäten von Quadrupol und Oktupol, sowie den kleinskaligen Temperaturschwankungen deutlich höherer Ordnungen (l = 900), kann man dieses Universum zuordnen. Das Dodekaeder-Universum setzt sich aus 120 Pentagon-Dodekaedern zusammen, die eine Hypersphäre bilden. Die Hypersphäre ist die 3D-Oberfläche einer 4D-Kugel. Das Pentagon-Dodekaeder ist ein fußballähnliches Gebilde, dass sich aus 12 Pentagonen (Fünfecken) zusammensetzt. Es gehört zu den fünf Platonischen Körpern, konvexen, geometrischen Körpern, die sich aus regelmäßigen Polygonen (Vielecken) konstituieren. Die Verhältnisse im Dodekaeder-Universum sind etwas komplexer. Dort erzeugen 120 Pentagon-Dodekaeder die Hypersphäre. Im Dodekaeder-Modell wurde also kein flaches Universum angenommen, sondern k = +1, ein 3D-Analog zur 2D-Kugeloberfäche. Diese Geometrie wurde von Luminet et al. vorgeschlagen, weil sie bisher von WMAP-Daten nicht ausgeschlossen werden kann. Die Abweichung vom flachen Universum ist allerdings gering: der totale Dichteparameter beträgt im Dodekaeder-Universum etwa 1.013. Erst noch genauere Messungen mit dem Mikrowellen-Satelliten PLANCK (geplanter Start Juli 2008) werden erlauben, die Dodekaeder-Topologie des Universums zu bestätigen oder zu widerlegen. Vielleicht etabliert sich dann endgültig das alternative Euklidische Universum.


So ... morgen noch einen Variante wie das Universum aussehen könnte...

Ganz ehrlich...ich kapiers auch net

MFG

Bak
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Bakhtosh
02.14.2012 , 06:49 PM | #92
Horn-Universum


Das Horn-Universum ist eine faszinierende und außergewöhnliche Alternative zu flachen Modell-Universen der Kosmologie. Es handelt sich dabei um ein hyperbolisches Universum (negative Krümmung) mit hornförmiger Topologie, das geringfügig vom allgemein angenommenen flachen Universum abweicht. Die Idee wurde 2004 von theoretischen Physikern aus Ulm präsentiert.

Horn Universum

http://www.newscientist.com/data/ima...4879-1_596.jpg

zuächst zur Standardkosmologie

Die Eigenschaften des Universums können anhand der gemessenen Verteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung am gesamten Himmel ermittelt werden. Sie weist sehr schwache, richtungsabhängige Unregelmäßigkeiten (Anisotropien) auf. In diesen Strukturen sind Informationen aus der Frühphase des Kosmos aufgeprägt, insbesondere Informationen über die Rekombinationsepoche bei einer kosmologischen Rotverschiebung von z ~ 1100. Aus den Daten folgt ein Satz kosmologischer Parameter, der die Ausdehnungsgeschwindigkeit des Universums in Form der Hubble-Konstante sowie die Einzelbeiträge unterschiedlicher Energieformen, wie der Dunklen Energie, der Dunklen Materie und der gewöhnlichen Materie umfasst. Der amerikanische NASA-Satellit WMAP liefert diesbezüglich zurzeit die besten Daten. Doch die Daten lassen noch einen Spielraum, den die Kosmologen ausnutzen, um verschiedene kosmologische Modelle anzupassen. Die Hoffnung ist, dass Hypothesentests und noch präzisere Daten eines der Modelle als unsere Vorstellung vom Universum auserwählen. Das einfachste Modell nennt man das Konsens-Modell (engl. concordance model). Hier geht man vom nahe liegenden Fall aus, dass das Universum global flach ist (Krümmung null) und eine triviale Topologie besitzt. Außerdem wird hier ein unendliches Universum angenommen.

topologische Freiheiten

Doch es gibt eine gewisse Freiheit bei der Topologie des Kosmos und nicht-triviale Topologien können nicht ausgeschlossen werden. Freilich ist die Analyse alternativer Toplogien ein schwierig zu bestimmender Sachverhalt. Unter 'kosmischer Topologie' kann man sich vorstellen, wie Teile des Universums miteinander verknüpft sind. Es sind durchaus Mehrfachverknüpfungen ganz unterschiedlicher Bereiche des Kosmos denkbar, die zu erstaunlichen Effekten und kosmischen optischen Täuschungen führen können. Eine topologische Variante besteht im Dodekaeder-Universum, das 2003 von Luminet et al. vorgeschlagen wurde. Das Universum kann man sich hier zergliedert in Pentagon-Dodekaeder vorstellen, deren Berandungsflächen aneinander anschließen.

nun zum Horn

Eine ganz andere Realisierung besteht nun im Horn-Universum. Es ist wie das Dodekaeder-Universum hyperbolisch, also negativ gekrümmt und endlich, hat also ein begrenztes Volumen. Die Form kann man sich vorstellen wie eine gebogene Schultüte mit einer Spitze. Es ist anschaulich klar, dass es an der Spitze zu faszinierenden topologischen Effekten kommen muss. Die Verteilung der Hintergrundstrahlung (CMB-Karte) kann man in Multipole entwickeln. Die Daten von WMAP belegen, dass Multipole niedriger Ordnung stark unterdrückt sind. Genau dieses Phänomen vermag das Horn-Universum zu erklären. Bisher nahm man an, dass Horn-Universen auffällige Flecken auf der CMB-Karte erzeugen müssten. Weil man solche Flecken nicht beobachtete, fand das Horn-Universum nicht weiter Beachtung. Aurich et al. konnten zeigen, dass die Berücksichtigung von Moden höherer Wellenzahlen diese Flecken verschwinden lassen. Dieser Umstand 'rettet' das Horn-Universum und belebt es als Alternative für ein Modell-Universum wieder.

Die Intensität der Mikrowellen in der Hintergrundstrahlung bilden im Prinzip am ganzen Himmel eine Temperaturverteilung des frühen Universums ab. Diese Information stellen die Kosmologen in Form der winkelabhängigen Temperatur-Autokorrelationsfunktion dar. Die Satellitendaten von COBE (1990) und WMAP (2003) belegen eine schwache Korrelation bei großen Winkeln zwischen etwa 70 und 150 Grad. Es stellt sich heraus, dass unter Zugrundelegung des Horn-Universums gerade diese Beobachtung erklärt werden kann. Das konservative Konsens-Modell vermag das nicht! Zukünftige Beobachtungen mit dem Satelliten PLANCK (Start 2008) werden hoffentlich Klarheit über die exakte Krümmung und Topologie des Universums verschaffen.


