Physik der Sternatmosphären: Mit Besonderer Berücksichtigung der Sonne

877 Pages·1955·27.962 MB·German

by  Dr. A. Unsöld (auth.)

PHYSIK DER
STERNATMOSPHAREN
MIT BESONDERER BERUCKSICHTIGUNG DER SONNE
VON
DR.A. UNSOLD
PROFESSOR FOR THEORETISCHE PHYSIK
AN DER UNIVERSITAT KIEL
MIT 257 ABBILDUNGEN
ZWEITE AUFLAGE
SPRINGER-VERLAG
BERLIN· GOTTINGEN . HEIDELBERG
1955
ISBN 978·3~2-47427·9 ISBN 978-3·642-47425-5 (eBook)
00110.10071978-3-642-47425-5
ALLR RECHTE, ISSBESOSDERE DAS DRR OBERSETZUNG
IS FREMDE SPRACHES, VORBEIlALTEN
OIlSE AUSDRt)CKLlCIlE GENEIIMIGUSG DES VERLAGES 1ST ES AUCII SICIIT
GESTATTET, DIESES BUCII ODER TEILE DARAUS AUF PIIOTOMECIIASISCHEM
WEGE (PIIOTOKOPIE, MIKROKOPIE) II) VERVIELFALTlG£~
COPYRIGHT 1938 ,"-SO 19S5 BY SPRISGER-VERLAG OHG.
BERLIS . GOTTISGE:-J . HEIDELBERG
Soflcover reprint of the hardcover 2nd editioo 1955
BROHLSCHR UNIVERSITATSDRUCKEREI G1ESSEN
V orwort zur ersten Auflage.
Die Astrophysik ist in den letzten zwei Jahrzehnten zu einer quantitativen
Wissenschaft geworden. Dieses Buch mochte eine EinfUhrung in die neue
Forschungsrichtung geben.
1m Laufe der letzten Jahre ist es dem angehenden Astrophysiker immer
schwerer geworden, zwischen der Unmenge alter und neuer Arbeiten durch
zufinden, die einander vielfach widersprechen und nur zu oft kaum ein Ziel
erkennen lassen. Es scheint mir daher ein Bediirfnis zu bestehen nach einer
Darstellung, die weniger die vorhandene Literatur referiert, als vielmehr das
Brauchbare in vereinfachter Form und unter einheitlichen Gesichtspunkten
darstellt und Cnbrauchbares rigoros beiseite lal3t. (Dabei solI nicht \'erkannt
werden, daD auch unrichtige Arbeiten der Forschung oft wert volle Anregung
geben.)
Weiterhin ist es gerade in der Astrophysik besonders notig, den Zusammen
hang \'on Beobachtung und Theorie enger zu gestalten, als dies gewohnlich
der Fall ist. Astrophysikalische Theorien, welche die Verbindung mit der
\Virklichkeit verloren haben, sind nichts als ungeeignete Dbungsaufgaben zur
theoretischen Physik, mit denen man die Zeitschriften besser nicht belasten
sollte. \Vir werden samtliche theoretischen Ansatze soweit durchfUhren, daD
sie der Praktiker anwenden und priifen kann. Daneben wollen wir das vor
liegende Beobachtungsmaterial, soweit es fUr uns von Bedeutung ist, in gesichteter
Form zusammenstellen, ohne jedoch mehr als notig auf technische Einzelheiten
einzugehen.
Die grol3te Schwierigkeit einer EinfUhrung in die neuere Astrophysik liegt
in der Abgrenzung gegen die "terrestrische" Physik. 1m Rahmen eines Astro
physikbuches eine vollstandige Darlegung der notigen Grundlagen zu geben,
ist gar nicht moglich - wir wollen ja nicht erst ein weiteres Handbuch der
Physik schreiben. Dagegen sollen einige fUr den Astrophysiker besonders
wichtige Zweige der Theorie, die anhand der physikalischen Literatur nur
mit einigen Schwierigkeiten zu erlernen sind, gleich in geeignet vorbereiteter
Form und ohne irgendwelchen Anspruch auf Vollstandigkeit dargestellt werden,
urn den Zugang zu unserem Forschungsgebiet zu erleichtern.
