in den Kommentaren sehen Teile 1 + 2 kann ein Zusammenhang zwischen den Eigenschaften von Materie und deren Temperatur erkannt werden. Die Strahlungsleistung P von Materie berechnet sich nach Stefan-Boltzmann wie folgt:
P = sigma * A * T^4
mit: der Stefan-Boltzmann-Konstante sigma= 5,67*10^-8 W/(m^2*K^4)
A der Oberfläche des abstrahlenden Körpers in m^2
und T die Temperatur des strahlenden Körpers in Kelvin.
Die Strahlungsleistung der Materie ist also proportional zur vierten Potenz der absoluten Temperatur. Das zeigt den großen Einfluß der Temperatur auf die Eigenschaften der Materie.
Starten wir eine Reise entlang der Temperaturskala und beginnen bei Raumtemperatur.
22 Grad Celsius Zimmertemperatur entsprechen 295 Kelvin.
100 Grad Celsius entsprechen 373 Kelvin. Wasser wechselt den Aggregatzustand von flüssig nach gasförmig. Dieser Phasenübergang verändert wesentliche Eigenschaften der Materie.
Ab hier nur noch Kelvin.
647 K und 221 bar Kritischer Punkt von Wasser. Bei Temperaturen und Drücken oberhalb des kritischen Punkts spricht man von überkritischem Wasser. Oberhalb des kritischen Punktes ist eine Unterscheidung, ob ein Stoff flüssig oder gasförmig ist, nicht möglich.
1033 K Curie-Temperatur von Eisen.
Die Curie-Temperatur ist eine stoffspezifische Temperatur, oberhalb dieser Temperatur ändern sich die magnetischen Eigenschaften der Materie. So wird Eisen nur unterhalb der spezifischen Curie-Temperatur von einem Magneten angezogen. Die magnetische Anziehungskraft verschwindet oberhalb der Curie-Temperatur vollständig.
1100 K
Glühfarbe von Stahl Kirschrot. Bei dieser Temperatur leuchtet Materie, sie emittiert rotes Licht.
2800 K Materie emittiert Licht. Die Glühwendel einer Wolfram Glühbirne emittiert weißes Licht bei dieser Temperatur. (weißes Licht das komplette Spektrum des sichtbaren Lichts ist vorhanden)
xx – xxx000 K Plasma
Jeder auf eine ausreichend hohe Temperatur erhitzte Materie geht in den Plasmazustand über, durch Energiezufuhr angeregt verlieren die Atome ihre herkömmliche Struktur und die Elektronen werden frei gesetzt. Ein so vollständig oder teilweise ionisiertes Gas ist nunmehr ein elektrisch leitendes Medium es reagiert auf elektrische und magnetische Kräfte.
6000 K Lichtemissionen der Sonne.
15 Millionen K Temperatur im Sonneninneren. Die Sonne ist wie alle Sterne eine Plasmakugel, mit ihrer Masse 1,99 × 10^30 kg erzeugt sie einen Gravitationsdruck bei dem Wasserstoff exotherm zu Helium fusioniert. Das dabei erzeugte elektromagnetische Strahlungsspektrum reicht aber von harter Röntgenstrahlung bis zu langen Radiowellen, hat sein Maximum bei 500 nm Wellenlänge (blau-grünes Licht)
400 Millionen K Supernovaexplosion massereicher Sterne von mindestens x Sonnenmassen.
Die Fusionskette startet bei der H->He Fusion und endet bei der Si-> Fe Fusion.
Die Fusionsreaktionen laufen dabei immer schneller und immer heißer ab:
Die Fusion von Wasserstoff zu Helium dauert etwa 10 Millionen Jahre.
400 Milionen K die Fusion von Kohlenstoff zu Ne, Mg, O, Na dauert keine 1000 Jahre.
3 Milliarden K die letzte Fusion von Silicium zum Eisen dauert nur noch Tage.
Schöne Demo:
http://www.physik.wissenstexte.de/stern_schwer.htmAm Ende kollabiert der Stern, die Strahlungsemission solcher Giganten, kann die der Sonne leicht um das Millionenfache übertreffen.
von Raumtemperatur bis hier hin änderten sich die Eigenschaften der Materie extrem und die elektromagnetisch Strahlungsleistung wurde mit steigender Temperatur immer stärker.
Extreme andere Eigenschaften der Materie das können wir uns bei Dunkler Materie schon vorstellen aber mehr elektromagnetisch Strahlungsleistung kann man dabei überhaupt nicht gebrauchen, wir suchen doch eher das Gegenteil.
Bewegen wir uns einmal auf der Temperaturskala in die andere Richtung und werden immer kühler mal sehen was uns dort erwartet?
Grüße
Wotan
