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<blockquote data-quote="H2SO4" data-source="post: 91584" data-attributes="member: 2506"><p>Dramatische Ereignisse wie Supernovae wurden früher überaus selten entdeckt, und so setzte man zur Benennung nach SN und der entsprechenden Jahreszahl einfach einen fortlaufenden Buchstaben, z.B. SN 2003F. 1954 wurden jedoch zum ersten Mal mehr als 26 Ereignisse gezählt, seitdem wird ab der 27. Supernova der Großbuchstabe durch 2 Kleinbuchstaben ersetzt, also von "aa" bis "zz". 2006 wurde bis 551 gezählt, was dann die Bezeichnung SN 2006ue ergab. Meistens sind massereiche Sterne in großen Entfernungen explodiert wenn wir sie entdecken und es war schon ein großes Glück für die Astronomen, als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke eine Supernova, SN 1987A, aufleuchtete, die während ihrer gesamten Entwicklung beobachtet werden konnte. Zumal der Vorläuferstern, ein Überriese der Spektralklasse B3 mit Namen Sanduleak -69° 202a, recht gut bekannt und nicht allzu weit von uns entfernt war (der Name stammt von einem Verzeichnis heißer, blauer Sterne von Nicholas Sanduleak). SN 1987A erstrahlte in den Außenbereichen des Tarantel- Nebels in 168 000 Lichtjahren Entfernung derart hell, dass sie auf der Südhalbkugel mit bloßem Auge sichtbar war. </p><p></p><p>Man unterscheidet Supernovae grob in zwei Klassen (es gibt noch weitere Unterklassen zur besseren Unterscheidung), die Typen SN I und SN II: </p><p></p><p>Supernova Typ SN I</p><p></p><p>Supernovae vom Typ SN I weisen keine Wasserstofflinien im Spektrum auf was bedeutet, dass SN I diesen bereits vor der Explosion verloren haben muss. Das Szenario ist ähnlich wie bei den Novae: in einem Doppelsternsystem wird ein Roter Riesenstern von einem Weißen Zwerg begleitet. Dieser kompakte, überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Zwergstern saugt von seinem Begleiter ständig Materie ab, weil dieser seine Rochesche Grenze überschritten hat. Sie spiralt dann in einer Akkretionsscheibe auf den Zwerg herunter, dessen Masse dementsprechend laufend zunimmt.</p><p></p><p>Zwar schleudert der Weiße Zwerg einen Teil der Materie während der Nova- Explosionen in den Raum, wenn sich genügend Wasserstoff auf seiner Oberfläche ansammelte und dann schlagartig fusionierte. Auf Dauer gesehen wird er aber an Substanz zunehmen, da ein Rest an Helium- Asche zurück bleibt. Im Laufe der Zeit steigen damit seine Dichte und seine Temperatur, während sein Durchmesser schrumpft. Noch bietet das entartete Elektronengas der einwirkenden Gravitation neutralisierenden Gegendruck, aber nach Überschreiten der Chandrasekhar- Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen funktioniert das nicht mehr. Es bilden sich nun zunächst im Innern des Sterns einzelne Inseln aus, in denen Fusionen einsetzen. Diesen Vorgang bezeichnet man als Deflagration, (lat., deflagrare, "abbrennen"). Die Deflagration ist eine "Verbrennung", diese Zellen pflanzen sich dann weiter nach außen fort durch die Aufheizung der Umgebung und das geschieht noch mit einer Geschwindigkeit unterhalb der im Medium möglichen Schallgeschwindigkeit. Das Ganze geht aber bald in eine Detonation über, bei der die Ausbreitungsgeschwindigkeit über der Schallgeschwindigkeit liegt und der eine Stoßwelle vorangeht.</p><p></p><p>Supernovae in NGC 664Gleich zwei Supernovae sind in der 300 Millionen Lichtjahre entfernten Spiralgalaxie NGC 664 explodiert. In relativer Nachbarschaft gingen hier zwei Bomben hoch, von denen jede eine Sprengkraft von 1030 Megatonnen TNT (!) besaß. Diese Aufnahme besitzt Seltenheitswert, denn normalerweise ist in einer Spiralgalaxie nur alle 25 bis 100 Jahre eine Supernova zu beobachten. Das Blau der einen Supernova ist begründet in einer wesentlich höheren Temperatur.