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Kapitel VII: Leben und Tod
der Sterne
Kap
itel V
II: L
eben
und
Tod
der
Ste
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2
Urpsrung der Elemente
Bindungsenergie/Nukleon hat Maximum bei Bindungsenergie/Nukleon hat Maximum bei 5656FeFe Aufbau schwerer Elemente erfordert Energie-ZufuhrAufbau schwerer Elemente erfordert Energie-Zufuhr
schwere Atomkerne sind für geladene Teilchen schwere Atomkerne sind für geladene Teilchen unzugänglich (Coulomb-Barriere)unzugänglich (Coulomb-Barriere) Aufbau schwerer Elemente erfolgt durch Neutronen-Aufbau schwerer Elemente erfolgt durch Neutronen-
ProzesseProzesse
Bindungsenergie/Nukleon hat Maximum bei Bindungsenergie/Nukleon hat Maximum bei 5656FeFe Aufbau schwerer Elemente erfordert Energie-ZufuhrAufbau schwerer Elemente erfordert Energie-Zufuhr
schwere Atomkerne sind für geladene Teilchen schwere Atomkerne sind für geladene Teilchen unzugänglich (Coulomb-Barriere)unzugänglich (Coulomb-Barriere) Aufbau schwerer Elemente erfolgt durch Neutronen-Aufbau schwerer Elemente erfolgt durch Neutronen-
ProzesseProzesse
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Neutronen-Prozesse:Neutronen-Prozesse: bei Neutronenanlagerung wird Energie frei!bei Neutronenanlagerung wird Energie frei! s-Prozes-Prozeß:ß:
• Einfangrate kleiner als Zeitskala für Einfangrate kleiner als Zeitskala für -Zerfall (slow)-Zerfall (slow) r-Prozer-Prozeßß::
• Einfangrate größer als Zeitskala für Einfangrate größer als Zeitskala für -Zerfall (rapid)-Zerfall (rapid)
Neutronen-Prozesse:Neutronen-Prozesse: bei Neutronenanlagerung wird Energie frei!bei Neutronenanlagerung wird Energie frei! s-Prozes-Prozeß:ß:
• Einfangrate kleiner als Zeitskala für Einfangrate kleiner als Zeitskala für -Zerfall (slow)-Zerfall (slow) r-Prozer-Prozeßß::
• Einfangrate größer als Zeitskala für Einfangrate größer als Zeitskala für -Zerfall (rapid)-Zerfall (rapid)
Urpsrung der Elemente
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II: L
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Urpsrung der Elemente
s-Prozeß:s-Prozeß:
Aufbau der Elemente bis A=210Aufbau der Elemente bis A=210 Sterne auf asymptotischem RiesenastSterne auf asymptotischem Riesenast Freisetzung der Neutronen im KernFreisetzung der Neutronen im Kern
r-r-Prozeß:Prozeß:
Aufbau der Elemente bis hin zu A=270Aufbau der Elemente bis hin zu A=270 Freisetzung der Neutronen während SN ExplosionFreisetzung der Neutronen während SN Explosion
s-Prozeß:s-Prozeß:
Aufbau der Elemente bis A=210Aufbau der Elemente bis A=210 Sterne auf asymptotischem RiesenastSterne auf asymptotischem Riesenast Freisetzung der Neutronen im KernFreisetzung der Neutronen im Kern
r-r-Prozeß:Prozeß:
Aufbau der Elemente bis hin zu A=270Aufbau der Elemente bis hin zu A=270 Freisetzung der Neutronen während SN ExplosionFreisetzung der Neutronen während SN Explosion
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Urpsrung der Elemente
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Die Hauptreihe des Kugelsternhaufens NGC 6397
Kap
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Altersbestimmung der Kugelsternhaufen
Kap
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II: L
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Altersbestimmung der Kugelsternhaufen
Kap
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II: L
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Das Alter der Sterne in Kugelsternhaufen
Die ältesten Sterne sind sehr metallarm und befinden sich in Kugelsternhaufen. Altersbestimmung
über den so genannten
Abknickpunkt der Hauptreihe.