In welchem Universum leben wir?

http://www.youtube.com/watch?v=KkTmA5GIsHw&feature=fvsr


Die Zukunft wirds zeigen.....

MFG

Bak
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Bakhtosh
02.17.2012 , 09:41 AM | #93
Masseverteilung im Universum


http://img843.imageshack.us/img843/7885/universumz.jpg

Rot ist die Dunkle Energie 73%

Grün Dunkle Materie 23%

Blau und Gelb Materie und Energie 4%

Wobei Gelb der Teil des Universums ist ,den wir sehen, also der, der Licht

aussendet. Sonnen u.s.w . Das sind von den 4% ( Materie und Energie )

nur 0,4 %




Dunkle Energie und Materie ( Keiner weiss was es nun genau ist )

Auch "Nullpunktenergie" genannt - Energie aus dem Nichts

http://www.youtube.com/watch?v=IhHvCltFA7s

http://www.youtube.com/watch?v=dijY2EnG6jQ

Es gibt auch zweifler an der Dunklen Energie und dann ist da die MOND Theorie

http://de.wikipedia.org/wiki/Modifiz...onsche_Dynamik

Später mehr zur "Dunklen Energie"

MFg

Bak
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Bakhtosh
02.18.2012 , 08:32 AM | #94
Sonnenklassen


Nach dem Urknall waren da nur an Elementen Wasswestoff, Helium und etwas Litium und Byrilium.

Es gab vorher keine anderen Elemente, wie sie entstehen kommt noch.

Herzsprung - Russel Diagramm

http://chandra.harvard.edu/graphics/...r_branches.jpg

Eine Hilfe um sich noch mal die Grösse der Sterne vorzustellen

The Biggest Stars in the Universe

http://www.youtube.com/watch?v=2LUQV...eature=related

Stellar Evolution

http://essayweb.net/astronomy/images...tion_large.jpg

Doppel- oder Mehrsternensysteme sind nicht selten. Dabei gibt es in einem Sonnensystem zwei oder mehr Sonnen, die miteinander in Beziehung stehen. Dann gibt es noch sogenannte Flaresterne, die in regelmäßigen Abständen plötzlich anfangen zu pulsieren und Materie in den Weltraum stoßen.

Nun folgt eine Aufstellung aller bekannter Sternentypen. Ein Sternentyp kann durchaus über Sterne unterschiedlicher Leuchtkraftklassen verfügen.

Protosterne

Ein Stern im Frühstadium ohne Kernfusionsprozess. Durch die Strahlungskühlung emitiert er Infrarotstrahlung.

T-Tauri-Sterne - Herbig-Haro-Objekte

Junge massearme Sterne, die kurz vor oder nach der Zündung der Kernfusion stehen, haben starke Magnetfelder, die auf den Stern stürzende Massen zu den Polen umlenken. Die Materie wird dann stark beschleunigt als Jets wieder in den Weltraum zurückgeschleudert.

Blaue Sterne

Diese Sterne sind höchstens einige Million Jahre alt. Sie befinden sich in der stürmischen Phase der Kernfusion und sind sehr heiß. Aus diesem Grund strahlen sie mit einem hohen ultravioletten Anteil und leuchten grundsätzlich in einer blauen Farbe.

Blaue Riesen

Massereiche Sterne von beispielsweise 25 Sonnenmassen, die sich noch im Stadium des Wasserstoffbrennens befinden. Dieser Zustand hält etwa 10 Millionen Jahre, dann folgt der Übergang zum roten Überriesen.

Blaue Überriesen

Sterne mit mehr als das 40fache der Sonnenmasse fusionieren höchstens 10 Millionen Jahre Wasserstoff. Innerhalb von 1 Million Jahre erfolgt dann das Ende des Sternes durch eine Supernova.

Rote Riesen

Diese Sterne haben etwa eine Sonnenmasse. Im Kerngebiet fusioniert Helium, in einer Schale darüber Wasserstoff. Aufgrund der höheren Energieabgabe dehnt sich der Stern um das 100fache seiner ursprünglichen Größe aus. Die Oberflächentemperatur liegt bei 3000 K. Der Stern endet als Weißer Zwerg und ist für die Bildung planetarischer Nebel verantwortlich.

Rote Überriesen

Diese Sterne haben etwa 10 bis höchstens 40fache Sonnenmasse. Er vollzieht innerhalb von einer Million Jahre das Heliumbrennen, dann verbleiben nur wenige Jahrtausende für das Kohlenstoffbrennen (bei 1 Milliarde K) und der Fusion schwererer Elemente. Er beendet diesen Abschnitt mit einer Supernova und bleibt als Neutronenstern oder schwarzes Loch zurück.

Gelbe Zwerge

Sterne, die unserer Sonne sehr ähnlich sind. Sie sind in der Phase des Wasserstoffbrennens. Nach etwa 10 Milliarden Jahren blähen sich diese Sterne zu Roten Riesen auf und enden schließlich als Weiße Zwerge. Sterne, die etwas kleiner und kühler sind als die gelben Zwerge, nennt man wegen ihrer Farbe Orangener Zwerg.

Weiße Zwerge

Dies ist das Endstadium von Sternen mit höchstens 1,4facher Sonnenmasse. Nach der Supernova bleibt nur ein stark komprimierter, sehr heißer, aus Sauerstoff und Kohlenstoff bestehender, etwa erdgroßer Kern zurück. Dieser kühlt über Milliarden Jahre hin ab und wird dann zu einem schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge

Sterne mit sehr wenig, aber immernoch mehr als 8% der Sonnenmasse fusionieren ihren Wasserstoff sehr sparsam. Sie haben die höchste Lebenserwartung aller Sterne. Aus diesem Grund existieren auch noch alle Sterne dieser Klasse seit dem Urknall nahezu unverändert. Gleichzeitig sind sie die am häufigsten vorkommenden Sterne des Universums.

Braune Zwerge

Diese Sterne haben weniger als 8% der Sonnenmasse und konnten keinen Fusionsprozess einleiten. Mit 1000 bis 2500 K an der Oberfläche sind sie recht kühl, strahlen hauptsächlich im Infrarotbereich und erscheinen dunkelrot.

Schwarze Zwerge

Ein vollständig erkalteter weißer Zwerg, der keinerlei Strahlung mehr emittiert. In unserem Universum existiert wegen des jungen Alters wahrscheinlich noch kein solcher Stern.