</p><p></p><p>Die Temperatur in der Kernzone ist auf 400 Millionen [K] angestiegen und der Kohlenstoff (12C) zündet. Die bei dieser thermonuklearen Reaktion freigesetzte Energie heizt nun das entartete Gas des Sterns auf, aber es dehnt sich nicht aus, wie es ja ein normales Gas tun würde, sondern bleibt von der ansteigenden Temperatur unbeeindruckt. Dadurch finden die Fusionen in noch schnellerer Folge statt, denn sie werden naturgemäß durch hohe Temperaturen begünstigt.</p><p></p><p>Innerhalb von Sekundenbruchteilen steigt die Temperatur sprunghaft auf einige Milliarden [K] im Zentrum an und alles vorhandene Brennmaterial wird in Nickel (56Ni) umgewandelt. Nun wandert die Fusionswelle immer weiter nach außen. Ihr läuft eine Druck- bzw. Stoßfront voraus, wodurch sofort neue Kernverschmelzungen zünden. Je weiter die Front jedoch nach außen gelangt (mit einem Tempo von bis zu 1000 [Km/s]), umso verdünnter werden die einzelnen Schichten und auch der Grad der Entartung nimmt ab. In Zonen geringerer Dichte wird Silizium in großen Mengen erzeugt.</p><p></p><p>Die Verbrennung wird immer weniger vollständig, und die äußeren Schichten werden durch die Stoßfront völlig unverändert in den Raum geblasen. Da der Stern nur einen Radius von 3000 [Km] besaß, ist der gesamte Vorgang nach drei Sekunden abgeschlossen, die größte bekannte Kernexplosion ist erfolgt. Der Kollaps zum Neutronenstern wird durch die thermonukleare Supernova SN Ia verhindert. </p><p></p><p>1994 ereignete sich in der äußeren Randregion der diskusförmigen Galaxie NGC 4526 eine Supernovaexplosion Sie war vom Typ SN Ia, wie die Astronomen aus der Lichtkurve ableiten konnten. Diese Supernovae sind für die Wissenschaftler nicht nur hinsichtlich der Entwicklung der Sterne interessant, sondern sie dienen auch als so genannte Standardkerze zur Entfernungsbestimmung. Dies deshalb, weil hier immer wieder derselbe Sterntypus explodiert, die Helligkeit der Supernova darum stets gleiche Werte aufweist und sich der Supernovatyp eindeutig anhand der Lichtkurve identifizieren lässt.</p><p></p><p>er Weiße Zwerg existiert jetzt nicht mehr, seine gesamte Materie wurde ins All geblasen. Die expandierende Hülle verliert nach und nach ihre Leuchtkraft, die sich aber noch zweimal gegen das absolute Ende aufbäumt: Das bei der Explosion gebildete Nickel- Isotop (56Ni) ist nicht stabil (Halbwertszeit 6 Tage) und zerfällt bald in Kobalt (56Co, Halbwertszeit 77 Tage) unter Abgabe eines Gamma- Photons. Dieses kann aber die expandierende Hülle nicht einfach verlassen, sondern überträgt seine Energie auf mit ihm zusammenprallende Teilchen.</p><p></p><p>Dadurch heizt sich die Hülle noch weiter auf und strahlt für kurze Zeit so hell wie 5 Milliarden Sonnen. Bald zerfällt auch das Kobald-56, welches ebenfalls nicht stabil ist, in das stabile Eisen-56 56Fe, wobei wiederum ein Gamma- Quant frei wird und die Hülle ein letztes Mal aufheizt.</p><p></p><p>Neben dem beschriebenen Typ SN Ia, der in seinem Spektrum Silizium enthält, unterscheidet man noch die siliziumfreien Spektren von SN Ib mit viel Helium und SN Ic mit wenig Helium. </p><p></p><p>Supernova Typ SN II</p><p></p><p>Wie bereits weiter oben erwähnt, ist eine Supernova vom Typ II das Ende eines massereichen Sterns. Zum Ende seiner thermonuklearen Brennphase weist er in seinem Innern einen kompakten Kern aus Eisen und Nickel auf, der nicht weiter fusionieren kann. Seine Masse liegt bei etwa 1 bis 1½, maximal bei ca. 