Hauptreihe
Hauptreihe
Hauptreihe
Hauptreihe
Riesen Riesen (sterbende (sterbende
Sterne)Sterne)
Riesen Riesen (sterbende (sterbende
Sterne)Sterne)
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Stern 1: kompakter weißer ZwergStern 1: kompakter weißer Zwerg Stern 2: entwickelter HauptreihensternStern 2: entwickelter Hauptreihenstern
dehnt sich ausdehnt sich aus füllt schließlich sein Roche-Volumen aus füllt schließlich sein Roche-Volumen aus
(Äquipotentialfläche innerhalb der Material an Stern (Äquipotentialfläche innerhalb der Material an Stern 2 gebunden ist)2 gebunden ist)
Bei weiterem Anwachsen läuft Masse über den Bei weiterem Anwachsen läuft Masse über den inneren Lagrangepunkt und wird von Stern 1 inneren Lagrangepunkt und wird von Stern 1 akkretiertakkretiert
Drehimpulsbarriere: Material sammelt sich in einer Drehimpulsbarriere: Material sammelt sich in einer ScheibeScheibe (Akkretionsscheibe) (Akkretionsscheibe)
Viskosität: Transport in der Scheibe von außen nach Viskosität: Transport in der Scheibe von außen nach innen.innen.
Stern 1: kompakter weißer ZwergStern 1: kompakter weißer Zwerg Stern 2: entwickelter HauptreihensternStern 2: entwickelter Hauptreihenstern
dehnt sich ausdehnt sich aus füllt schließlich sein Roche-Volumen aus füllt schließlich sein Roche-Volumen aus
(Äquipotentialfläche innerhalb der Material an Stern (Äquipotentialfläche innerhalb der Material an Stern 2 gebunden ist)2 gebunden ist)
Bei weiterem Anwachsen läuft Masse über den Bei weiterem Anwachsen läuft Masse über den inneren Lagrangepunkt und wird von Stern 1 inneren Lagrangepunkt und wird von Stern 1 akkretiertakkretiert
Drehimpulsbarriere: Material sammelt sich in einer Drehimpulsbarriere: Material sammelt sich in einer ScheibeScheibe (Akkretionsscheibe) (Akkretionsscheibe)
Viskosität: Transport in der Scheibe von außen nach Viskosität: Transport in der Scheibe von außen nach innen.innen.
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Kap
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II: L
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Kap
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II: L
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Typische Ausdehnung des Systems wie Erde-Typische Ausdehnung des Systems wie Erde-Mond-SystemMond-System
Umlaufperiode ~10hUmlaufperiode ~10h Gravitationsenergie der einfallenden Masse Gravitationsenergie der einfallenden Masse
heizt Gas heizt Gas Röntgenemission Röntgenemission Effektivität(0.03% mcEffektivität(0.03% mc22) fast vergleichbar mit ) fast vergleichbar mit
Kernfusion (0.7% mcKernfusion (0.7% mc22)) Höhere Effektivitäten, wenn Primärobjekt ein Höhere Effektivitäten, wenn Primärobjekt ein
Neutronenstern (10% mcNeutronenstern (10% mc22) oder ein schwarzes ) oder ein schwarzes Loch (40% mcLoch (40% mc22) ist ) ist
Typische Ausdehnung des Systems wie Erde-Typische Ausdehnung des Systems wie Erde-Mond-SystemMond-System
Umlaufperiode ~10hUmlaufperiode ~10h Gravitationsenergie der einfallenden Masse Gravitationsenergie der einfallenden Masse
heizt Gas heizt Gas Röntgenemission Röntgenemission Effektivität(0.03% mcEffektivität(0.03% mc22) fast vergleichbar mit ) fast vergleichbar mit
Kernfusion (0.7% mcKernfusion (0.7% mc22)) Höhere Effektivitäten, wenn Primärobjekt ein Höhere Effektivitäten, wenn Primärobjekt ein
Neutronenstern (10% mcNeutronenstern (10% mc22) oder ein schwarzes ) oder ein schwarzes Loch (40% mcLoch (40% mc22) ist ) ist
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Klassische NovaeKlassische Novae Wasserstoff trifft auf Oberfläche des Weißen Wasserstoff trifft auf Oberfläche des Weißen