Die entscheidenden Fortschritte in der Astrophysik - daran solI auch hier
nochmals erinnert werden - sind fast immer entstanden durch Anwendung
neuer physikalischer Ideen auf kosmische Probleme. Ich erinnere an FR.-\U~­
HOFER und KIRCHHOFF, die selbst ihre neuen physikalischen Erkenntnisse auf
Sonne und Sterne anwandten, an SAHA, der ausgehend yom NERNsTschen
\Varmesatz und BOHRs Atommodell die Theorie der thermischen Ionisation
und Anregung auf die Sternatmospharen anwandte, und nicht zuletzt an SCHW,\RZ
SCHILD und EDDI:\GTO~, die in engstem AnschluD an den enormen Aufschwung
der theoretischen Physik jener Jahre fUr die Astrophysik dasselbe leisteten, wie
}IAXWELL fUr die Elektrodynamik: Aus einem Gewirr einzelner Ansatze und
Hypothesen entstanden die Grundmauern eines wohlgeordneten mathematischen
Gebaudes, des sen Ausbau freilich die zielbewul3te i.1itarbeit der Beobachter und
Theoretiker noch auf Jahre in Anspruch nehmen wird.
IV Vorwort zur zweiten Auflage.
Mein Dank gebiihrt vor allem Herm Dr. W. LOCHTE-HoLTGREVEX, def das
ganze Manuskript einer kritischen Durchsicht unterzogen und mich in sach
lichen wie in Darstellungsfragen sHindig beraten hat. Meiner lb. Frau danke
ich fUr ihre unermiidliche Mithilfe an der Schreibmaschine, durch die sie wesent
lich zur zeitigen Fertigstellung des Buches beitrug. Schlie13lich mochte ich
Herm Dr. G. BURKHARDT fUr seine frdl. Hilfe beim Lesen der Korrekturen
herzlichst danken.
Kiel, im Dezember 1937. A. UNSOLD.
Vorwort zur zweiten Auflage.
Die Erforschung der Stematmospharen hat in den seit Erscheinen der 1. Auf
lage dieses Buches vergangenen 17 ] ahren eine so glanzende Entwicklung genom
men, daB die 2. Auflage praktisch neu bearbeitet werden muBte. 1m Friihjahr 1951
konnte mit dieser Arbeit begonnen werden. Es wurde versucht, den neuesten
Fortschritten der Forschung soweit wie moglich Rechnung zu tragen; da und
dort muBte dafUr allerdings auf eine vollige Homogenitat der Darstellung ver
zichtet werden. Ganz beiseite gelassen wurde - wie in der 1. Auflage - die
Theorie der Molekiilspektren in den kiihlen Stemen sowie die Theorie der inter
stellaren Materie, der Gasnebel und ext rem diinner Hiillen (mit Ausnahme der
Sonnenkorona). Der erst ere Problemkreis konnte nur von einem Spezialisten
dargestellt werden; beziiglich des letzteren diirfen wir auf die ausgezeichneten
Monographien von O. STRUVE, K. WURM, ]. DUFAY u. a. hinweisen.
Wir mochten dem Leser nicht die Freude vorwegnehmen, beim Durchblattem
des Inhaltsverzeichnisses sich noch einmal zu vergegenwartigen, wie grundlegend
sich die theoretischen und praktischen Aspekte der Physik der Stematmospharen
innerhalb weniger ] ahre gewandelt haben, und wir mochten es auch ihm uber
lassen, im Text das herauszufinden, "was nicht im Baedeker steht".
Allen den Kollegen und Institutionen des In- und Auslandes, die es durch
ihre freundliche groBzugige Mithilfe ermoglichten, nach den Zerstorungen des
Krieges die Forschungsarbeit in unserem Kieler Institut so rasch wieder in Gang
zu bringen, mochte ich auch an dieser Stelle noch einmal meinen herzlichen Dank
aussprechen. Bei der Bearbeitung bestimmter Fragen sowie der Anfertigung von
Tabellen und Zeichnungen haben die jiingeren Mitarbeiter des Institutes stets
auf das bereitwilligste geholfen. Frau K. BOEHNERT ubemahm die miihevolle
Arbeit, das ganze Manuskript auf der Maschine zu schreiben. Beim Lesen der
Korrekturen haben mich Herr Dr. G. TRAVING und Herr Dipl. phys. L. OSTER
auf das freundlichste unterstiitzt. Ihnen allen mochte ich auf das herzlichste danken.
