Diskussion:Kohlenstoffbrennen

Die Energieerzeugungsrate ist dabei proportional zur 27. Potenz der Temperatur. Mithin bewirkt eine Erhöhung der Temperatur um 5 % eine Steigerung von 273 % bei der Energiefreisetzung.

Bei mir ergibt aber 1,05^27=3,73, müßte es dann nicht heissen Steigerung um 373%?

Nein, wenn man die ursprünglichen 100% abzieht. (nicht signierter Beitrag von 87.122.27.184 (Diskussion | Beiträge) 01:00, 2. Aug. 2009 (CEST))

Offensichtlich stand es ursprünglich schon mal richtig im Text. Es muss entweder lauten "eine Steigerung UM 273 %" bzw. "eine Steigerung VON 273 %" oder aber "eine Steigerung AUF 373 %". Bitte ändern! --Darkstardust (Diskussion) 17:57, 2. Aug. 2013 (CEST)

Habs mal geändert, auch wenn da Kommentare im Code stehen, die einen Beleg zeigen wollen. Wenn es im Buch auch falsch geschrieben wurde, können wir das ja wenigstens richtig machen. --Faldrian (Diskussion) 12:57, 3. Aug. 2013 (CEST)

Mindestmasse fürs Kohlenstoffbrennen

Dieser Artikel nennt 4 Sonnenmassen, nach dem Artikel Stern genügen jedoch schon 2,3 Sonnenmassen, um das Kohlenstoffbrennen zu zünden - sind die Modellschätzungen derart unterschiedlich, oder ist eine Zahl falsch?
Auch für das Brennen schwererer Elemente weichen die Zahlen ab. --80.219.3.12 01:35, 5. Okt. 2013 (CEST)

A. Friedo: Die Massenangaben sind in den relevanten Artikeln "undurchsichtig" beschrieben, da werden evtl. Sonnenmassen des gesamten Sternes mit Kernmassen verwechselt, auch beim Heliumbrennen. In "Sterne" von J. B. Kaler wird angegeben , dass für Heliumbrennen der KERN mindestens 0,3 Sonnenmassen schwer sein muss und für Kohlenstoffbrennen 0,9. Die Kernmasse ist in der Hauptreihe ~10% der Sternmasse, bei Sternen niedriger Masse nimmt die Kernmasse während der Unterriesenphase und auf dem RGB bis auf ~0,45 Sonnenmassen zu, sodass Sterne bis hinunter zu ~0,6..0,7 Sonnenmassen in der Lage sind, das Heliumbrennen zu starten. Sterne von ~0,7 .. 2,5 Sonnenmassen erleiden beim Erreichen der 0,45 Sonnemassen im Kern einen Heliumflash bei annähernd gleicher Leuchtkraft auf dem RGB ("top of RGB-Methode" in der Entfernungsbestimmung) - danach sinkt die Leuchtkraft ab und wird zum größten Teil vom Heliumbrennen erzeugt (Rote Riesen - III). Massereichere Sterne, bis ~8 Sonnenmassen erleiden in der Riesenphase einen so starken Massenverlust, dass der Kern am Ende nicht die erforderlichen 0,9 Sonnenmassen fürs C-Brennen erreicht. Bei denen steuert die Wasserstoffhülle einen erheblichen bzw. sogar den größten Teil der Sternleuchtkraft bei (Helle Riesen - II). Zwischen ~8 und 10...11 Sonnenmassen haben die Sterne zwar noch einen ausgeprägten AGB, das ist aber nur so, weil das Kohlenstoffbrennen unglaublich kurz (maximal 50.000 Jahre) ist und nur kurz vor der "Auflösung" der Sternhülle in einen PN stattfindet. Ab 1,2 Sonnenmassen im Kern laufen auch alle anderen Kernfusionen bis zum Eisen ab (Ne-Brennen ~2 Jahre, O-Brennen ~50 Jahre [Ja, das dauert tatsächlich länger!] und Si-Brennen ~14 Tage und der Stern erleidet eine Kernkollaps-Supernova. Nach "Kippenhahn-Diagramm" googeln, da findet man genügend Publikationen!

Nach heute gängiger Sternentwicklungstheorie - was ich aus der Literatur weiß - zeigen Sterne mit (immer anfangs!) ~11 bis ~20 Sonnenmassen nach dem blauen Haken und dem "Schwenk" aus der Hauptreihe zu den Roten Überriesen quer durch HRD noch einen Ansatz von AGB vor der Supernova (betrifft Sterne wie Antares, Beteigeuze, evtl. Rigel - der auf dem Weg zum RSG sein könnte). Zwischen ~20..40 Sonnenmassen wird der Massenverlust in der Roten Überriesenphase derart hoch, dass der anfängliche RSG wieder zum Blauen Überriese wird, anschließend zum WR-Stern (evtl. Deneb). Ab 40 Sonnenmassen existiert für eine rote Sternhülle kein stabiler Zustand mehr (Humphrey-Davidson-Limit), der Stern bleibt den Rest seiner Zeit blau und entwickelt sich vom BSG eventuell über einen LBV zum WR-Stern (eta Car, zeta 1 Sco, ...). --80.153.171.158 16:39, 13. Sep. 2022 (CEST)

Instabilität nach Neonbrennen

Wieso steht ein solcher Abschnitt in diesem Artikel? Oder ist eine Instabilität nach Abschluss des C-Brennens gemeint, weil das Ne-Brennen nicht gezündet werden kann? Oder gibt es beide Instabilitäten bei unterschiedlichen Ausgangsmassen? --80.219.3.12 01:32, 5. Okt. 2013 (CEST)

Energieerzeugungsrate

Dass ich dieses Wort in einem Artikel von Physikern lesen muss, ist echt traurig.....hab das mal geändert--94.219.147.124 15:53, 11. Okt. 2013 (CEST)

Weshalb wurde meine Änderung revertiert? Energie kann nicht erzeugt werden. Dieser Ausdruck ist physikalischer Schwachsinn!--88.69.114.161 00:34, 21. Okt. 2013 (CEST)