Zwerges und zündet explosionsartiges Zwerges und zündet explosionsartiges thermonukleares Brennenthermonukleares Brennen
Helligkeitanstieg um 10 bis 15 Magnituden (Faktor Helligkeitanstieg um 10 bis 15 Magnituden (Faktor 101044 – 10 – 1066))
Theoretisch sollten sie sich wiederholen, aber nicht Theoretisch sollten sie sich wiederholen, aber nicht direkt beobachtet (Intervall ca. 10direkt beobachtet (Intervall ca. 1044 a) a)
Zwergnovae: 100 mal schwächer als klassische Zwergnovae: 100 mal schwächer als klassische Novae, Wiederholungen beobachtet. Erzeugt durch Novae, Wiederholungen beobachtet. Erzeugt durch Irregularitäten in der Akkretionsrate (kein Brennen) Irregularitäten in der Akkretionsrate (kein Brennen)
Klassische NovaeKlassische Novae Wasserstoff trifft auf Oberfläche des Weißen Wasserstoff trifft auf Oberfläche des Weißen
Zwerges und zündet explosionsartiges Zwerges und zündet explosionsartiges thermonukleares Brennenthermonukleares Brennen
Helligkeitanstieg um 10 bis 15 Magnituden (Faktor Helligkeitanstieg um 10 bis 15 Magnituden (Faktor 101044 – 10 – 1066))
Theoretisch sollten sie sich wiederholen, aber nicht Theoretisch sollten sie sich wiederholen, aber nicht direkt beobachtet (Intervall ca. 10direkt beobachtet (Intervall ca. 1044 a) a)
Zwergnovae: 100 mal schwächer als klassische Zwergnovae: 100 mal schwächer als klassische Novae, Wiederholungen beobachtet. Erzeugt durch Novae, Wiederholungen beobachtet. Erzeugt durch Irregularitäten in der Akkretionsrate (kein Brennen) Irregularitäten in der Akkretionsrate (kein Brennen)
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Klassische NovaeKlassische Novae Klassische NovaeKlassische Novae
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Entwicklung von engen Binärsystemen (cataclysmic binaries)
Supernovae (Typ I)Supernovae (Typ I) Massenakkretion treibt Primärkomponente (Weißer Massenakkretion treibt Primärkomponente (Weißer
Zwerg) über die Chandrasekharmasse (1.4 MZwerg) über die Chandrasekharmasse (1.4 M). ). Primärstern kollabiert und zündet Primärstern kollabiert und zündet
Kohlen-/Sauerstoffbrennen im entarteten Zustand Kohlen-/Sauerstoffbrennen im entarteten Zustand thermonukleare Explosionthermonukleare Explosion
• Detonation: Brennfront propagiert supersonischDetonation: Brennfront propagiert supersonisch• Deflagration: Brennfront propagiert subsonischDeflagration: Brennfront propagiert subsonisch
Lichtkurve: nur 0.7 MLichtkurve: nur 0.7 M in in 5656Ni Ni thermonukleares thermonukleares Brennen unvollständig Brennen unvollständig Deflagration Deflagration
Kosmologische Relevanz: StandardkerzenKosmologische Relevanz: Standardkerzen Entscheidungskriterium Typ I oder Typ II : Falls Entscheidungskriterium Typ I oder Typ II : Falls
Wasserstofflinien im Spektrum, dann Typ II Wasserstofflinien im Spektrum, dann Typ II
Supernovae (Typ I)Supernovae (Typ I) Massenakkretion treibt Primärkomponente (Weißer Massenakkretion treibt Primärkomponente (Weißer
Zwerg) über die Chandrasekharmasse (1.4 MZwerg) über die Chandrasekharmasse (1.4 M). ). Primärstern kollabiert und zündet Primärstern kollabiert und zündet
Kohlen-/Sauerstoffbrennen im entarteten Zustand Kohlen-/Sauerstoffbrennen im entarteten Zustand thermonukleare Explosionthermonukleare Explosion
• Detonation: Brennfront propagiert supersonischDetonation: Brennfront propagiert supersonisch• Deflagration: Brennfront propagiert subsonischDeflagration: Brennfront propagiert subsonisch