Kiel, im November 1954. A. UNSOLD.
Institut fiir theoretische Physik
und Sternwarte der Universitiit.
Inhaltsverzeichnis.
Erster Tei!.
Die Sternatmosphiire im thermischen Gleichgewicht.
I. Kapitel: Strahlungstheorie. Seite
1. Das Strahlungsfeld; Grundbegriffe und Definitionen ......... 1
2. Emission und Absorption der Strahlung . . . .. ......... 4
3. Strahlung im thermischen Gleichgewicht. Hohlraumstrahlung. KIRCHHOFF-
scher Satz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 5
4. Das STEFAX-BoLTZ:IIAXXsche Gesetz . . . . . . . . . . . . . . . .. 7
5. Spektrale Energieverteilung der Hohlraumstrahlung. \VIExsches Verschie
bungsgesetz. Entropie eines (nahezu) monochromatischen Strahlenbiindels 10
6. Energieverteilung im Spektrum der Hohlraumstrahlung. Klassische Theorie;
RAYLEIGH-JEAKssche Strahlungsformel . . . . . . . . . . . . . . . 11
7. Quantentheorie. PLAxcKsches Strahlungsgesetz (1900) ........ 14
8. Herstellung der Hohlraumstrahlung. l\Iessung der Strahlungskonstanten a
und c2• Optische Temperaturmessung und Temperaturskala. . . . . . . 22
II. Kapitel: .\nwendung des PLAxcKschen Gesetzes auf die Strahlung der
Sonne. Strahlungsmessungen.
9. Grundprinzipien. Absorption in der Erdatmosphare .. ....... 25
10. l\Iessung der Gesamtstrahlung der Sonne. . . . . .. ....... 27
11. :\Iessung der Energieverteilung im Spektrum der gesamten Sonnen scheibe
und der Mitte der Sonnen scheibe . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
12. Reduktion der :\Iessungen von ABBOT und \VILSING. Solarkonstante und
effektive Sonnentemperatur. Energieverteilung im Spektrum des Strah
lungsstromes nF;. in absolutem MaE . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
13. Mitte-Rand-Konstrast I;. (D)/I;. (0). Strahlungsintensitat und -strom. IA (O)/F;. 39
14. Verzerrung des "wahren" kontinuierlichen Sonnenspektrums durch die
FRAUNHOFER-Linien. Intensitatsverteilung im "wahren" kontinuierlichen
Spektrum; FA und I;. (0) in erg/cm2• sec. Vergleich mit dem schwarzen Korper
von Te=5780oK . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
15. Kritische Bemerkungen iiber die Methodik der Sonnenstrahlungsmessungen 48
III. Kapitel: Die Strahlung der Sterne.
16. Einfilhrung in die Klassifikation der Sternspektren . . . . . . . . . . 49
17. Messung der Energieverteilung in den kontinuierlichen Spektren der
Sterne. Farbtemperaturen und Gradienten. Abweichung vom PLANcKschen
Strahlungsgesetz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
18. Visuelle, photographische und bolometrische Helligkeit der Sterne. Farben
indizes und bolometrische Korrektionen . . . . . . . . . . . . . . . 66
19. Absolute Helligkeiten. Sterndurchmesser. Riesen-und Zwergsterne. HERTZ
SPRUNG-RusSELL-Diagramm. Die zwei Sternpopulationen . . . . . . . 69
20. Empirische Verkniipfung von Farbtemperatur TF, Strahlungstemperatur
Ts und effektiver Temperatur T. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
21. Die Massen der Sterne. EDDIXGTONS Masse-Leuchtkraft-Beziehung.
Schwerebeschleunigung an den Sternoberflachen ........... 76
IV. Kapitel: Thermische Ionisation und Anregung.
22. Anregung und Ionisation der Atome bei thermischem Gleichgewicht.
BOLTZ:IIAxNsche und SAHAsche Formel. . . . . . . 79
23. ZahlenmaEige Auswertung der SAHAschen Forme!' Ionisations- und An-
regungspannungen. Statistische Gewichte . . . . . . . . . . . 85
24. Experimentelle Priifung der SAHAschen Forme!. Anwendung auf Stern
atmospharen nach SAHA, FOWLER und MILNE. . . . . . . . . . . . . 93
25. Ionisation von Gemischen mehrerer Elemente. Verhaltnis von Elektronen
druck P e zu Gasdruck P g. Effektives Molekulargewicht . . . . . . . . 101
VI Inhaltsverzeichnis.