Unterzwerge

Es gibt zwei Klassen von Unterzwergen:

1. die kühlen und 2. die heißen und blauen. Die kühlen Unterzwerge sind meistens sehr alt (Population II Sterne) und verfügen über sehr wenig Metall, was die physikalischen Eigenschaften der Sonne verändert. Diese Unterzwerge sind allerdings nicht leuchtschwächer, sondern heißer und heller als die "normalen" Zwerge. Die heißen und blauen Unterzerge haben wahrscheinlich nur eine sehr dünne Wasserstoffschicht. Sie befinden sich im Stadium eines Roten Riesens und damit im Heliumbrennen. Diese Unterzwerge scheinen aber nur den Heliumkern behalten und aus irgendeinem Grund die restliche Hülle verloren zu haben.

Pulsare/Neutronensterne

Ein solches Endstadium erreicht ein Stern, wenn er nach allen möglichen Fusionen noch über 1,4 Sonnenmassen verfügt. Ein Neutronenstern besitzt starke Magnetfelder, die Partikel und Strahlung an den Polen als Jets in den Weltraum schießen. Zudem rotiert ein Neutronenstern mit einem Durchmesser von gerademal 20 Kilometern über 1000 mal in der Sekunde. Trotzdem verfügt der Stern noch in etwa über die Masse unserer Sonne. Das führt zu schwer greifbaren Effekten. Ein Kubikzentimeter Neutronenstern "wiegt" 1 Milliarde Tonne. Ein entfernter Beobachter würde einen Neutronenstern nicht sehen und könnte wegen der starken Lichtkrümmung hinter den Horizont sehen. Die Existenz eines Neutronensterns kann aber nachgewiesen werden, wenn ein Jet als Pulsar auf die Erde trifft.

Schwarze Löcher

Dieses Endstadium tritt ein, wenn der Restkern aus mehr als 3 Sonnenmassen besteht. Der Stern bricht dann unter der eigenen Gravitation zu einem unendlich kleinen Punkt völlig in sich zusammen. Um eine bestimmte Zone um diesen Punkt ist die Fluchtgeschwindigkeit höher als Lichtgeschwindigkeit, sodass keinerlei Informationen nach außen dringt. Um ein rotierendes Schwarzes Loch bildet sich oft eine Akkretionsscheibe aus angezogener Materie, die durch starke Verdichtung Strahlung emittiert (wenn der Abstand zum Schwarzen Loch ausreicht, damit diese nicht "verschluckt") wird. Auch hier kann Materie durch einen Jet wieder ins All geschleudert werden.


So das wars erstmal...

MFG

Bak
~~ Thelyn Ennor ~~
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StevenLink
02.18.2012 , 08:45 AM | #95
Quote: Originally Posted by Bakhtosh View Post
Spoiler


Später mehr zur "Dunklen Energie"

MFg

Bak

Hi Bak,
Danke für die ganzen Informationen und das du dir so viel Mühe gibst. Ich kanns kaum erwarten bis du zur "Dunklen Materie" kommst, denn auf der liegt aktuell mein Fokus

Viele Grüße,
Steve

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Bakhtosh
02.19.2012 , 06:37 AM | #96
Supernovae


So nun nehmen wir die Arten von Supernovae durch. Nicht jede Supernova ist gleich und wird in verschiedenen Typen unterteilt. Und nicht jeder Stern kann zur Supernova werden.

Vorläuferstern

Nach der heute allgemein anerkannten Theorie vom Gravitationskollaps, die zuerst 1938 von Fritz Zwicky aufgestellt wurde, tritt eine Supernova dieses Typs am Ende des „Lebens“ eines massereichen Sterns auf, wenn er seinen Kernbrennstoff für die stellare Nukleosynthese komplett verbraucht hat. Sterne mit Anfangsmassen zwischen etwa acht bis zehn und 30 Sonnenmassen beenden ihre Existenz als Stern in einer Typ-II-Explosion, massereichere Sterne explodieren als Typ Ib/c. All diese Sterne durchlaufen in ihrem Kern die verschiedenen energiefreisetzenden Fusionsketten bis hin zur Synthetisierung von Eisen. Supernovae vom Typ Ib oder Ic durchlaufen vor der Explosion eine Wolf-Rayet-Sternphase, in der sie ihre äußeren, noch wasserstoffreichen Schichten in Form eines Sternwinds abstoßen.

Wolf-Rayet-Sterne, in der Fachliteratur auch WR-Sterne abgekürzt, sind die freigelegten Kerne ehemals massereicher Sterne

So setzt, nachdem der Wasserstoff im Kern des Sternes zu Helium fusioniert ist (Wasserstoffbrennen), eine weitere Fusionsstufe ein, der Drei-Alpha-Prozess, in dem Helium über das Zwischenprodukt Beryllium zu Kohlenstoff fusioniert (Heliumbrennen). Dies wird möglich, da der Stern durch den im Inneren wegfallenden Gegendruck zusammenzufallen beginnt, wodurch sich Temperatur und Dichte erhöhen. In der nächsten Fusionsstufe (Kohlenstoffbrennen) entsteht Sauerstoff. Dabei wird wieder Energie frei, welche den Stern von innen mit Gegendruck versorgt und so den Zusammenfall aufhält. Weitere Fusionsstufen (Neonbrennen und Siliciumbrennen) lassen den Stern weiter schrumpfen und so immer neue Elemente fusionieren. Beim Eisen, dem 26. Element, stoppt die Fusionskette, da Eisenatomkerne die höchste Bindungsenergie aller Atomkerne haben und weitere Fusionen Energie verbrauchen statt erzeugen würden.

Bei der Explosion selbst treten allerdings Bedingungen auf, die zur Entstehung schwerer Elemente wie Gold, Blei, Thorium und Uran führen.

Die aufeinanderfolgenden Fusionsstufen laufen immer schneller ab. Während ein massereicher Stern von etwa acht Sonnenmassen einige zehn Millionen von Jahren braucht, seinen Wasserstoff zu Helium umzuwandeln, benötigt die folgende Umwandlung von Helium in Kohlenstoff „nur“ noch wenige Millionen Jahre. Die Dauer der letzten Phase, in der Silicium zu Eisen fusioniert, lässt sich in Stunden bis Tagen messen. Die Geschwindigkeit, mit der ein Stern den Brennstoff in seinem Inneren umsetzt, hängt von Temperatur und Dichte und damit indirekt vom Druck ab, der auf seinem Kern lastet und der durch die Gravitation verursacht wird. Eine wichtige Konsequenz dieses Zusammenhangs ist, dass ein Stern aus Schichten besteht, in denen nach außen hin die Umsetzungsgeschwindigkeit abnimmt. Auch
wenn im Kern schon das Heliumbrennen einsetzt, erfolgt in den Schichten darüber noch das Wasserstoffbrennen. Die absolute Fusionsgeschwindigkeit im Kern steigt mit zunehmender Sternenmasse exponentiell an. Während ein Stern mit einer Sonnenmasse etwa 10 Milliarden Jahre benötigt, um die Fusionskette in seinem Kern bis zum Erliegen zu durchlaufen, liegt die Lebensdauer extrem schwerer Sterne mit etwa 100 Sonnenmassen nur noch in der Größenordnung von wenigen Millionen Jahren.