Lichtkurve: nur 0.7 MLichtkurve: nur 0.7 M in in 5656Ni Ni thermonukleares thermonukleares Brennen unvollständig Brennen unvollständig Deflagration Deflagration
Kosmologische Relevanz: StandardkerzenKosmologische Relevanz: Standardkerzen Entscheidungskriterium Typ I oder Typ II : Falls Entscheidungskriterium Typ I oder Typ II : Falls
Wasserstofflinien im Spektrum, dann Typ II Wasserstofflinien im Spektrum, dann Typ II
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Lichtkurven der Supernovae
Lichtkurve Zwei Bereiche,
exponentieller Abfall auf Zeitskalen
• ca. 6 Tage• ca. 80 Tage
SN erzeugt 56Ni
)d7.77(
eFeCo
)d1.6(
eCoNi
2/1
5626
5627
2/1
5627
5628
=+++→
=+++→
+
+
τγν
τγν
e
e
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Lichtkurven der Supernovae
Lichtkurve Zwei Bereiche,
exponentieller Abfall auf Zeitskalen
• ca. 6 Tage• ca. 80 Tage
SN erzeugt 56Ni
)d7.77(
eFeCo
)d1.6(
eCoNi
2/1
5626
5627
2/1
5627
5628
=+++→
=+++→
+
+
τγν
τγν
e
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Typ II-L
Typ II-P
linear
Plateau
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19~ Jahres-Energiebudget einer gesamten Galaxie
Die Supernova SN1994D
NGC 4526
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Die Supernova SN1987A
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Die Supernova SN1987A
In der großen Magellanschen Wolke Erste „nahe“ Supernova in 3 Jahrhunderten
Vorläuferstern identifiziert Sandulaek -890 202 15-18 M Blauer (!) Riesenstern Beobachtet optisch am 24.2.1987 Neutrinosignal detektiert am 23.2.1987 um
7h35 UTC
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Die Supernova SN1987A
Beobachtet optisch am 24.2.1987 Neutrinosignal detektiert am 23.2.1987
um 7h35 UTC
• 7:35h, 23. Februar, Neutrino Signal
• 9:30h, 23. Februar
• Amateur Astronom Albert Jones beobachtet Tarantula Nebula in LMC
beobachtet nichts ungewöhnliches…
• 10:30h, 23. Februar
• Robert McNaught fotografiert LMC
SN1987A ist auf der Platte!
• ca. 20 Stunden spaeter, Entdeckung durch Ian Shelton
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20 Neutrinos von der SN1987A
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Historische Supernovae Erwartet: ca 1-2 pro Jahrhundert in der Milchstraße
(Verhältnis von Typ I und Typ II etwa 1:1) Beobachtet: nur 6 im letzten Jahrtausend
SN1006: beobachet von Europäern, Chinesen, Japanern und Arabern
SN1054: Überrest: Krebsnebel M1; beobachet von Chinesen, Japanern, Arabern und Indianern (?), aber nicht von Europäern(?)
SN1572: Brahes Supenovae SN1604: Keplers Supenovae SN1680/SN1667: Datierung durch Rückrechung der
Ausdehnung des SN-Überrests. Beobachtet von Flamsted (?)
Kap
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Beispiel: M1 (Krebsnebel) Supernova vom 4. Juli 1054 Pulsar mit Periode 0,033 sec
Kap
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Supernovaüberreste Explosionwolke vom Neutronenstern/
Pulsar zum Leuchten angeregt (für Typ II) (vexp≈1000 km/s)
M1 (crab nebula) SN1987A
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Neutronensterne und Pulsare Neutronenstern: Überrest einer
Supernovaexplosion vom Typ II ≥ 1000 bekannt Strahlung pulsiert in allen Spektralbereichen (Radio …
Röntgen) Perioden: 0.006 bis 4.3 sec, sehr konstant (auf 10-9)
1967: Jocelyn Bell entdeckt pulsierende (einmal pro Sekunde) Radioquellen extremer Stabilität Vorläufige Namen: LGM1 und LGM2 Interpretation: schnell rotierender Neutronenstern mit
strarkem Magnetfeld• Synchrotronstrahlung ist fokussiert in Richtung der
magnetischen Pole. Strahl überstreicht die Erde wie das Licht eines Leuchtturms.