Zweiter Teil.
Kontinuierliches Spektrum und Aufbau einer Sternatmosphare,
V. Kapitel: Strahl ungsa usta usch. Seite
26. Die Stramungsgleichung der Strahlung ............. . 106
27. Die Ergiebigkeit S. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . 107
28. Zusammenhang von Strahlungsintensitat I (x, (}) und Ergiebigkeit 5 (x) 109
29. Analyse des kontinuierlichen Sonnenspektrums nach LUNDBLAD,CHALONGE-
KOURGANOFF und BARBIER .................... 115
j'
30. Zusammenhang von mittlerer Strahlungsintensitat J(x)= I(x, (}) ~: '
Strahlungsstrom :7l F(x) und Ergiebigkeit S(x) ............ 118
31. Zahlenmal3ige Berechnung der mittleren Strahlungsintensitat, des Strah
lungsstromes und ahnlicher Quadraturen. . . . . . . . . 120
32. Die Stramungsgleichung der Gesamtstrahlung 1= fIvdv. Der ROSSE
o
LANDsche Mittelwert x (Opazitatskoeffizient) des Absorptionskoeffizienten xv.123
33. S. CHANDRASEKHARS Verfahren zur Berechnung von x . . . . . . ... 127
VI. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht.
34. Die Kontinuitatsgleichung der Strahlung .............. 128
35. Anwendung der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes auf die Gesamt
strahlung der grauen Atmosphare. Randverdunkelung der Sonne. Einfiih
rung des Temperaturbegriffes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
36. Weitere Naherungsmethoden zur Lasung der Integrodifferentialgleichung
des Strahlungsgleichgewichtes der grauen Atmosphare . . . . . . . . . 132
37. Die SCHWARZSCHILD-MILNEsche Integralgleichung des Strahlungsgleichge
wichtes. Untersuchungen von E. HOPF tiber deren strenge Lasung. Zweite
~aherung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 138
38. Das "Strom-Iterationsverfahren" .................. 141
39. Naherungsverfahren mit vorgegebener Form der Lasung . . . . . . . . 143
40. Exakte Lasung der SCHWARZSCHILD-MILNEschen Integralgleichung. Nume
rischer Vergleich der verschiedenen Naherungsverfahren. Analytische
Approximation nach D. LABS. . . . . . .. . ......... 144
41. Mitte-Rand-Kontrast in Abhangigkeit von A und Energieverteilung im
kontinuierlichen Sonnenspektrum . . . . . . . . . . . . . . 148
42. Einflul3 der Absorptionslinien auf die Temperaturschichtung der Sonnen-
atmosphare ........................... 154
43. Einflul3 der Linien auf die Temperaturschichtung in Sternatmospharen.
Naherungsverfahren zur Behandlung nichtgrauer Strahlungsgleichge-
wichtsprobleme . . . . . . . . .. .............. 160
VII. Kapitel: Kontinuierliche Absorption und Streuung.
44. Qualitativer Dberblick: Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient in
Sternatmospharen. Historische Bemerkungen . . . . . . . . 163
45. Kontinuierliche Absorption der Wasserstoffatome . . . . . . . . . . . 165
46. Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient von HeI und Hell ..... 171
47. Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient der tibrigen Atome bzw. posi
