Physik aus dem Tagebuch eines Sterns

Physik

aus dem

Tagebuch

eines Sterns

Concettina SfientiJohannes Gutenberg-Universität - Institut für Kernphysik, Mainz

Wednesday, March 19, 2014

Der Mensch besteht auf...

...Es war eine dunkle stürmische Nacht

...nicht mal ein kleines BANG

250 sek

109 oC

Nach dem erstem 3 Minuten ...

250 sek

109 oC

106 oC

250 sek

109 oC

106 oC

103 oC

250 sek

109 oC

250 sek

109 oC

250 sek

109 oC

Wasserstoff (H)

Helium (He)

250 sek

109 oC

Wasserstoff (H)

Helium (He)

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250 sek

109 oC

Wasserstoff (H)

Helium (He)

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250 sek

109 oC

Wasserstoff (H)

Helium (He)

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250 sek

109 oC

600 mJ

“Einige” Jahren später...

250 sek

109 oC

600 mJ

14000 mJ

-270 oC “Einige” Jahren später...

250 sek

109 oC

600 mJ

14000 mJ

250 sek

109 oC

600 mJ

14000 mJ

... “wir sind aus Sternenstaub”!?Wednesday, March 19, 2014

≈10 Trilliarden

(1022) Sternen

Was wissen Sie über die Sonne?Wednesday, March 19, 2014

Was wissen Sie über die Sonne?

Mittlere Entfernung:

149.600.000 Km ≈ 1.5 × 108 KmWednesday, March 19, 2014

Äquatordurchmesser:

1.392.684 KmWednesday, March 19, 2014

Masse:

1,32 x 1030 KgWednesday, March 19, 2014

Fallbeschleunigung:

274 m/s2

Fallbeschleunigung:

274 m/s2

NASA 20G

Fallbeschleunigung:

274 m/s2

NASA 20G

Fallbeschleunigung:

274 m/s2

NASA 20GMIELE 200G

Oberflächetemperatur:

5.778 KWednesday, March 19, 2014

Wie haben wir es gemessen?

Wiensches Verschiebungsgesetz

Hauptbestandteil:

Wasserstoff (92.1%)Wednesday, March 19, 2014

...QM nötigWednesday, March 19, 2014

Abstand vom Kern

Sonnenspektrum

Häufigkeit der Elemente in der Sonne

BB-Nukleosynthese

...gebrauchtes Sternmaterial!Wednesday, March 19, 2014

Leuchtkraft:

3,846 x 1026 WWednesday, March 19, 2014

What powers a star?

A Gravitational energy B Chemical energy C Radioactivity D Nuclear energy

Gravitation

Radioaktivität

Chemische Reaktionen

Kernfusion

Warum scheint die Sonne?

What powers a star?

A Gravitational energy B Chemical energy C Radioactivity D Nuclear energy

Gravitation

Radioaktivität

Chemische Reaktionen

Kernfusion

WARUM?

Warum scheint die Sonne?

Luminosity ~ 10,000 years

Chemical energy content

Luminosity

Gravitational potential energy ~ 25 million years

Luminosity

Gravitational potential energy ~ 25 million years

Luminosity ~ 10 billion years

Nuclear potential energy (core)

Alter:

4,57 x 109 JWednesday, March 19, 2014

Der ewige Kampf gegen die Schwerkra@...

Innere Temperatur:

1,57 x 107 K

Innere Temperatur:

1,57 x 107 K

Kernfusion in der Sonne

+Wednesday, March 19, 2014

Die PP-‐KeDe

Huston wir haben ein Problem!

≈10 Trilliarden

(1022) Sternen

Rote Riesen

..der Kampf geht weiter...Wednesday, March 19, 2014

Heliumbrennen...das was das BB nicht geschaffen hat ....

Die Geschichte von Mr. Hoyle

Huston wir haben noch ein Problem

Das “Triple-‐Alpha” Prozess

Das Ende unserer Sonne

Der Geburt...

Hertzsprung-‐Russell-‐Diagramm

Der Tod von Giganten ....

Leuchtkraft ≈1044 W

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... wir sind Sternenstaub !Wednesday, March 19, 2014

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!"#$%&'#($)*+,#$+-$)"./+0/$1234$ Warum 1 Kg Gold so viel mehr als 1 Kg Eisen kostet!!

...und was bleibt übrig?

Das Schwanengesang

Neutronsternen

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Neutronsternen

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Neutronsternen

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Neutronsternen

Wie es alles began ....

Die traurige Geschichte von Jocelyn Bell

Warum spinnen Neutronsternen?

DrehimpulserhaltungL = Iω = konst.

Veränderliches Trägheitsmoment

DrehimpulserhaltungL = Iω = konst.

Was wissen wir über Neutronsternen?

Wie messen wir “Neutronsternen”?

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Physik aus dem Tagebuch eines Sterns

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