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). In den ihn umgebenden Schalen laufen jedoch noch verschiedene Kernprozesse ab, u.a. das Siliziumbrennen in der den Kern überlagernden Schale, wobei noch weiter Eisen erzeugt wird, welches letztendlich die Masse und die Temperatur des (entarteten) Kerns weiter erhöht.</p><p></p><p>Lichtkurve einer SN II Die Helligkeitskurve einer SN II ist wesentlich unregelmäßiger als beim Typ SN I. Nach dem Maximum folgt ein steiler Abfall über ca. 25 Tage. Sodann bleibt die Helligkeit 50 bis 100 Tage etwa konstant, worauf sie wieder steil abfällt. Bei den Supernovae SN II unterscheiden wir folgende Typen:</p><p></p><p> * Normale SN II: Ausgeprägte Wasserstofflinie im Spektrum</p><p> * SN IIb: Linie von Helium im Spektrum dominant</p><p> * SN IIL: Linear abnehmende Lichtkurve</p><p> * SN IIP: Lichtkurve bleibt nach Helligkeitsmaximum zunächst plateauartig auf hohem Niveau</p><p> * SN IIn: Ein wenig Wasserstoff im Spektrum</p><p></p><p>Weil keine Fusionsprozesse mehr im Sternzentrum ablaufen können, erlischt auch der Energienachschub. Bis jetzt hatten Gas- und Strahlungsdruck der nach innen einwirkenden Gravitation Einhalt geboten, jetzt aber wird der Kern immer mehr zusammengequetscht. Ab einem bestimmten Punkt, die Temperatur beträgt nun etwa 5 bis 10 Milliarden [K], wird er instabil. Er ist plötzlich so stark komprimierbar, dass er im Freien Fall in sich zusammen stürzt. Bei der genannten Temperatur sind die im Kern vorhandenen Gamma- Quanten derart reaktiv, dass sie die Eisen- und Nickelkerne in Alphateilchen (= Heliumkerne, 2 Protonen und 2 Neutronen) aufspalten. Man nennt dies Fotodissoziation - Aufspaltung von Teilchen durch Photonen (auch als Fotodesintegration bezeichnet). Die Dichte im Kern beträgt jetzt unvorstellbare 10 Milliarden Gramm pro Kubikzentimeter.</p><p></p><p>Die Elektronen werden so nahe an die Protonen und Alpha- Teilchen gebracht, dass sie sich mit ihnen zu Neutronen vereinen. Bei dieser Reaktion werden Myriaden von Neutrinos freigesetzt, welche den Kern mit fast Lichtgeschwindigkeit verlassen. Doch je weiter der Kern kollabiert, umso schwieriger wird es auch für die Neutrinos, diesem zu entweichen, und am Ende ist es ihnen nicht mehr möglich.</p><p></p><p>Der gesamte Vorgang währt nur Millisekunden, und nach einer Viertelsekunde ist der Kern soweit kollabiert, dass er praktisch nur noch aus Neutronen in dichtester Packung besteht und seine Dichte derjenigen von Kernteilchen entspricht (4×1014 [g cm-3]). Jetzt aber kommt der Kollaps schlagartig zum Stillstand, da die Neutronen in der dichtesten Packung vorliegen und nicht weiter komprimierbar sind. Aus dem ehemals über erdgroßen, eisernen Sternzentrum hat sich ein Neutronenstern von nur noch etwa 20 [Km] Durchmesser gebildet.</p><p></p><p>Durch das Fehlen des Energienachschubs aus dem Zentrum kommt der Stern nun vollkommen aus dem hydrostatischen Gleichgewicht. Erst jetzt nämlich merkt die Hülle, dass ihr quasi der Boden unter den Füßen weggezogen wurde und der Rest des Sterns beginnt, im Freien Fall auf die Kernregion hinunter zu stürzen. Die herab fallenden Massen werden jedoch schlagartig beim Auftreffen auf das superharte Zentrum gestoppt und umgelenkt. Jetzt durchlaufen sie mit anfangs 30 000 [Km/s] in Gegenrichtung den Rest des Sterns und erzeugen beim Aufprall auf die noch im Fall befindliche Materie eine Schockwelle. Diese erreicht nach mehreren Stunden die äußeren Bereiche des Sterns (man bedenke die Ausmaße eines Sterns!) und führt letztendlich zum Abstoßen der gesamten Hülle.</p></blockquote><p></p>
