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Dieses Buch bietet eine Einführung in die Physik der Sterne. Es behandelt damit die Beobachtungsmethoden, Sternentstehung und Lebenszyklus der Sterne.In diesem Buch finden Sie einen umfassenden Einstieg in die physikalischen Eigenschaften von Sternen und deren Zustandsgrößen. Der aktuelle Wissensstand zu Sternaufbau und -entwicklung wird hier zusammengefasst und ein Blick auf spannende, offene Fragen der Astrophysik geworfen. Interessierte Studierende der Natur- und Ingenieurwissenschaften aber auch Abiturienten, Dozenten, Lehrer und nicht zuletzt auch Amateurastronomen finden in diesem Buch eine wertvolle Übersicht über die Physik der Sterne. Mitzubringen ist dafür nur das mathematisch-physikalische Rüstzeug, welches nicht über das Grundwissen zur Integral- und Differentialrechnung hinausgeht. In dieser Hinsicht soll dieses Buch auch eine Brücke schlagen zur heute im Internet verfügbaren Fachliteratur, um diese mit Gewinn lesen zu können. Der erste Teil zeichnet die historische Entwicklung nach, an deren Ende ein detailliertes Verständnis der Natur der Sterne und ihrer Lebensläufe möglich war. Das Ziel der folgenden Kapitel besteht in einem pragmatischen Einstieg in die physikalischen Prozesse, welche den Aufbau und die Entwicklung der Sterne in Abhängigkeit ihrer Basisgrößen wie Masse und chemische Zusammensetzung determinieren. Es wird gezeigt, was man aus der Analyse des Sternenlichts über die Sternatmosphären in Erfahrung bringen kann, welche fundamentale Rolle der Virialsatz im Leben der Sterne spielt und welche kernphysikalischen Prozesse tief im Innern der Sterne die Energie liefern, die sie erstrahlen lassen. Zum Abschluss wird noch ein ausführlicher phänomenologischer Blick auf die Endstadien der Sternentwicklung geworfen. Dort werden Materiezustände besprochen, die weit von einer experimentellen Realisierbarkeit entfernt sind, deren Eigenschaften sich aber - unterlegt durch entsprechende theoretische Vorstellungen - zumindest prinzipiell aus der Beobachtung konkreter Objekte wie Weiße Zwerge oder Neutronensterne erschließen lassen. Gerade hier sind in Zukunft noch viele aufregende Entwicklungen zu erwarten.

 

 

Aus dem Inhalt:

1 Eine kurze Geschichte der Erforschung der Sterne 1 // 2 Was kann man an Sternen beobachten? 53 / 2.1 Sternhelligkeiten 56 / 2.1.1 Intensitäten und Strahlungsströme 58 / 2.1.2 Einfluss der Erdatmosphäre auf die scheinbare Helligkeit 67 / 2.1.3 Interstellare Extinktion und Verfärbung 73 / 2.1.4 Fotometrie und Schwarzkörperstrahlung 75 / 2.2 Sterndurchmesser 81 / 2.2.1 Durchmesserbestimmung mittels optischer Interferometrie 82 / 2.2.2 Intensitätsinterferometrie nach R. Hanbury-Brown und R. Q. Twiss 87 / 2.2.3 Speckle-Interferometrie 90 / 2.2.4 Sternbedeckungen durch den Mond 96 / 2.2.5 Microlensing-Ereignisse 97 / 2.2.6 Direkte Abbildung von Stemoberflächen 98 / 2.2.7 Lichtkurven bedeckungsveränderlicher Sterne 99 / 2.2.8 Baade-Wesselink-Verfahren 103 / 2.2.9 Fotometrische Sterndurchmesser 105 / 2.2.10 Die größten bekannten Sterne 106 / 2.3 Sternmassen 108 / 2.3.1 Doppelsternbeobachtungen 109 / 2.3.2 Astroseismologie 115 / 2.3.3 Ableitung von Massen durch Anpassung von Sternmodellen an Beobachtungsparameter 119 / 2.3.4 Massebestimmung von binären Radiopulsaren, Röntgenpulsaren und Schwarzen Löchern 120 / 2.3.5 Die massereichsten Sterne der Milchstraße 122 / 2.4 Sternspektren 125 / 2.4.1 Klassifikation der Sternspektren 127 / 2.4.2 Leuchtkraftklassen 133 / 2.4.3 Populationszugehörigkeit 137 / 2.4.4 Spektralklassen 141 / 2.5 Korrelationen 175 / 2.5.1 Farben-Helligkeits-Diagramme 176 / 2.5.2 Masse-Leuchtkraft-Beziehung 182 / 2.5.3 Masse-Radius-Beziehung 185 / 2.5.4 Hertzsprung-Russell-Diagramm 186 / 2.6 Analyse des Schwingungsverhalten von Sonne und Sternen 196 / 2.6.1 Dopplergramme 197 / 2.6.2 Solare Oszillationen 199 / 2.6.3 Modelle 201 / 2.6.4 Direkte und inverse Methode 205 // 3 Sternspektren und Sternatmosphären 207 / 3.1 Physikalische Grundlagen der Spektroskopie 209 / 3.1.1 Strahlungsprozesse im Bohr-Sommerfeld¿schen Atommodell 210 / 3.1.2 Das Wasserstoffatom und sein Spektrum 219 / 3.1.3 Spektren der Alkalimetalle 229 / 3.1.4 Elektronenkonfiguration von Ionen 232 / 3.1.5 Atome mit mehreren Elektronen 233 / 3.1.6 Das Heliumspektrum und die Spektren heliumartiger Ionen 245 / 3.1.7 Spektren der Wasserstoffionen 250 / 3.1.8 Molekülspektren 251 / 3.1.9 Identifikation von Spektrallinien in Sternspektren 271 / 3.1.10 Linienprofile und Linienbreiten 273 / 3.1.11 Linienaufspaltung durch den Zeeman-Effekt 293 / 3.2 Strahlungstransport in Spektrallinien 299 / 3.2.1 Lokales thermodynamisches Gleichgewicht (LTE) und Kirchhoff`scher Satz 304 / 3.2.2 Formale Lösung der Strahlungstransportgleichung 310 / 3.2.3 Eddington-Barbier-Beziehung 312 / 3.2.4 Strahlungsprozesse und Absorptionskoeffizienten 315 / 3.2.5 Boltzmann-Verteilung 326 / 3.2.6 Saha-Gleichung 328 / 3.3 Quantitative Spektralanalyse 340 / 3.3.1 Wachstumskurven 341 / 3.3.2 Synthetische Spektren 348 / 3.4 Photosphärenmodelle 351 / 3.4.1 Grundlegende Physik einer Sternphotosphäre 352 / 3.4.2 Modellatmosphären und Bestimmung der fundamentalen Sternparameter 359 // 4 Innerer Aufbau der Sterne 365 / 4.1 Sterne im hydrostatischen Gleichgewicht und Virialtheorem 368 / 4.2 Energiehaushalt und Leuchtkraft 373 / 4.3 Energietransport 375 / 4.3.1 Strahlungstransport 375 / 4.3.2 Konvektiver Wärmetransport 378 / 4.4 Zustandsgleichungen 383 / 4.4.1 Ideales Gas und Photonengas 385 / 4.4.2 Entartete Materie 389 / 4.4.3 Innere Energie 394 / 4.5 Statische Stemmodelle 396 / 4.5.1 Numerische Lösung von Sternstrukturmodellen 400 / 4.5.2 Polytrope Lösungen 404 / 4.5.3 Homologe Sternmodelle 425 // 5 Nukleare Energieerzeugungsprozesse und Elementesynthese 431 / 5.1 Bindungsenergie und Massendefekt 432 / 5.2 Nukleare Reaktionsraten 434 / 5.2.1 Energieabhängigkeit nuklearer Reaktionsraten 438 / 5.2.2 Resonanzen in den nuklearen Reaktionsraten 447 / 5.3 Wichtige nukleare Brennphasen im Laufe der Sternentwicklung 450 / 5.3.1 Deuterium- und Lithiumbrennen 451 / 5.3.2 Wasserstoffbrennen 452 / 5.3.3 Heliumbrennen - der Triple-Alpha-Prozess 478 / 5.3.4 Fortgeschrittene thermonukleare Brennphasen 492 / 5.3.5 s-, r- und p-Nukleosynthese 511 // 6 Evolution der Sterne 521 / 6.1 Evolutionäre Stemmodelle 523 / 6.1.1 Visualisierung von Entwicklungsprozessen 525 / 6.1.2 Stellare Zeitskalen 527 / 6.2 Stementstehung 530 / 6.2.1 Interstellares Medium (ISM) und Molekülwolken 532 / 6.2.2 Gravitationskollaps einer Molekülwolke und Sternbildung 538 / 6.3 Hauptreihen- und Nach-Hauptreihenentwicklung 558 / 6.3.1 Evolution Roter Zwergsterne 564 / 6.3.2 Evolution massearmer Sterne 568 / 6.3.3 Evolution von Sternen im mittleren Massenbereich 580 / 6.3.4 Evolution von Sternen im oberen Massenbereich 605 // 7 Endstadien der Sternentwicklung 615 / 7.1 Weiße Zwerge 619 / 7.1.1 Spektrum 622 / 7.1.2 Physische Eigenschaften 624 / 7.1.3 Atmosphäre 628 / 7.1.4 Innere Struktur 630 / 7.1.5 Abkühlung 632 / 7.2 Neutronensterne 641 / 7.2.1 Radiopulsare 646 / 7.2.2 Röntgenpulsare 660 / 7.2.3 Physische Eigenschaften 678 / 7.2.4 Protoneutronensterne 689 / 7.2.5 Innerer Aufbau 692 / 7.3 Quarkmaterie und (mehr oder weniger seltsame) Quarksterne 717 / 7.3.1 Quark-Gluon-Plasma 718 / 7.3.2 Seltsame Materie 719 / 7.4 Stellare Schwarze Löcher 730 / 7.4.1 Einteilung Schwarzer Löcher nach Entstehung und Masse 737 / 7.4.2 Röntgendoppelsterne mit Black Hole-Komponente 738 // 8 Anhang 745 // Literatur 747 // Sachverzeichnis 757