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D. Sterne 45 seiner Energie abgeben kSnnte. Nach diesen Werten scheint es, dab in Sternen mittlerer und kleinerer Masse diese Prozesse kaum eine Rolle spielen werden, da die notwendigen Temperaturen wegen der einsetzenden E n t a r t u n g wahrscheinlich nicht erreicht werden. Bei den Sternen hSherer Masse liegen die VerMltnisse gerade umgekehrt. Diese Temperaturen mtissen wohl zwangsl~ufig schlieBlich erreicht werden und es ist daher sehr wohl m6glich, dab die Supernovae sich auf diese Art erkl~iren.

D. Entwicklg. d. 7 (Z1Z2)'& (10" Y4/T)V, [dim. los] (diese Gr6Be hat niehts zu tun mit dem Guillotinefaktor in Ziffer 4). ~/~ A1A~ Z? Z2~A 3 \ ~ / [dim. 78. Die jeweilige Temperaturempfindlichkeit ergibt sich aus log p (60) alogT-- z-2 3 Wir geben nachstehend nun einen Auszug aus den Tabellen 5 und 7 der Arbeit yon B e t h e , die fiir T = 20- t0 ~ gerechnet sin& Darin ist O die Energiet6nung des Prozesses in Tausendstel Masseneinheiten, und (61) P = "~. p x2 ~ xl so dab P~x I die Wahrscheinliehkeit dafiir ist, dab ein gegebener Kern der Sorte 2 eine Reaktion mit irgendeinem der Kerne t ausfiihrt.

B l a n c h , L o w a n u. M a r s h a k : (Modell der Sonne) Phys. Rev. 59, 467 (1941). 7. : (Allgemeines iiber Konvektionszonen) Z, f. Astrophysik 5, 117 (I932); 22, 65 (t942). (Konvektive Sternmodelle) Astron. Nachr. 257, 269 (1935); 258, 257 (1936); 264, 361 (1938); 266, i (1938); 267, 131 (1938). 9. - - (Aufbau der Sonne) Astron. Nachr. 264, 395. (1938); Vierteljahrsschrift Astron. Ges. 76, 194 (i941); Z. f. Astrophysik 21, 320 (1942) 22, 244 0943). 10. -(Dynamische Stabilit~t) Z. f. Astrophysik 16, 29 (1938); 19, I (1939) (zus.

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