[QUOTE="H2SO4, post: 91584, member: 2506"] Dramatische Ereignisse wie Supernovae wurden früher überaus selten entdeckt, und so setzte man zur Benennung nach SN und der entsprechenden Jahreszahl einfach einen fortlaufenden Buchstaben, z.B. SN 2003F. 1954 wurden jedoch zum ersten Mal mehr als 26 Ereignisse gezählt, seitdem wird ab der 27. Supernova der Großbuchstabe durch 2 Kleinbuchstaben ersetzt, also von "aa" bis "zz". 2006 wurde bis 551 gezählt, was dann die Bezeichnung SN 2006ue ergab. Meistens sind massereiche Sterne in großen Entfernungen explodiert wenn wir sie entdecken und es war schon ein großes Glück für die Astronomen, als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke eine Supernova, SN 1987A, aufleuchtete, die während ihrer gesamten Entwicklung beobachtet werden konnte. Zumal der Vorläuferstern, ein Überriese der Spektralklasse B3 mit Namen Sanduleak -69° 202a, recht gut bekannt und nicht allzu weit von uns entfernt war (der Name stammt von einem Verzeichnis heißer, blauer Sterne von Nicholas Sanduleak). SN 1987A erstrahlte in den Außenbereichen des Tarantel- Nebels in 168 000 Lichtjahren Entfernung derart hell, dass sie auf der Südhalbkugel mit bloßem Auge sichtbar war. Man unterscheidet Supernovae grob in zwei Klassen (es gibt noch weitere Unterklassen zur besseren Unterscheidung), die Typen SN I und SN II: Supernova Typ SN I Supernovae vom Typ SN I weisen keine Wasserstofflinien im Spektrum auf was bedeutet, dass SN I diesen bereits vor der Explosion verloren haben muss. Das Szenario ist ähnlich wie bei den Novae: in einem Doppelsternsystem wird ein Roter Riesenstern von einem Weißen Zwerg begleitet. Dieser kompakte, überwiegend aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Zwergstern saugt von seinem Begleiter ständig Materie ab, weil dieser seine Rochesche Grenze überschritten hat. Sie spiralt dann in einer Akkretionsscheibe auf den Zwerg herunter, dessen Masse dementsprechend laufend zunimmt. Zwar schleudert der Weiße Zwerg einen Teil der Materie während der Nova- Explosionen in den Raum, wenn sich genügend Wasserstoff auf seiner Oberfläche ansammelte und dann schlagartig fusionierte. Auf Dauer gesehen wird er aber an Substanz zunehmen, da ein Rest an Helium- Asche zurück bleibt. Im Laufe der Zeit steigen damit seine Dichte und seine Temperatur, während sein Durchmesser schrumpft. Noch bietet das entartete Elektronengas der einwirkenden Gravitation neutralisierenden Gegendruck, aber nach Überschreiten der Chandrasekhar- Grenze von etwa 1,4 Sonnenmassen funktioniert das nicht mehr. Es bilden sich nun zunächst im Innern des Sterns einzelne Inseln aus, in denen Fusionen einsetzen. Diesen Vorgang bezeichnet man als Deflagration, (lat., deflagrare, "abbrennen"). Die Deflagration ist eine "Verbrennung", diese Zellen pflanzen sich dann weiter nach außen fort durch die Aufheizung der Umgebung und das geschieht noch mit einer Geschwindigkeit unterhalb der im Medium möglichen Schallgeschwindigkeit. Das Ganze geht aber bald in eine Detonation über, bei der die Ausbreitungsgeschwindigkeit über der Schallgeschwindigkeit liegt und der eine Stoßwelle vorangeht. Supernovae in NGC 664Gleich zwei Supernovae sind in der 300 Millionen Lichtjahre entfernten Spiralgalaxie NGC 664 explodiert. In relativer Nachbarschaft gingen hier zwei Bomben hoch, von denen jede eine Sprengkraft von 1030 Megatonnen