Aber es geht auch anders

In der Stargate folge Exodus sprengt Carter eine Sonne, indem die das Gleichgewicht der Sonne stört. Sie transverriert die Masse der Sonne durch das Stargate in das Schwarze Loch, der Fusionsdruck nimmt dadurch zu und Bumm

Supernovae Typen

Man unterscheidet historisch grob zwei Typen von Supernovae, die sich aber nicht mit den physikalischen Explosionsmechanismen decken. Die Einteilung erfolgt nach dem Kriterium, ob in den Spektren im Frühstadium der Supernova Spektrallinien des Wasserstoffs sichtbar sind oder nicht.

Typ I

bei dem keine Wasserstofflinien sichtbar sind, mit den Untergruppen

Ia

Ib

Ic

und Typ II



Thermonukleare Supernovae vom Typ Ia

Eine Supernova vom Typ Ia entsteht nach dem derzeit bevorzugten Modell nur in Doppelsternsystemen, die aus einem weißen Zwerg und einem roten Riesen bestehen. Der Weiße Zwerg akkretiert im Laufe der Zeit Gas aus der ausgedehnten Hülle seines Begleiters, wobei es zu mehreren Nova-Ausbrüchen kommen kann, bei dem der Wasserstoff des akkretierten Gases fusioniert und Fusionsprodukte zurückbleiben. Das setzt sich so lange fort, bis seine Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet und er durch seine Eigengravitation zu kollabieren beginnt. Im Gegensatz zum Eisenkern eines SN-II-Vorläufersterns enthält der Weiße Zwerg jedoch große Mengen an fusionsfähigem Kohlenstoff, so dass der Kollaps zum Neutronenstern durch eine rapide einsetzende Kernfusion verhindert wird und der Stern explodiert. Daher wird dieses Phänomen auch als thermonukleare Supernova bezeichnet. Dieses Standardmodell geriet aber durch Beobachtungen des Röntgenteleskops Chandra in Bedrängnis. Messungen an 6 augewählten Galaxien zeigten, dass die Röntgenstrahlung um den Faktor 50 zu gering ist um die sich ereignenden Supernova Ia Explosionen zu erklären. Seitdem wird auch über andere Vorläufersterne spekuliert.

Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergs, die von dem amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet wurde.
Nach dem Erlöschen seiner Kernfusionsprozesse fällt ein Stern wie die Sonne in sich zusammen und bildet einen Weißen Zwerg. Dies ist für alle Sterne möglich, deren Masse kleiner als die Chandrasekhar-Grenze ist. Andernfalls reicht der Druck der Sternmaterie nicht aus, um den Weißen Zwerg zu stabilisieren. Je nach Masse erfolgt stattdessen ein Kollaps zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch.


Red Giant Star and White Dwarf Star

http://www.youtube.com/watch?v=wicffRz1IGY

Supernova-Explosionen und Standardkerzen

http://www.youtube.com/watch?v=NYmKlI_scMM

Supernovatypen Ib und Ic

Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurück.

Crab Supernova explosion (Mit Neutronenstern in der Mitte)

http://www.youtube.com/watch?v=0J8srN24pSQ

Kernkollaps

Eisen, die „Asche“ des nuklearen Brennens, bleibt im Kern des Sterns zurück. Sterne, in denen Eisen durch Fusion synthetisiert wird, erzeugen immer einen Eisenkern, dessen Masse die Chandrasekhar-Grenze überschreitet. Im Falle eines Eisenkerns, des Vorläufers einer Typ II Supernova, liegt die Grenzmasse bei ca. 0,9 Sonnenmassen. Der entstehende Eisenkern überschreitet also die Grenzmasse und besitzt daher keine stabile Konfiguration. Der resultierende Kollaps des Zentralgebiets wird vornehmlich von zwei Prozessen unterstützt und beschleunigt: Erstens werden durch Photonen hochenergetischer Gammastrahlung Eisenatomkerne mittels Photodesintegration zerstört. Dabei entstehen α-Teilchen und Neutronen; die α-Teilchen können ihrerseits durch solche Photonen in ihre Kernbausteine, Protonen und Neutronen, zerlegt werden. Aufgrund der hohen Stabilität von Eisenkernen muss für diesen Prozess Energie aufgewendet werden.

Zweitens werden im so genannten inversen β-Zerfall freie Elektronen durch Protonen eingefangen. Dabei entstehen weitere Neutronen, und Neutrinos werden freigesetzt . Sowohl der Energieverlust durch die Photodesintegration als auch der Verlust freier Elektronen bewirken eine starke Reduktion des Drucks im Kern.