tiven Jonen, insbesondere der Metalle . . . . . . . . . . . . . . . . 173
48. Das negative Wasserstoffion H- . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174
49. THOMsoN-Streuung an freien Elektronen und RAYLEIGH-Streuung an \Vasser
stoff und Heliumatomen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
+
50. Der kontinuierliche Absorptions- und Streukoeffizient x a und der
ROSSELANDsche Opazitatskoeffizient x stellarer Materie als Funktion von
Temperatur und Druck . . . . . . . . . . . . . . . . . . . ... 181
VIII. Kapitel: Der Au fba u der Sterna tmospharen.
51. Druck- und Temperaturschichtung einer Atmosphare im Strahlungsgleich-
gewicht. Gasdruck, Strahlungsdruck und Turbulenzdruck 199
52. Mittlere Zustandsgral3en der Sternatmospharen als Funktion der effek-
tiven Temperatur Te und der Schwerebeschleunigung g. . . . . 202
53. Genauere Berechnung der Temperatur- und Druckschichtung "nicht-
grauer" Atmospharen im Strahlungsgleichgewicht ....... 208
54. Konvektion und Strahlungsgleichgewicht. Stabilitatskriterium von
K. SCHWARZSCHILD . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 215
Inhaltsverzeichnis. VII
55. Energietransport durch Konvektion und Strahlung. Aerodynamik stellarer Sei!e
Konvektionszonen. Turbulenz, Mischungsweg, AustauschgroBe ..... 216
56. Die Adiabate ionisierbarer Gase. Die vVasserstoff-Konvektionszone.
Entropiediagramm der stellaren Materie. Einflul3 der Strahlung 227
57. Die spezifische Warme cp(P, T) stellarer Materie. Schallgeschwindigkeit 232
58. Die vVasserstoffkonvektionszone der Sonne. ............. 234
Dritter Teil.
Messung der Intensitatsverteilung in den FRAUNHOFER-Linien.
IX. Kapitel: Messung der Profile und .Aquivalentbreiten von FRAliNHOFER-
Linien.
59. Grundbegriffe. Historisches ......... 238
60. Die photographische Platte ......... 239
61. Standardisierung der Platten. Schwarzungskurve 240
62. Mikrophotometer. Reduktion der Photometerkurven 243
63. Der Spektrograph: Gittergeister, Streulicht. Trennungsvermogen 246
64. Empirische Bestimmung des Apparateprofils 250
65. Yer- und Entzerrungsprobleme . . . . . . . . . . . . . . . . 252
66. Berechnung der VOIGT-Funktionen . . . . . . . . . . 261
67. :\Iessung der Aquivalentbreite. Abgekiirzte l\Iethoden zur Messung schwacher
Linien. Schatzungsskalen. Systematische Fehler ........... 265
Vierter Teil.
Physikalische Grundlagen der Theorie der FRAUNHOFER-Lini~n.
X. Kapitel: Dampfung (insbesondere Strahlungsdampfung) und Doppler
effekt.
68. Einige historische Bemerkungen. Klassische Elektronentheorie (H. A.
LORENTZ). Dispersion, Absorption und Emission des harmonischen Os zilla tors 269
69. Klassische Theorie der Strahlungsdampfung und Resonanzfluoreszenz . . 274
70. Quantentheorie: Die EINSTEINschen Dbergangswahrscheinlichkeiten A nm,
Bmn und Bnm. Lebensdauer angeregter Zustande. Oszillatorenstarken . . 276
71. Quantentheorie der Strahlungsdampfung. Koharente und inkoharente
Streuung. vVahre Absorption . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 280
72. Thermischer Dopplereffekt und Turbulenz . . . . . . . . . . . . . . 285
73. Dopplereffekt und Dampfung. vVachstumskurve fiir exponentielle Absorp-
tion. . ............................. 288
74. Streuung thermisch bewegter Teilchen . . . . . . . . . . . . . . . . 293
XI. Kapitel: Druckverbreiterung und Druckverschiebungvon Spektrallinien.
75. Einleitung . . . . . . . . . . . . 297
76. Theorie der Stol3dampfung . . . . . . . . . . . . . . . 298
77. Statistische Theorie der Druckeffekte . . . . . . . . . . 307
78. Abgrenzung und Verschmelzung von Stol3dampfungstheorie und statisti
scher Theorie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 311
79. Quantentheoretische Begriindung und Verfeinerung der Theorie der Druck-
effekte 312
80. Gleichzeitige Storung durch mehrere Tei1chen. . . . . . . . . . . . . 318
81. Reemission druckverbreiterter Linien . . . . . . . . . . . . . . . . 318
82. Berechnung astrophysikalisch wichtiger vVechselwirkungskonstanten, \Yir-
kungsquerschnitte, Absorptionskoeffizienten usw. . . . . . . . .. 319
XII. Kapitel: Quantenmechanische Berechnung von Linienstarken, Dber
gangswahrscheinlichkei ten u nd Oszilla torenstarken.