TNT (!) besaß. Diese Aufnahme besitzt Seltenheitswert, denn normalerweise ist in einer Spiralgalaxie nur alle 25 bis 100 Jahre eine Supernova zu beobachten. Das Blau der einen Supernova ist begründet in einer wesentlich höheren Temperatur. Die Temperatur in der Kernzone ist auf 400 Millionen [K] angestiegen und der Kohlenstoff (12C) zündet. Die bei dieser thermonuklearen Reaktion freigesetzte Energie heizt nun das entartete Gas des Sterns auf, aber es dehnt sich nicht aus, wie es ja ein normales Gas tun würde, sondern bleibt von der ansteigenden Temperatur unbeeindruckt. Dadurch finden die Fusionen in noch schnellerer Folge statt, denn sie werden naturgemäß durch hohe Temperaturen begünstigt. Innerhalb von Sekundenbruchteilen steigt die Temperatur sprunghaft auf einige Milliarden [K] im Zentrum an und alles vorhandene Brennmaterial wird in Nickel (56Ni) umgewandelt. Nun wandert die Fusionswelle immer weiter nach außen. Ihr läuft eine Druck- bzw. Stoßfront voraus, wodurch sofort neue Kernverschmelzungen zünden. Je weiter die Front jedoch nach außen gelangt (mit einem Tempo von bis zu 1000 [Km/s]), umso verdünnter werden die einzelnen Schichten und auch der Grad der Entartung nimmt ab. In Zonen geringerer Dichte wird Silizium in großen Mengen erzeugt. Die Verbrennung wird immer weniger vollständig, und die äußeren Schichten werden durch die Stoßfront völlig unverändert in den Raum geblasen. Da der Stern nur einen Radius von 3000 [Km] besaß, ist der gesamte Vorgang nach drei Sekunden abgeschlossen, die größte bekannte Kernexplosion ist erfolgt. Der Kollaps zum Neutronenstern wird durch die thermonukleare Supernova SN Ia verhindert. 1994 ereignete sich in der äußeren Randregion der diskusförmigen Galaxie NGC 4526 eine Supernovaexplosion Sie war vom Typ SN Ia, wie die Astronomen aus der Lichtkurve ableiten konnten. Diese Supernovae sind für die Wissenschaftler nicht nur hinsichtlich der Entwicklung der Sterne interessant, sondern sie dienen auch als so genannte Standardkerze zur Entfernungsbestimmung. Dies deshalb, weil hier immer wieder derselbe Sterntypus explodiert, die Helligkeit der Supernova darum stets gleiche Werte aufweist und sich der Supernovatyp eindeutig anhand der Lichtkurve identifizieren lässt. er Weiße Zwerg existiert jetzt nicht mehr, seine gesamte Materie wurde ins All geblasen. Die expandierende Hülle verliert nach und nach ihre Leuchtkraft, die sich aber noch zweimal gegen das absolute Ende aufbäumt: Das bei der Explosion gebildete Nickel- Isotop (56Ni) ist nicht stabil (Halbwertszeit 6 Tage) und zerfällt bald in Kobalt (56Co, Halbwertszeit 77 Tage) unter Abgabe eines Gamma- Photons. Dieses kann aber die expandierende Hülle nicht einfach verlassen, sondern überträgt seine Energie auf mit ihm zusammenprallende Teilchen. Dadurch heizt sich die Hülle noch weiter auf und strahlt für kurze Zeit so hell wie 5 Milliarden Sonnen. Bald zerfällt auch das Kobald-56, welches ebenfalls nicht stabil ist, in das stabile Eisen-56 56Fe, wobei wiederum ein Gamma- Quant frei wird und die Hülle ein letztes Mal aufheizt. Neben dem beschriebenen Typ SN Ia, der in seinem Spektrum Silizium enthält, unterscheidet man noch die siliziumfreien Spektren von SN Ib mit viel Helium und SN Ic mit wenig Helium. Supernova Typ SN II Wie bereits weiter oben erwähnt, ist eine Supernova vom Typ II das Ende eines massereichen Sterns. Zum Ende seiner thermonuklearen Brennphase weist er in seinem Innern einen kompakten Kern aus Eisen und Nickel auf, der nicht weiter fusionieren kann. Seine Masse liegt bei etwa 