Der Kollaps des Zentralgebiets geschieht so schnell – innerhalb von Millisekunden –, dass die Einfallgeschwindigkeit bereits in 20 bis 50 km Abstand zum Zentrum die lokale Schallgeschwindigkeit des Mediums übersteigt. Die inneren Schichten können nur aufgrund ihrer großen Dichte die Druckinformation schnell genug transportieren. Die äußeren Schichten fallen als Stoßwelle in das Zentrum. Sobald der innere Teil des Kerns Dichten auf nuklearem Niveau erreicht, besteht er bereits fast vollständig aus Neutronen. Neutronenansammlungen besitzen ebenfalls eine obere Grenzmasse (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, je nach Modell ungefähr 2,7 bis 3 Sonnenmassen). Damit nun eine Supernova entstehen kann, darf diese Grenzmasse nicht von dem entstehenden Neutronenkern überschritten werden. Der Kern wird aufgrund quantenmechanischer Regeln (Entartungsdruck) inkompressibel, und der Kollaps wird fast schlagartig gestoppt. Dies bewirkt eine gigantische Druck- und Dichteerhöhung im Zentrum, so dass selbst die Neutrinos nicht mehr ungehindert entweichen können. Diese Druckinformation wird am Neutronenkern reflektiert und läuft nun wiederum nach außen. Die Druckwelle erreicht rasch Gebiete mit zu kleiner Schallgeschwindigkeit, die sich noch im Einfall befinden. Es entsteht eine weitere Stoßwelle, die sich jedoch nun nach außen fortbewegt. Das von der Stoßfront durchlaufene Material wird sehr stark zusammengepresst, wodurch das Material sehr hohe Temperaturen erlangt. Ein großer Teil ihrer Energie wird beim Durchlaufen des äußeren Eisenkerns durch weitere Photodesintegration verbraucht. Da die nukleare Bindungsenergie des gesamten Eisens etwa gleich der Energie der Stoßwelle ist, würde diese ohne eine Erneuerung nicht aus dem Stern ausbrechen und keine Explosion erzeugen. Als Korrektur werden noch die Neutrinos als zusätzliche Energie- und Impulsquelle betrachtet. Normalerweise wechselwirken Neutrinos mit Materie so gut wie nicht. Jedoch bestehen in der Stoßfront so hohe Dichten, dass die Wechselwirkung der Neutrinos mit der Materie nicht mehr vernachlässigt werden kann. Da von der gesamten Energie der Supernova der allergrößte Teil in die Neutrinos geht, genügt eine relativ geringe Absorption, um den Stoß wiederaufleben und aus dem kollabierenden Eisenkern ausbrechen zu lassen. Nach Verlassen des Eisenkerns, wenn ihre Temperatur genug abgesunken ist, gewinnt die Druckwelle zusätzliche Energie durch erneut einsetzende Fusionsreaktionen.

Die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze (TOV) ist eine obere Schranke für die Masse stellarer Objekte, die aus entarteter Neutronenmaterie bestehen (Neutronensterne). Sie ist analog zur Chandrasekhar-Grenze für weiße Zwerge.

Die extrem stark erhitzten Gasschichten, die neutronenreiches Material aus den äußeren Bereichen des Zentralgebiets mit sich reißen, erbrüten dabei im so genannten r-Prozess (r von engl. rapid, „schnell“) schwere Elemente jenseits des Eisens, wie zum Beispiel Kupfer, Germanium, Silber, Gold oder Uran.

Etwa die Hälfte der auf Planeten vorhandenen Elemente jenseits des Eisens stammen aus solchen Supernovaexplosionen, während die andere Hälfte im s-Prozess von masseärmeren Sternen erbrütet und in deren Riesenphase ins Weltall abgegeben wurde.

Hinter der Stoßfront dehnen sich die erhitzten Gasmassen schnell aus. Das Gas gewinnt nach außen gerichtete Geschwindigkeit. Einige Stunden nach dem Kollaps des Zentralbereichs wird die Oberfläche des Sterns erreicht, und die Gasmassen werden in der nun sichtbaren Supernovaexplosion abgesprengt. Die Hülle der Supernova erreicht dabei Geschwindigkeiten von Millionen Kilometern pro Stunde. Neben der als Strahlung abgegebenen Energie wird der Großteil von 99 % der beim Kollaps freigesetzten Energie in Form von Neutrinos abgegeben. Diese verlassen den Stern, unmittelbar nachdem die Dichte der anfänglich undurchdringlichen Stoßfront genügend klein geworden ist. Da sie sich fast mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, können sie von irdischen Detektoren einige Stunden vor der optischen Supernova gemessen werden, wie etwa bei Supernova 1987A.

Supernova 1987A

http://www.youtube.com/watch?v=tYLwGmUO6zU

Was ist eine Supernova?

http://www.youtube.com/watch?v=Camsj0bcgIE Teil 1

http://www.youtube.com/watch?v=Nv6QDDqZmeE Teil 2

Was passiert wenn eine Supernova explodiert

http://www.youtube.com/watch?v=eTFat1vLGsc Teil 1




So Leute erst mal genug Textwand.... ich mache später mit den Supernovae weiter...

Ach ja ... das Thema ist leider nicht einfach ....sorry

MFG

Bak
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werjo
02.19.2012 , 03:13 PM | #97
Kannst du bitte ein Paar Änderungen bei den Sternen vornehmen.

1.) Erklären was sind Hauptreihensterne! Das sind diejenigen Sterne, die sich gerade im thermodynamischen Gleichgewicht befinden und gerade Wasserstoff zu Helium verbrennen.

2.) Auch unsere Sonne wird sich zum roten Überriesen aufblähen.

3.) Die Sonne wird nicht in eine Supernova enden. Allgemein sind weiße Zwege nicht das Produkt einer Supernova. Es ist auch keine Nova oder Zwergnova. Es ist eher ein seichtes loslassen der äußeren Hülle. Die Überreste der Sonne wären ein weißer Zwerg und ein planetarischer Nebel.

4.) Da du protosterne und T-Tauri Sterne mit einbeziehst. Solltest du auch Cepheiden, RR-Lyrae Sterne mit einbeziehen, das sind instabile Zustände, die beim Zusammenbrechen des Wasserstoffbrennens entstehen. RR-Lyrae Sterne sind massearme Sterne und Cepheiden die entprechende Bezeichnung von massereichen Sternen.

5.) Die Klasse der Unterriesen.

6.) Die Klasse der Hyperriesen.

7.) Eine andere Bezeichnung für Hauptreihenstern: Zwerge. Auch sehr große Hauptreihensterne mit 10 oder mehr Sonnenmasse werden dabei Zwerge genannt. Da sie trotz ihrer Größe wesentlich kleiner sind als die aufgeblähten Sterne nach dem Wasserstoffbrennen.

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Bakhtosh
02.20.2012 , 12:27 AM | #98
Supernovae Teil 2


Letzte Brennphasen

Bei genügend hoher Temperatur und ausreichend hohem Druck beginnen die beim Wasserstoffbrennen erbrüteten Heliumkerne im Kern des Sterns zu fusionieren. Das Wasserstoffbrennen wird dabei nicht ausgesetzt, sondern läuft in einer Schale um den Helium brennenden Kern weiter. Damit einher geht, dass der Stern die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm verlässt.

Hatten wir ja schon

Das Zünden des Heliumbrennens ist aber nur für Sterne hinreichender Masse möglich (ab 0,3 Sonnenmassen, siehe unten), leichtere Sterne glühen nach Abschluss des Wasserstoffbrennens aus. Die weitere Entwicklung verläuft für massearme und massereiche Sterne deutlich verschieden.

Dabei bezeichnet man Sterne bis zu 2,3 Sonnenmassen als massearm.

