Aktion	Zweigstelle	Standorte	Status	Frist	Vorbestellungen
Vorbestellen	Zweigstelle: 07., Urban-Loritz-Pl. 2a	Standorte: NN.SP Kale / College 6a - Naturwissenschaften / Regal 613	Status: Entliehen	Frist: 03.11.2026	Vorbestellungen: 0

Die Spektralanlayse gibt Auskunft über chemische Zusammensetzung und Temperatur eines Sternes. Aus ihren Ergebnissen lassen sich physikalische Gesetzmäßigkeiten ableiten, nach welchen die Sterne in sog. Spektralklassen aufgeteilt werden. Kaler gibt eine kurze Einführung in das Prinzip der Spektralanalyse, ihre Entwicklung als Klassifikationssystem und zeigt, wie sich aus ihr Erkenntnisse über die Physik der Sterne gewinnen lassen. Die Hauptkapitel des Buches sind dann Beschreibungen der wichtigsten Spektralklassen und der Eigenschaften der zugehörigen Sterne. Weitgehend frei von Formeln, erfordert das recht anspruchsvolle Buch grundlegendes astronomisches und astrophyikalisches Wissen. Geeignet für Amateurastronomen und darüber hinaus als Einführung für Studenten, empfiehlt sich dieser Titel über ein Standardthema der Astronomie auch als Weiterführung und thematische Vertiefung von Kaler (BA 6/94). Farbige Abbildungen der Spektrogramme wären jedoch den Grautönen vorzuziehen. (2)

 

 

 

Aus dem Inhalt:

/ Danksagungen 11 / / 1. Sterne 13 / 1.1 Die physikalische Natur der Sterne 15 / 1.2 Stemnamen 16 / 1.3 Positionen 22 / 1.4 Entfernungen 23 / 1.5 Chemische Zusammensetzung 24 / 1.6 Doppelsteme 25 / 1.7 Sternhaufen 27 / 1.8 Die Milchstraße 29 / 1.9 Die Bewegung der Sterne 32 / 1.10 Das elektromagnetische Spektrum 34 / 1.11 Scheinbare Helligkeit und Größenklassen 37 / 1.12 Veränderliche Sterne 39 / 1.13 Absolute Helligkeiten 39 / 1.14 Farben 40 / 1.15 Temperaturen 42 / 1.16 Stemaufbau 44 / 1.17 Stementwicklung 46 / / 2. Spektren und Atome 48 / 2.1 Atome 48 / 2.2 Ionen und Isotope 52 / 2.3 Moleküle 54 / 2.4 Spektrallinien 55 / 2.5 Absorptionslinien 59 / 2.6 Linienentstehung in Stemspektren 60 / 2.7 Kontinua 62 / 2.8 Linienstruktur: Druck und Dichte 63 / 2.9 Andere Atome und Ionen 65 / 2.10 Molekülspektren 67 / 2.11 Astronomische Spektren 68 / 2.12 Der Dopplereffekt 71 / 2.13 Die spektrale Zerlegung des Lichts 73 / 2.14 Spaltspektrographen 77 / 2.15 Spaltlose Spektrographen 82 / / 3. Die Spektralklassen 84 / 3.1 Das Fraunhofer-Spektrum 84 / 3.2 Die Anfänge: Pater Secchi 87 / 3.3 Das Harvard-System 88 / 3.4 Die weitere Entwicklung des Systems 92 / 3.5 Die zweidimensionale Spektralklassifikation 98 / 3.6 Die dritte Dimension 104 / 3.7 Der physikalische Hintergrund der Spektralsequenz 105 / / 4. Die M-Sterne: Rote Überriesen und lichtschwache Zwerge 111 / 4.1 Die Spektren der kühlsten Sterne 114 / 4.2 Kohlenstoffsterne 116 / 4.3 Temperatur und Farbe 118 / 4.4 Riesen und Überriesen 120 / 4.5 Mira-Sterne 122 / 4.6 Massenverlust 126 / 4.7 Chemische Unterschiede 128 / 4.8 Die Zwerge 129 / 4.9 Flare-Sterne 131 / 4.10 Unsichtbare Begleiter 132 / / 5. Die K-Sterne: Orangefarbene Riesen und hellere Zwerge 135 / 5.1 Klassifikation 138 / 5.2 Spektroskopische Entfernungsbestimmung 143 / 5.3 Chromosphären 144 / 5.4 Bedeckungsveränderliche Überriesen 146 / 5.5 Chemische Varianten 148 / 5.6 Unterriesen und Zwerge 150 / 5.7 Parallaxen und Entfernungen 150 / 5.8 Unterzwerge und Weiße Zwerge 156 / / 6. Die G-Sterne: Geschwister der Sonne 157 / 6.1 Die Spektren 162 / 6.2 Das Spektrum der Sonne 163 / 6.3 Die Sonne und andere K-Zwerge 168 / 6.4 Die Chromosphäre und Korona der Sonne 169 / 6.5 Chromosphären und Koronen anderer Sterne 173 / 6.6 Sonnenaktivität 175 / 6.7 Sternaktivität 178 / 6.8 Die Sonne als Stern 179 / 6.9 Das Innere der Sonne 180 / 6.10 Lithium und das Alter der Sonne 182 / 6.11 Unterriesen, Riesen und Überriesen 183 / / 7. Die F-Sterne: Am Übergang von kühl nach heiß 186 / 7.1 Die Spektren 190 / 7.2 Zwerge am Übergang: Der nukleare CNO-Zyklus 192 / 7.3 Die Rotationsgeschwindigkeit der Sterne 192 / 7.4 Die Hertzsprung-Lücke und der Übergang zu den A-Stemen 195 / 7.5 Instabilität: Die Cepheiden 196 / 7.6 RR-Lyrae-Sterne 201 / 7.7 Kalibration der Cepheidenhelligkeit 201 / 7.8 Schwächere Pulsationsveränderliche 203 / 7.9 Die Ursache der Pulsationen 203 / 7.10 Von den hellsten zu den schwächsten 205 / / 8. Die A-Sterne: Weiß, aber keineswegs farblos 207 / 8.1 Die Spektren 210 / 8.2 Linienformen und Elementhäufigkeiten 212 / 8.3 Seltsame Zwerge: Die Am-Sterne 215 / 8.4 Die magnetischen Ap-Sterne 217 / 8.5 Die Ursache des Am/Ap-Phänomens 219 / 8.6 Planetare Scheiben? 220 / 8.7 Pulsationen 222 / 8.8 Der Horizontalast 222 / 8.9 Weiße Zwerge 226 / / 9. Die B-Sterne: Glanzlichter des Himmels 230 / 9.1 Klassifikation 236 / 9.2 Seltsame B-Zwerge 238 / 9.3 Be- und Hüllensterne 240 / 9.4 Variabilität von Sternen 241 / 9.5 Sternwinde und P-Cygni-Profile 242 / 9.6 Riesen 242 / 9.7 Reflexionsnebel, Emissionsnebel und Dunkelwolken 244 / 9.8 Die Rötung des Sternlichts 246 / 9.9 Interstellare Polarisation 248 / 9.10 Weiße Zwerge 249 / 9.11 Variable Weiße Zwerge > 252 / / 10. Die O-Sterne: Am Gipfel der Spektralsequenz 254 / 10.1 Die Spektren 257 / 10.2 Wolf-Rayet-Sterne 259 / 10.3 Massenverlust 261 / 10.4 Assoziationen 265 / 10.5 Emissionsnebel 267 / 10.6 Das Kontinuum von Emissionsnebeln 271 / 10.7 Verbotene Linien 272 / 10.8 Interstellare Absorptionslinien 275 / 10.9 Das Ende der Hauptreihe 277 / / 11. Besondere Sterntypen 281 / 11.1 Die Planetarischen Nebel 282 / 11.2 Die Zentralsterne der Planetarischen Nebel 287 / 11.3 Die Klassifikation der Zentralsterne 290 / 11.4 Novae 293 / 11.5 Novaüberreste 298 / 11.6 Zwergnovae und wiederkehrende Novae 298 / 11.7 Eta Carinae 301 / 11.8 Symbiotische Spektren 304 / 11.9 Über die Grenzen des HR-Diagramms hinaus 306 / / 12. Wanderungen im HR-Diagramm 309 / 12.1 Grundlagen 310 / 12.2 Sternentstehung 312 / 12.3 Auf dem Weg zur Hauptreihe 316 / 12.4 Auf der Hauptreihe 321 / 12.5 Riesen und Überriesen 323 / 12.6 Das Heliumbrennen 332 / 12.7 Der Kem stirbt 333 / 12.8 Planetarische Nebel 336 / 12.9 Das Ende als Weißer Zwerg 342 / 12.10 Gewaltige Explosionen: Supernovae 344 / 12.11 Neutronensterne und Pulsare 347 / 12.12 Verschiedene Typen von Supernovae 350 / 12.13 Supernova 1987A 351 / 12.14 Supemovaüberreste 354 / / Sachindex 357