83. Grundbegriffe .......................... 334
84. Linienstarken in Multipletts mit RUSSELL-SAUNDERS-Kopplung. BURGER-
DORGELOSche Summenregel .................... 338
85. Linienstarken in Supermultipletts und Dbergangsschemata, insbesondere
mit RussELL-SAuNDERs-Kopplung ................. 341
86. Absolute Linienstarken, Dbergangswahrscheinlichkeitel'l. und Oszillatoren-
starken flir vYasserstoff . . . . . . . . . . . . . . . . . . 344
87. Quantenmechanische Berechnung absoluter Linienstarken in komplizier-
teren Atomen .......................... 348
88. Der t-Summensatz von KUHN-THOMAS-REICHE: seine Verallgemeinerungen
und seine Giiltigkeitsgrenzen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 350
VIII Inhaltsverzeichnis.
XIII. Kapitel: Experimentelle Bestimmung von Oszillatorenstarken. Labora
toriums-Untersuchungen tiber Strahlungsdampfung sowie Druck
verbreiterung und -verschiebung von Spektrallinien. Sei!e
89. Astrophysik und Laboratoriumsphysik ............... 351
90. Messung von Oszillatorenstarken mit Hilfe der Dispersion in der Xahe der
Linien .............................. 352
91. Bestimmung der Oszillatorenstarke taus der Absorption optisch dtinner
Schichten . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 353
92. Thermische Emission optisch diinner Schichten. Selbstabsorption 355
93. Experimentelle Untersuchungen tiber Strahlungsdampfung 357
94. Verbreiterung und Verschiebung von Spektrallinien durch Staf3e 359
95. Statistische Druckeffekte. Die Verbreiterung der Wasserstoff- und Helium
linien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 360
96. Experimentelle Untersuchungen tiber kontinuierliche Spektren . . . . . 363
XIV. Kapitel: Literatur tiber astrophysikalisch wichtige Linienstarken, Uber
gangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstarken einzelner Ele
mente
97. Einleitung. Neuere Zusammenfassungen 365
98. Literaturverzeichnis . . . . . . . . . 366
Fiinfter Teil.
Die Entstehung der FRAUNHOFER-Linien.
XV. Kapitel: Strahlungsaustausch und FRAUNHOFER-Linien.
99. Atomtheoretische Grundlagen: Koharente und inkoharente Streuung, wahre
Absorption, Extinktion . . . . . . . . . . . .. ....... 371
100. Die SCHWARZSCHILDsche Integrodifferentialgleichung des Strahlungsaus-
tausches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 374
101. FRAUNHOFER-Linien mit wahrer Absorption (und evtl. Extinktion) 377
102. FRAUNHOFER-Linien mit koharenter Streuung ......... 391
103. Abhangigkeit der FRAUNHOFER-Linien von der Art des Strahlungsaus
tausches (wahre Absorption, koharente Streuung ... ) sowie der Variation
von 'Xv / 'X bzw. Gv / 'X ••• und B(T) als Funktionen der Tiefe. Berechnung
von Linienprofilen ...... . . . . . . . . . . . . . . . . . . 400
104. Inkoharente Streuung tv . . . . . . • • • . . . . . . . . . . . . . 407
105. Polarisation und Dopplereffekt der Streustrahlung in Sternatmospharen 40S
XVI. Kapitel: Theorie der Wachstumskurven.
106. Grundlagen der Theorie ...................... 412
107. Berechnung der Aquivalentbreiten von FRAUNHOFER-Linien mit Doppler-
effekt und Dampfung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 414
lOS. Verallgemeinerung und Umkehrung des Wachstumskurven-Problems 419
109. J. C. PECKERS Verallgemeinerung der Gewichtsfunktionen-Methode . 421
XVII. Kapitel: Quanti ta ti ve Deu tung der FRAUNHOFER-Linien in den Spektren
der Sonne und "normaler" Sterne.