Massearme Sterne bis zu 0,3 Sonnenmassen führen die Fusion des Wasserstoffs in einer wachsenden Schale um den erloschenen Kern fort. Sie erlöschen nach dem Ende dieses so genannten Schalenbrennens vollständig. Durch die Temperaturabnahme im Zentrum geben sie der Schwerkraft nach und kontrahieren zu weißen Zwergen mit Durchmessern von einigen tausend Kilometern. Dadurch steigt die Oberflächentemperatur zunächst stark an. Im weiteren Verlauf kühlen die weißen Zwerge jedoch ab und enden schließlich als schwarze Zwerge.

Massearme Sterne zwischen 0,3 und 2,3 Sonnenmassen wie die Sonne selbst erreichen durch weitere Kontraktion die zum Heliumbrennen notwendige Temperatur und Dichte in ihrem Kern. Bei der Zündung des Heliumbrennens spielen sich innerhalb von Sekunden dramatische Prozesse ab, bei denen der Leistungsumsatz im Zentrum auf das 100-Milliardenfache der Sonnenleistung ansteigen kann, ohne dass an der Oberfläche davon etwas erkennbar ist. Diese Vorgänge bis zur Stabilisierung des Heliumbrennens werden als Heliumflash bezeichnet.

Beim Heliumbrennen entstehen Elemente bis zum Sauerstoff.

Gleichzeitig findet in einer Schale um den Kern noch Wasserstoffbrennen statt. Durch den Temperatur- und Leistungsanstieg expandieren die Sterne zu roten Riesen mit Durchmessern von typischerweise dem 100 fachen der Sonne.


The Sun's Death - Its Effects

http://www.youtube.com/watch?v=q9L7SMoT3RM

Die Zukunft der Sonne

http://www.youtube.com/watch?v=FY9ehmD8KQg

Dabei werden oft die äußeren Hüllen der Sterne abgestoßen und bilden Planetarische Nebel. Schließlich erlischt auch das Heliumbrennen und die Sterne werden zu weißen Zwergen wie oben beschrieben.

Massereiche Sterne zwischen 2,3 und 8 Sonnenmassen erreichen nach dem Heliumbrennen das Stadium des Kohlenstoffbrennens, bei dem Elemente bis zum Eisen entstehen. Eisen ist in gewissem Sinne die Sternenasche, da aus ihm weder durch Fusion noch durch Kernspaltung weitere Energie gewonnen werden kann. Durch Sternwind oder die Bildung Planetarischer Nebel verlieren diese Sterne jedoch einen erheblichen Teil ihrer Masse. Sie geraten so unter die kritische Grenze für eine Supernova-Explosion und werden ebenfalls zu weißen Zwergen.

Massereiche Sterne über 8 Sonnenmassen verbrennen in den letzten Jahrtausenden ihres Lebenszyklus praktisch alle leichteren Elemente in ihrem Kern zu Eisen. Auch diese Sterne stoßen einen großen Teil der Masse in ihren äußeren Schichten als Sternwind ab. Die dabei entstehenden Nebel sind oft bipolare Strukturen, wie zum Beispiel der Homunkulusnebel um η Carinae. Gleichzeitig bilden sich um den Kern im Sterninneren Schalen nach Art einer Zwiebel, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden. Die Zustände in diesen Schalen unterscheiden sich dramatisch.

Das sei exemplarisch am Beispiel eines Sternes mit 18 Sonnenmassen dargestellt, der die 40.000-fache Sonnenleistung und den 50-fachen Sonnendurchmesser aufweist:

Brennmaterial Brennvorgang Temperatur in Millionen Kelvin Dichte (kg/cm3)Brenndauer


H Wasserstoffbrennen 40 0,006 10 Millionen Jahre
He Heliumbrennen 190 1,1 1 Million Jahre
C Kohlenstoffbrennen 740 240 10.000 Jahre
Ne Neonbrennen 1.600 7.400 10 Jahre
O Sauerstoffbrennen 2.100 16.000 5 Jahre
Si Siliciumbrennen 3.400 50.000 1 Woche

Fe-Kern Kernfusion schwerster Elemente 10.000 10.000.000 - Supernova

Die Grenze zwischen der Helium- und der Kohlenstoffzone ist hinsichtlich des relativen Temperatur- und Dichtesprungs vergleichbar mit der Erdatmosphäre über einem Lavasee. Ein erheblicher Teil der gesamten Sternmasse konzentriert sich im Eisenkern mit einem Durchmesser von nur etwa 10.000 km. Sobald er die Chandrasekhar-Grenze von 1,44 Sonnenmassen überschreitet, explodiert er als Supernova vom Typ II. Dabei kollabiert der Eisenkern innerhalb weniger Sekunden, während die äußeren Schichten durch freigesetzte Energie in Form von Neutrinos und Strahlung abgestoßen werden und eine expandierende Explosionswolke bilden.
Unter welchen Umständen als Endprodukt einer Supernova ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch entsteht, ist noch nicht genau bekannt. Dabei dürfte neben der Masse aber auch die Rotation des Vorläufersterns und dessen Magnetfeld eine besondere Rolle spielen. Möglich wäre auch die Bildung eines Quarksterns, dessen Existenz jedoch bisher lediglich hypothetisch ist. Ereignet sich die Supernova in einem Doppelsternsystem, bei dem Massetransfer von einem roten Riesen zu einem weißen Zwerg stattfindet (Typ Ia), können Kohlenstofffusionsprozesse den Stern sogar vollständig zerreißen.

Kompakte Objekte

Die Form des Überrestes, der von dem Stern zurückbleibt, hängt von dessen Masse ab. Nicht die gesamten äußeren Schichten werden bei der Supernovaexplosion fortgeschleudert. Das zurückbleibende Gas akkretiert auf den kollabierten Kern im Zentrum, der nahezu vollständig aus Neutronen besteht. Das nachfallende Gas wird durch die oben beschriebenen Prozesse ebenfalls in Neutronen zerlegt, so dass ein Neutronenstern entsteht. Wird der Stern durch das nachfallende Material noch schwerer (mehr als etwa 3 Sonnenmassen), so kann die Gravitationskraft auch den durch das Pauli-Prinzip bedingten Gegendruck überwinden, der in einem Neutronenstern die Neutronen gegeneinander abgrenzt und diesen so stabilisiert. Der Sternenrest stürzt endgültig zusammen und bildet ein Schwarzes Loch, aus dessen Schwerkraftfeld keine Signale mehr entweichen können. Neuere Beobachtungen legen die Vermutung nahe, dass es eine weitere Zwischenform gibt, die so genannten Quarksterne deren Materie aus reinen Quarks aufgebaut ist.

