Astronomie II (online-kurs)
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KAPITEL 3. ENDSTADIEN DER STERNENTWICKLUNG 29<br />
λ = (2π¯h 2 /mk B T) 1/2 ... thermische Wellenlänge<br />
Weiße Zwerge:<br />
R ∼<br />
10 3 km<br />
0.6 M ⊙ < M < 1.4 M ⊙<br />
ρ ∼ 10 5 ...10 7 g cm −3<br />
T c<br />
= 10 7 K<br />
(3.3)<br />
- thermische Energie ≪ Fermi-Energie (Pauli-Prinzip)<br />
- Elektronendruck ≫ Druck der Atomkerne (He,...)<br />
- unstabil für ρ c ≥ 10 −5 ρ 0 , ρ 0 = 2.4 · 10 14 g cm −3<br />
Neutronensterne:<br />
R ∼<br />
10 km<br />
M ∼ 1.4 M ⊙ < 2... 3 M ⊙<br />
ρ ∼ 2...10 × 10 14 g cm −3 (3.4)<br />
- β-Gleichgewicht: p + e − ⇀↽ n + ν<br />
- im Inneren der Sterne:<br />
• superfluide Neutronen<br />
• angeregte Hadronen: Kaonen, Hyperonen<br />
• Quarkmaterie:<br />
– Supraleitung?<br />
– fremde Materie (strange matter) - s-Quarks?<br />
Schwarze Löcher:<br />
M = M ⊙ ←→ R ≈ 3 km<br />
aus ART folgt:<br />
v Flucht = c<br />
Abschätzung: 1 2 v2 Flucht = G·M<br />
R<br />
→ R S = 2GM<br />
c 2<br />
Schwarzschild-Radius: R S (“Ereignis-Horizont”)<br />
Mögliche Beobachtung durch X-Ray Binaries.
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