110. "Grobanalyse" der Sternatmospharen unter Annahme konstanter Mittel
werte von Druck, Temperatur, wirksamer Schichtdicke usw. Haufigkeits
verteilung der chemischen Elemente . . . . . . . . . . . . . . . . . 423
111. "Feinanalyse" der Sonnenatmosphare unter Berticksichtigung der Tiefenab
hangigkeit von Temperatur, Elektronendruck usw. . . . . . . . . . . 43S
112. Empirische Wachstumskurven. Auswertung der starkeren FRAUNHOFER-
Linien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 443
113. Mitte-Rand-Variation der FRAUNHOFER-Linien auf der Sonnenscheibe 446
114. "Feinanalyse" von Sternspektren. Bestimmung von Te und g 452
115. Thermischer Dopplereffekt und Turbulenz 456
116. Hyperfeinstruktur und ZEEMAN~Effekt ..... 463
117. Stof3dampfung und Strahlungsdampfung. . . . . 466
lIS. Verbreiterung der Wasserstofflinien durch den Starkeffekt von Ionen und
evtl. Elektronen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 471
119. Druckverbreiterung und verbotene Linien im Heliumspektrum . . . . . 485
120. Die Intensitat in der Mitte der FRAUNHOFER-Linien. (Zentralintensitat oder
Restintensitat.) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 491
121. Verkettung mehrerer Linien (Interlocking). Selektive Energietibertragung
(sensibilisierte Fluoreszenz) ....... 499
122. Gegenseitige Starung zweier Linien (Blends) . . . . . . . . . . . . . 501
Inhaltsverzeichnis. IX
XVIII. Kapitcl: Beeinflussung der Linienprofile durch Rotation und Expansion
der Sterne.
123. Berechnung der Linienprofile rotierender Sterne . . . . . . . . . . . 508
124. Spektroskopische Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit v sini von
Sternen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 512
125. Beobachtung von Rotationseffekten bei spektroskopischen Doppelsternen
und Bedeckungsveranderlichen . . . . . . 513
126. Beobachtung der Rotation einzelner Sterne. 515
127. Linienprofile pulsierender Sterne . . . . . 518
XIX. Kapitel: Klassifikation der Sternspektren.
128. Spektralklassifikation und spektroskopische Parallaxenbestimmung; altere
Systeme bis 1932 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 520
129. Die Yerkes-Klassifikation von W. W. MORGAN, P. C. KEENAN und E. KELL-
MAN (MKK-System). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 522
130. Die l'ariser Klassifikation von D. CHALONGE und L. DIVAN ....... 526
131. Klassifikation und Theorie der Sternspektren. Spektralanalyse individueller
Sterne mit groBer Dispersion. Messung oder Schatzung spektraler Kriterien? 528
Sechster Teil.
Physik der Sonne.
XX. Kapitel: Die Struktur der auBeren Schichten der Sonne.
132. Ubersicht tiber die beobachteten Erscheinungen: Beobachtungsmethoden
und Apparate. Zyklus der Sonnenaktivitat. Rotation der Sonne. 531
133. Die Granulation. . 553
134. Die Sonnenfiecke . . . . . . . . . . . . . . . . . 558
135. Die Sonnenfackeln. . . . . . . . . . . . . . . . . 577
136. Das Problem eines allgemeinen Magnetfeldes der Sonne 580
137. Bemerkungen zur Theorie der Konvektion und der Magnetfelder auf der
Sonne. Magneto-Hydrodynamik. . . . . . . . . . . . . . . .. 581
138. Chromospharische Sonneneruptionen (Flares) . . . . . . . . . .. 598
139. Anhang: "Aktivitat" der Sterne. Flecke, Fackeln und Eruptionen auf
Sternen . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 606
XXI. Kapitel: Der Sonnenrand. Chromosphare, Korona und Protuberanzen.
140. Finsternisbeobachtungen. . . . . . . . . . . 609
141. Der Helligkeitsabfall am auBersten Sonnenrand . 613
142. Chromosphare 617
143. Korona . . . . . . . . . . . . . . . 635
144. Protuberanzen . . . . . . . . . . . . 673
145. Interpretation von Spektralheliogrammen 703
Siebenter Teil.
Radiofrequenzstrahlung und kosmische Ultrastrahlung.