Ein Quarkstern, auch Seltsamer genannt, ist ein theoretisch möglicher Endzustand der Sternentwicklung vor einem Schwarzen Loch.

Mit dem Verbrauch seines nuklearen Brennmaterials (Kernfusion) wird die Materie eines Sterns durch die Gravitation sehr stark zusammengepresst. Je nach Masse des Sterns entsteht dabei ein Weißer Zwerg, ein Neutronenstern, ein (hypothetischer) Quarkstern oder ein Schwarzes Loch, teilweise begleitet von einer Supernova oder Hypernova.

Bislang gibt es keine Beobachtungen, dass die theoretisch mögliche Verdichtung der Neutronenmaterie eines Neutronensterns zu einem Quarkstern im Universum stattfindet. Im Quarkstern wäre die Materie so dicht gepackt, dass Neutronen ihre Identität verlieren und Quarks direkt miteinander wechselwirken. Der Nachweis eines Quarksterns gilt als schwierig, da seine von Ferne beobachtbaren Eigenschaften denen eines Neutronensterns ähneln.

Alpha Centauri - Staffel 3 Episode 111: Was sind Quark Sterne?

http://www.youtube.com/watch?v=NDbUQUzpTQg Teil1

http://www.youtube.com/watch?v=SmObs...eature=related Teil2

Möglicherweise haben aber viele Neutronensterne zumindest in ihrem Inneren ein solches Quark-Gluon-Plasma.

Neutronensterne rotieren aufgrund des Pirouetteneffekts oft mit sehr hoher Geschwindigkeit von bis zu 1000 Umdrehungen pro Sekunde, da der Drehimpuls bei dem Kollaps erhalten bleibt.
]Die hohe Drehgeschwindigkeit erzeugt ein Magnetfeld, das mit den Teilchen des abgestoßenen Gasnebels in Wechselwirkung tritt und so von der Erde aus registrierbare Signale erzeugt. Im Falle von Neutronensternen spricht man dabei von Pulsaren.

Crab Pulsar

http://www.youtube.com/watch?v=9ioriGSOaLg

So das wars mal wieder .... es kommt noch mehr über das Thema.

@ werjo

Hi ..und danke für die Hinweise ... ich schrieb ja das ich noch nicht mit dem Thema fertig bin

MFG

Bak
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Bakhtosh
02.21.2012 , 07:49 AM | #99
Hypernova

Eine Hypernova ist ein theoretischer Typ einer Supernova. Eine Hypernova tritt möglicherweise auf, wenn ein extrem massereicher Stern am Ende seines Lebenszyklus kollabiert und ein Schwarzes Loch bildet. Da nur wenige Sterne existieren, die genügend Masse besitzen, um direkt zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, sind Hypernovae selten.

Was ist eine Hypernova?

http://www.youtube.com/watch?v=UR9I-3EPVmQ Teil 1

http://www.youtube.com/watch?v=sGDIh...eature=related Teil 2

HyperNova

http://www.youtube.com/watch?v=Xb1mkE4WCtQ

Auswirkungen auf die Erde

Der Ausbruch einer Supernova in der Nähe unseres Sonnensystems wird als erdnahe Supernova bezeichnet. Man geht davon aus, dass bei Entfernungen zur Supernova deutlich unter 100 Lichtjahren merkliche Auswirkungen auf die Biosphäre unseres Planeten festzustellen wären. Gammastrahlen der Supernova können chemische Reaktionen in den oberen Atmosphärenschichten auslösen, bei denen Stickstoff in Stickoxide umgewandelt wird. Dadurch kann die Ozonschicht komplett zerstört werden, und die Erde wäre dann gefährlicher Strahlung ausgesetzt.

Das Massenaussterben im oberen Ordovizium, bei dem etwa 50 % der ozeanischen Arten ausstarben, wird von einigen Autoren mit einer solchen erdnahen Supernova in Verbindung gebracht. Einige Forscher vermuten, dass Spuren einer vergangenen erdnahen Supernova noch durch Spuren bestimmter Metall-Isotope in Gesteinslagen nachweisbar sind. Anreicherungen des Isotops 60Fe wurden beispielsweise in Tiefseegestein des Pazifischen Ozeans festgestellt.

Potenziell am gefährlichsten sind vermutlich Supernovae vom Typ Ia. Da sie aus unauffällig erscheinenden, dunklen Weißen Zwergen hervorgehen, ist es denkbar, dass der Vorläufer einer solchen Supernova auch in relativer Erdnähe unentdeckt bleibt oder unzureichend studiert wird. Einige Vorhersagen deuten darauf hin, dass eine solche Supernova noch in Entfernungen bis zu 3000 Lichtjahren die Erde beeinflussen könnte. Als erdnächster bekannter Kandidat für eine künftige Supernova dieses Typs gilt IK Pegasi in etwa 150 Lichtjahren Entfernung.

Supernovae vom Typ II gelten hingegen als weniger gefährlich. Neuere Untersuchungen gehen davon aus, dass eine solche Supernova in einer Entfernung von weniger als 26 Lichtjahren aufleuchten muss, um die biologisch wirksame UV-Strahlung auf der Erde zu verdoppeln

Cassiopeia A Supernova Explosion, artist's impression

http://www.youtube.com/watch?v=K0n__aPsrhY

Supernovas 2009

http://www.youtube.com/watch?v=sDew-xK0xjE

Supernova _ the most realistic computer simulation untill now

http://www.youtube.com/watch?v=grwpeEyt_98&NR=1

So das wars mal wieder ....

MFG

Bak
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Bakhtosh
02.21.2012 , 07:44 PM | #100
Die Elemente



So Leute nun gehts an die Elemente und wie sie entstehen. Warum es keine exotischen Materialien gibt und warum wir alle Elemente im Universum kennen.

Das fundamentalste Element im Universum ist Wasserstoff, bestehend aus einem Proton im Kern. Sämtliche schwerere Elemente werden gebildet, indem Protonen und Neutronen verschmelzen. Diese Prozesse jedoch erfordern extrem hohe Energien und Temperaturen von mindestens zehn Millionen Grad. Die zwei entscheidenden Reaktionen sind Kernfusion und Neutroneneinfang. Die Kernfusion erfordert zwar äußerst hohe Temperaturen, setzt jedoch Energie frei, solange Elemente leichter als Eisen prozessiert werden. Tatsächlich nutzt die Natur diesen Prozess als eine Art Ofen um Wärme (thermische Energie) zu produzieren. Für die Bildung aller Elemente schwerer als Eisen muß die Natur jedoch einen Tribut in Form von großen Mengen von Energie zahlen: Temperaturen über einige Milliarden Grad sind notwendig, ohne daß Energie gewonnen werden kann.