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Pulsare
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Pulsare im Röntgenlicht
Pulsar an Pulsar aus
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Schwarze Löcher
Übersteigt in einem massiven Stern der Kern oder in einem Binärsystem der Primärstern die Masse vonca. 2 M (1.5M - 3M) kein hydrostatisches Gleichgewicht möglich Kollaps auf einen „Punkt“ → Singularität Ab einer gewissen Kompaktheit
(Schwarzschildradius, Ereignishorizont) können selbst Photonen nicht mehr entweichen (vesc > c)
schwarzes Loch
Kap
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Schwarzschildradius
Klassische Herleitung (Laplace ~1800) Fluchtgeschwindigkeit
Für gegebene Masse erreicht die Fluchgeschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit c beim Radius
Kap
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Schwarzschildradius
Besser: allgemein relativistische Rechnung (Schwarzschild 1916) Ergebnis identisch Gekrümmte Raum-Zeit-Struktur Licht auf Umlaufbahn bei R=1.5 RS
Rotierende Schwarze Löcher: Ergosphäre (alles innerhalb der ES muss rotieren)
Ein Stern der Masse 1M hat einen Schwarzschildradius
von 1.5 km Extreme „Dichte“ von
=2x1016 g/cm3
(d.h. dichter als Kernmaterie)
Besser: allgemein relativistische Rechnung (Schwarzschild 1916) Ergebnis identisch Gekrümmte Raum-Zeit-Struktur Licht auf Umlaufbahn bei R=1.5 RS
Rotierende Schwarze Löcher: Ergosphäre (alles innerhalb der ES muss rotieren)
Ein Stern der Masse 1M hat einen Schwarzschildradius
von 1.5 km Extreme „Dichte“ von
=2x1016 g/cm3
(d.h. dichter als Kernmaterie)
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Verschiedene Arten Schwarzer Löcher Stellare Schwarze LöcherStellare Schwarze Löcher
Massen von wenigen SonnenmassenMassen von wenigen Sonnenmassen (hypothetisch) bis zu 100 M(hypothetisch) bis zu 100 M für die erste Generation für die erste Generation
von Sternenvon Sternen Überreste der Entwicklung massiver SterneÜberreste der Entwicklung massiver Sterne
Supermassive Schwarze LöcherSupermassive Schwarze Löcher In den Zentren vieler Galaxien (u.a. auch der In den Zentren vieler Galaxien (u.a. auch der
Milchstraße)Milchstraße) Massen von 10Massen von 1066 M M bis 10 bis 1099 M M
(hypothetisch) primordiale schwarze Löcher(hypothetisch) primordiale schwarze Löcher Entstanden in den frühen Phasen des UniversumsEntstanden in den frühen Phasen des Universums Massen um 10Massen um 101515 g g
Stellare Schwarze LöcherStellare Schwarze Löcher Massen von wenigen SonnenmassenMassen von wenigen Sonnenmassen (hypothetisch) bis zu 100 M(hypothetisch) bis zu 100 M für die erste Generation für die erste Generation
von Sternenvon Sternen Überreste der Entwicklung massiver SterneÜberreste der Entwicklung massiver Sterne
Supermassive Schwarze LöcherSupermassive Schwarze Löcher In den Zentren vieler Galaxien (u.a. auch der In den Zentren vieler Galaxien (u.a. auch der
Milchstraße)Milchstraße) Massen von 10Massen von 1066 M M bis 10 bis 1099 M M
(hypothetisch) primordiale schwarze Löcher(hypothetisch) primordiale schwarze Löcher Entstanden in den frühen Phasen des UniversumsEntstanden in den frühen Phasen des Universums Massen um 10Massen um 101515 g g
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Dichte eines Schwarzen Lochs
Massereichere Schwarze Löcher haben eine niedrigere Dichte z.B. supermassives Schwarzes Loch mit
M=108 M ⇒ = 2 g/cm3
Massereichere Schwarze Löcher haben eine niedrigere Dichte z.B. supermassives Schwarzes Loch mit
M=108 M ⇒ = 2 g/cm3
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Nachweis von Schwarzen Löchern Stellare schwarze Löcher
Binärsysteme (Radialgeschwindigkeiten) mit unsichtbarem Primärstern
Masse des Primärsterns oberhalb einiger Sonnenmassen (siehe Kapitel VI, LMC-X3)
Röntgenemission der Akkretionsscheibe Supermassive Schwarze Löcher
Kinematik im Zentrum der Galaxien Primordiale Schwarze Löcher
Hawking Strahlung (hypothetisch)
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Zusammenfassung
M=1-8M weisser Zwerg im Doppelsternsystem evtl. Supernova Ia (Chandrasekhar-Masse 1.44M)
Neutronenstern/schwarzes Loch
M=8-30M Neutronenstern (Supernova Ib, Ic oder II)
M>30M schwarzes Loch