XXII. Kapitel: Radioastronomie.
146. Einleitung. Historisches . . . . . . . . . . 714
147. Grundbegriffe und MaBeinheiten . . . . . . 715
148. Die Radiofrequenzstrahlung der ruhigen Sonne 723
149. Die Radiofrequenzstrahlung der gestiirten Sonne 737
150. Die Radiofrequenzstrahlung der MilchstraBe und kosmischer Quellen 751
151. Die 21 em-Linie des interstellaren Wasserstoffes. . . . . . . . .. 772
XXIII. KapiteI: Kosmische Ultrastrahl ung und Radiofreq uenzstra hI ung.
152. Problemstellung. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. 773
153. Die solare Komponente der Ultrastrahlung. . . . . . . . . . . .. 773
154. Die kosmische Ultrastrahlung und die galaktische Radiofrequenzstrahlung 777
Anhang.
A. Naturkonstanten und Zahlenwerte 782
B. Klassifikation der Linienspektren. 784
C. tiber die IntegralexponentiaJfunktionen . 788
Literaturverzeichnis . . . . . . . 793
Namen- und Sachverzeichnis . 849
Erster Teil.
Die Sternatmosphare
im thermischen Gleichgewicht.
1. Kapitel.
Strahlungstheorie1•
1. Das Strahlungsfeld; Grundbegriffe und Definitionen.
Wir legen in das betrachtete Strahlungsfeld (z. B. einer Sternatmosphaxe
oder eines Hohlraumes) ein Flachenelement da mit der Normalen n und fassen
(Abb. 1) die pro Zeiteinheit durch da unter dem Winkel {} zu n in einem Raum
winkelbereich dw (charakterisiert durch die Richtungswinkel {}
und rp) verlaufende Strahlung ins Auge. Aus dieser greifen wir n
den Frequenzbereich v bis '11+ dv durch spektrale Zerlegung
heraus und schreiben dw
dEv({}, rp) = Iv({}, rp) dv' cos{} da' dw (1, 1)
(da· cos{) ist der Querschnitt unseres Strahlungsbtindels).
Als Strahlungsintensitiit Iv({}, rp) bezeichnen wir dement
sprechend diejenige Energiemenge, weIche pro Raumwinkel 1
und Frequenzbereich 1 in der Sekunde durch eine senkrecht
zur Richtung {}, rp des Strahlenbtindels stehende Einheitsflache
stromt. Hat man es mit polarisierter Strahlung zu tun, so wird Abb. 1. Definition der
man zwel. auf e'm and er senkrech t steh end e S c h wm. gungsn.c h - Straihv(lu{fn.rgps)i.n tensitat
tungen herausgreifen und die entsprechenden Intensitaten mit
I;({}, rp) und I;'({}, rp) bezeichnen. Es ist dann2 Iv = I; + I;'. Fur nn'101Clri·
siertes, sog. "nattirliches" Licht ist I; = I;' = t Iv'
Die Intensitiit der Gesamtstrahlung I erqii1t man durch Integration tiber aUe
Frequenzen
f0 0
I = Iv dv. (1,2)
o
Urn die Anwendung dieser Begriffe zu erliiutern, Abb. 2. Zustrahlung zweier Flachenelemente.
berechnen wir die von einem Fliichenelement da
einem zweiten da' pro sec zugestrahUe Energie dE (die Normalen von da bzw. da'
schlieBen mit ihrer Verbindungslinie r die Winkel {} bzw. {}' ein; vgl. Abb. 2): da'
bildet von da aus gesehen den Raumwinkel
cos{}' . da'
dw (1,3)
=---r2 --'
1 Literaturangaben sind am Ende des Buches zusammengestellt. Zahlen in eckigen
Klammern beziehen sich auf dieses Literaturverzeichnis. Die 1. Ziffer entspricht der Xummer
des Kapitels. [108J heiSt z. B. M. PLANCK: Warmestrahlung. Die Formeln sind in jedem
Abschnitt durchnumeriert. (4, 3) heiSt Formel 3 in Abschnitt 4.
2 Die Argumente {} und ffJ werden wir im folgenden nur noch anschreiben, wenn dies
besondere Griinde hat.
Unsold, Sternatmospharen, 2. Aufl.