Kurz nach dem Urknall sind Temperatur und Dichte im Universum gerade passend, um Wasserstoff (ein Proton, ein Neutron) zu Helium (zwei Protonen, zwei Neutronen) und Spuren von Lithium (drei Protonen, vier Neutronen) zu verschmelzen. Nur einige Sekunden später sind sowohl Temperatur als auch Dichte zu gering, um weitere Elemente zu prozessieren, die chemische Zusammensetzung wird eingefroren. Man nennt sie primordial. Der Urknall hat seinen Teil geleistet, von nun an sind die Sterne für den weiteren Aufbau von Elementen zuständig.

Die Sonne: Aufbau

http://www.youtube.com/watch?v=Za4hmzwtARw

Sterne stellen die zweite Art von Ofen dar, in ihnen werden sämtliche Elemente schwerer als Helium hergestellt. Temperatur und Dichte in ihrem Inneren sind wieder hoch genug, um Kernfusion zuzulassen. Diese Kernreaktion liefert auch die Energie, die von den Sternen abgestrahlt wird, so daß sie überhaupt scheinen können. Die ``Asche'' aus dem Kernbrennen sind die schweren Elemente. Während seiner Entwicklung durchläuft ein Stern verschiedene Brennphasen, bei denen sukzessive immer schwerere Elemente aufgebaut werden. Im wesentlichen in folgender Reihenfolge:
Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Magnesium, Silizium, Schwefel und Eisen. Dies passiert während eines ``ruhigen'' Kernbrennens, das genug Energie liefert, um den Stern vor dem gravitativen Selbstkollaps zu bewahren. Wenn allerdings das Sterninnere nur noch aus Eisen besteht, kann keine Energie mehr aus Kernfusion gewonnen werden. Der Stern empfindet es als unangenehm teuer, schwerere Elemente als Eisen zu produzieren.

Kernfusion

http://www.youtube.com/watch?v=5Nb42ONe5rM

Wo kommen dann diese Elemente her? Gold, Silber, Platin; sie werden nicht während des ruhigen `hydrostatischen' Brennens erzeugt. Diese Arbeit muß in einer Explosion verrichtet werden. Massive Sterne (10 mal so viel Masse wie die Sonne) beenden ihre Entwicklung als Supernovae. Dies sind Explosionen bei denen riesige Mengen an Energie freigesetzt werden. Ein Teil davon wird zur Bildung von den schwersten Elementen im Kosmos verbraucht. Tatsächlich verschwendet die Natur sehr viel Energie, um Elemente oberhalb der Eisen-Gruppe herstellen zu können. Aufgrund der Explosion wird dann der Teil der ``Asche'' von dem nuklearen Brennen, die sich in der Hülle des Sterns befindet, abgeworfen, und somit das interstellare Medium verunreinigt. Der dichtere, innere Teil des Sterns bleibt zurück und wird - je nach Masse - ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Gold und andere Elemente.

http://www.youtube.com/watch?v=BXvw1o6fCc8

Woher kommt unser Gold

http://www.youtube.com/watch?v=fZJgDBhqx84 Teil 1

http://www.youtube.com/watch?v=YSTkh...eature=related Teil 2

Tycho Brae's Supernova


Er beobachtet 1572 einen „Neuen Stern“, den er als „ein Wunder, wie es seit Anbeginn der Welt nicht gesehen wurde“ beschreibt. Dies machte ihn unter den Astronomen in ganz Europa berühmt.

http://www.youtube.com/watch?v=0ALJY-nWbnQ

Hier eine andere Aufnahme einer Supernova in Realzeit. Das sieht zwar nach wenig aus was da in 7 Jahren passiert, aber bedenkt das es huntert tausende von Kilometer sind die da zurück gelegt worden sind.

http://www.youtube.com/watch?v=4AT71_n7CFQ

Unsere Sonne ist nicht massereich genug, um eine Supernova zu machen. Die Sonne begann vor etwa 4,5 Milliarden Jahren als sie geboren wurde, in ihrem Zentrum Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Das tut sie heute noch. Erst in weiteren 4,5 Milliarden Jahren wird sie damit beginnen, das Produkt aus dem Wasserstoffbrennen (Helium) zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verbrennen. Die Gesetze der Physik werden ihr es allerdings nicht erlauben, sich auf der Kette der Kernfusion höher zu hangeln. Nachdem sie am Ende ihres Lebens einen Teil der ``Asche'' in Form eines Planetarischen Nebels abgeworfen hat, wird sie für immer als Weißer Zwerg im Kosmos treiben, langsam abkühlen und verblassen.

Der Tunneleffekt

Tunneleffekt ist in der Physik eine veranschaulichende Bezeichnung dafür, dass ein atomares Teilchen eine Potentialbarriere von endlicher Höhe auch dann überwinden kann, wenn seine Energie geringer als die Höhe der Barriere ist. Nach den Vorstellungen der klassischen Physik wäre dies unmöglich, nach der Quantenmechanik ist es möglich. Mit Hilfe des Tunneleffekts wird unter anderem der Alpha-Zerfall von Atomkernen erklärt.

http://www.youtube.com/watch?v=KQ0H0FK9dpc Teil 1

http://www.youtube.com/watch?v=NN-vM...eature=related Teil 2

Kernfusion in der Sonne

Druck und Temperatur im Innern der Sonne würden alleine nicht dafür ausreichen, dass Kerne für eine thermonukleare Fusion die Coulomb-Barriere überschreiten können. Durch den Tunneleffekt wird das Coulomb-Potential jedoch mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit quantenmechanisch überwunden.

Als Coulombwall oder Coulombbarriere wird das Potential bezeichnet, gegen das ein positiv geladenes Teilchen anlaufen muss, um in den Atomkern zu gelangen

So Leute, dass war mal wieder unheimlich viel Info für die Rübe

Nochmals meinen Dank an die ca. 60 Leute die sich hierfür interessieren

Wenn ich noch nicht auf eure Vorschläge reagiert habe, soll das nicht heissen das ich sie nicht bringen werde. Ich habe zur Zeit, wenig Zeit. Eure Vorschläge und Wünsche bestimmte Themen zu erörtern werden berücksichtigt und werden irgendwann drannkommen.

Trotzdem freue ich mich über jeden Post von euch... es wird hier auf der Seite doch langsam recht einsam ...

MFG

Bak
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