1 bis 1½, maximal bei ca. 3 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze). In den ihn umgebenden Schalen laufen jedoch noch verschiedene Kernprozesse ab, u.a. das Siliziumbrennen in der den Kern überlagernden Schale, wobei noch weiter Eisen erzeugt wird, welches letztendlich die Masse und die Temperatur des (entarteten) Kerns weiter erhöht. Lichtkurve einer SN II Die Helligkeitskurve einer SN II ist wesentlich unregelmäßiger als beim Typ SN I. Nach dem Maximum folgt ein steiler Abfall über ca. 25 Tage. Sodann bleibt die Helligkeit 50 bis 100 Tage etwa konstant, worauf sie wieder steil abfällt. Bei den Supernovae SN II unterscheiden wir folgende Typen: * Normale SN II: Ausgeprägte Wasserstofflinie im Spektrum * SN IIb: Linie von Helium im Spektrum dominant * SN IIL: Linear abnehmende Lichtkurve * SN IIP: Lichtkurve bleibt nach Helligkeitsmaximum zunächst plateauartig auf hohem Niveau * SN IIn: Ein wenig Wasserstoff im Spektrum Weil keine Fusionsprozesse mehr im Sternzentrum ablaufen können, erlischt auch der Energienachschub. Bis jetzt hatten Gas- und Strahlungsdruck der nach innen einwirkenden Gravitation Einhalt geboten, jetzt aber wird der Kern immer mehr zusammengequetscht. Ab einem bestimmten Punkt, die Temperatur beträgt nun etwa 5 bis 10 Milliarden [K], wird er instabil. Er ist plötzlich so stark komprimierbar, dass er im Freien Fall in sich zusammen stürzt. Bei der genannten Temperatur sind die im Kern vorhandenen Gamma- Quanten derart reaktiv, dass sie die Eisen- und Nickelkerne in Alphateilchen (= Heliumkerne, 2 Protonen und 2 Neutronen) aufspalten. Man nennt dies Fotodissoziation - Aufspaltung von Teilchen durch Photonen (auch als Fotodesintegration bezeichnet). Die Dichte im Kern beträgt jetzt unvorstellbare 10 Milliarden Gramm pro Kubikzentimeter. Die Elektronen werden so nahe an die Protonen und Alpha- Teilchen gebracht, dass sie sich mit ihnen zu Neutronen vereinen. Bei dieser Reaktion werden Myriaden von Neutrinos freigesetzt, welche den Kern mit fast Lichtgeschwindigkeit verlassen. Doch je weiter der Kern kollabiert, umso schwieriger wird es auch für die Neutrinos, diesem zu entweichen, und am Ende ist es ihnen nicht mehr möglich. Der gesamte Vorgang währt nur Millisekunden, und nach einer Viertelsekunde ist der Kern soweit kollabiert, dass er praktisch nur noch aus Neutronen in dichtester Packung besteht und seine Dichte derjenigen von Kernteilchen entspricht (4×1014 [g cm-3]). Jetzt aber kommt der Kollaps schlagartig zum Stillstand, da die Neutronen in der dichtesten Packung vorliegen und nicht weiter komprimierbar sind. Aus dem ehemals über erdgroßen, eisernen Sternzentrum hat sich ein Neutronenstern von nur noch etwa 20 [Km] Durchmesser gebildet. Durch das Fehlen des Energienachschubs aus dem Zentrum kommt der Stern nun vollkommen aus dem hydrostatischen Gleichgewicht. Erst jetzt nämlich merkt die Hülle, dass ihr quasi der Boden unter den Füßen weggezogen wurde und der Rest des Sterns beginnt, im Freien Fall auf die Kernregion hinunter zu stürzen. Die herab fallenden Massen werden jedoch schlagartig beim Auftreffen auf das superharte Zentrum gestoppt und umgelenkt. Jetzt durchlaufen sie mit anfangs 30 000 [Km/s] in Gegenrichtung den Rest des Sterns und erzeugen beim Aufprall auf die noch im Fall befindliche Materie eine Schockwelle. Diese erreicht nach mehreren Stunden die äußeren Bereiche des Sterns (man bedenke die Ausmaße eines Sterns!) und führt letztendlich zum Abstoßen der gesamten Hülle. [/QUOTE]
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