Stellarphysik

Quelle: Wikipedia. Seiten: 61. Kapitel: Hertzsprung-Russell-Diagramm, Neutronenstern, Sonnenfleck, Veränderlicher Stern, Oberflächentemperatur, Metallizität, Sternaufbau, Sternoberfläche, Heliosphäre, Spektralklasse, Sternkollision, Leuchtkräftige Rote Nova, Kappa-Mechanismus, Leuchtkraft, Kohlenstoffstern, Helium-Blitz, Sternwind, Population, Unterzwerg, Farben-Helligkeits-Diagramm, Sonnenphysik, Jeans-Kriterium, Chandrasekhar-Grenze, Randverdunkelung, Leuchtkraftklasse, Jet, Rotationsveränderlicher Stern, Superhump, Eddington-Grenze, Sternspektrum, Unterriese, Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze, Masse-Leuchtkraft-Beziehung, Farbindex, Ursprüngliche Massenfunktion, Akkretion, Astroseismologie, Langsam unregelmäßig veränderlicher Stern, Hayashi-Linie, Humphreys-Davidson-Grenze, Darwin-Instabilität, Granulation, Infrarotexzess, P-Cygni-Profil, FIP-Effekt, Henyey-Linie, Instabilitätsstreifen, Vogt-Russell-Theorem, Stellarastronomie, Kelvin-Kontraktion. Auszug: Ziel der Theorie des Sternaufbaus ist es, die von der Gravitation dominierte physikalische Struktur der Sterne sowie deren Veränderung im Laufe der Zeit (die sogenannte Sternentwicklung) zu beschreiben. Dabei unterscheidet man grundsätzlich zwischen den äußeren, für elektromagnetische Strahlung (insbesondere Licht) durchlässigen Schichten (der sogenannten Sternatmosphäre) und dem undurchsichtigen Inneren. Diese Unterscheidung ist eine von mehreren Definitionen der Sternoberfläche. In einem kleinen Kernbereich setzt Kernfusion Energie frei und verändert die chemische Zusammensetzung. Die Theorie macht Vorhersagen über die sogenannten Zustandsgrößen der Sterne, wie Masse, Radius, Leuchtkraft und Oberflächentemperatur, welche mit Beobachtungen verglichen werden können. Die beiden letzten sind durch Spektralklassifikation bestimmbar. Die direkte Bestimmung von Sternmassen und Sternradien ist nur selten mit hinreichender Genauigkeit möglich, wenn zum Beispiel ein Doppelsternsystem von der ¿Kante¿ gesehen wird, so dass sich die beiden Komponenten regelmäßig gegenseitig bedecken. Wie im Folgenden gezeigt wird, sind die Zustandsgrößen zum Teil stark abhängig voneinander. Die Leuchtkraft und Temperatur eines Hauptreihensterns wird vor allem durch seine Masse bestimmt, doch auch die chemische Zusammensetzung spielt eine Rolle. In den späten Phasen der Sternentwicklung haben Veränderungen der chemischen Zusammensetzung und der Struktur der Zentralregion dramatische Konsequenzen für die Zustandsgrößen, wie das Riesenstadium und der finale Gravitationskollaps zeigen. Ziel dieser Gleichungen ist es, die Schichtung der Sternmaterie zu beschreiben, d. h. das Verhalten von Druck, Temperatur, Dichte, Leuchtkraft, Energieerzeugung und chemischer Zusammensetzung mit zunehmender Tiefe. Hierbei werden oft folgende Vereinfachungen getroffen: Die einfachste geometrische Konfiguration ist das kugelsymmetrische Modell. Dieses geht davon aus, dass der Stern nicht rotiert, so dass keine ausgez