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- Die Modellierung des Sternaufbaus ist ein astrophysikalisches Problem. Ein Stern ist eine massereiche Kugel aus glühendem Gas, die sich durch die eigene Schwerkraft zusammenhält. Im dichten Zentrum wird durch Kernfusion Energie frei, deren Leistung als Leuchtkraft des Sterns gegeben ist. Aus seinem Farbindex ist die Temperatur der Sternoberfläche bekannt und aus dem Linienspektrum deren Metallizität. Die Temperaturabhängigkeit der Kernreaktionen wird seit den 1930er Jahren mit Teilchenbeschleunigern immer genauer bestimmt, sodass auch der Zustand in der Kernzone des Sterns nicht völlig unbestimmt ist. Im Fall der Sonne sind zusätzlich Masse und Durchmesser bekannt. Bereits 1925 stellte Arthur Stanley Eddington ein einigermaßen zutreffendes Modell der Sonne auf. Dessen grundlegende Gleichungen sind zwar einfach, insbesondere dominieren für sonnenähnliche Sterne die Gasgesetze, jedoch sind in weiten Teilen eines Sterns die physikalischen Bedingungen so extrem, dass wichtige Materialeigenschaften nicht im Labor ermittelt werden können. Sie müssen mit theoretischen Ansätzen aus dem Gebiet der kondensierten Materie berechnet werden. Das betrifft insbesondere die Opazität, die den Strahlungstransport der Fusionswärme behindert. Sie variiert nicht nur mit der Dichte, sondern hängt über den Ionisationszustand vor allem der schwereren Elemente auch von der Temperatur ab. Großen numerischen Aufwand erfordert es, die Änderung der chemischen Zusammensetzung des Kerns insbesondere in den Spätstadien der Sternentwicklung und die Magneto-Hydrodynamik in turbulenten Bereichen der Konvektionszone zu berücksichtigen. Prüfsteine für Sternmodelle sind insbesondere pulsationsveränderliche Sterne und in neuerer Zeit die Helioseismologie. (de)
- Die Modellierung des Sternaufbaus ist ein astrophysikalisches Problem. Ein Stern ist eine massereiche Kugel aus glühendem Gas, die sich durch die eigene Schwerkraft zusammenhält. Im dichten Zentrum wird durch Kernfusion Energie frei, deren Leistung als Leuchtkraft des Sterns gegeben ist. Aus seinem Farbindex ist die Temperatur der Sternoberfläche bekannt und aus dem Linienspektrum deren Metallizität. Die Temperaturabhängigkeit der Kernreaktionen wird seit den 1930er Jahren mit Teilchenbeschleunigern immer genauer bestimmt, sodass auch der Zustand in der Kernzone des Sterns nicht völlig unbestimmt ist. Im Fall der Sonne sind zusätzlich Masse und Durchmesser bekannt. Bereits 1925 stellte Arthur Stanley Eddington ein einigermaßen zutreffendes Modell der Sonne auf. Dessen grundlegende Gleichungen sind zwar einfach, insbesondere dominieren für sonnenähnliche Sterne die Gasgesetze, jedoch sind in weiten Teilen eines Sterns die physikalischen Bedingungen so extrem, dass wichtige Materialeigenschaften nicht im Labor ermittelt werden können. Sie müssen mit theoretischen Ansätzen aus dem Gebiet der kondensierten Materie berechnet werden. Das betrifft insbesondere die Opazität, die den Strahlungstransport der Fusionswärme behindert. Sie variiert nicht nur mit der Dichte, sondern hängt über den Ionisationszustand vor allem der schwereren Elemente auch von der Temperatur ab. Großen numerischen Aufwand erfordert es, die Änderung der chemischen Zusammensetzung des Kerns insbesondere in den Spätstadien der Sternentwicklung und die Magneto-Hydrodynamik in turbulenten Bereichen der Konvektionszone zu berücksichtigen. Prüfsteine für Sternmodelle sind insbesondere pulsationsveränderliche Sterne und in neuerer Zeit die Helioseismologie. (de)
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- 3-411-14172-7
- 0-03-006228-4
- 0-387-20089-4
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- Physik der Sterne und der Sonne (de)
- Intrinsic parameters of galactic luminous OB stars, in Astronomy and Astrophysics 261, S.209ff (de)
- Stellar Interiors: physical principles, structure and evolution, §5.1 / 7.1 (de)
- Cox and Giuli's Principles of Stellar Structure (de)
- International Association of Geochemistry and Cosmochemistry. 1st Meeting (de)
- Introductory Astronomy & Astrophysics, §16.1-16.2 (de)
- Stellar Rotation (de)
- Stellar Structure and Evolution (de)
- Structure and Evolution of the Stars (de)
- A Catalogue of Orbital Elements Masses and Luminosities of Close Double Stars, in CDS Bulletin 26, S.99ff (de)
- Stellar Evolution with Rotation (I.), in Astronomy and Astrophysics 321, S.465ff (de)
- Mass Loss Rates in the Hertzsprung-Russel Diagram, in Astronomy and Astrophysics Supplement 72, S.259ff (de)
- Evidence for a Fundamental Stellar Upper Mass Limit from Clustered Star Formation, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 348, S.187ff (de)
- Grids of Massive Stars with High Mass Loss Rates (V.), in Astronomy and Astrophysics Supplement 103, S.97ff (de)
- Sirius Matters, Astrophysics and Space Science Library 354, S.150ff (de)
- A Determination of the Lower Mass Limit for the Main Sequence, in Astrophysical Journal 165, S.109ff (de)
- An Upper Limit to the Masses of Stars, in Nature 434, S.192ff (de)
- More Solar Models and Neutrino Fluxes,Astrophysical Journal170, S.157 (de)
- Physik der Sterne und der Sonne (de)
- Intrinsic parameters of galactic luminous OB stars, in Astronomy and Astrophysics 261, S.209ff (de)
- Stellar Interiors: physical principles, structure and evolution, §5.1 / 7.1 (de)
- Cox and Giuli's Principles of Stellar Structure (de)
- International Association of Geochemistry and Cosmochemistry. 1st Meeting (de)
- Introductory Astronomy & Astrophysics, §16.1-16.2 (de)
- Stellar Rotation (de)
- Stellar Structure and Evolution (de)
- Structure and Evolution of the Stars (de)
- A Catalogue of Orbital Elements Masses and Luminosities of Close Double Stars, in CDS Bulletin 26, S.99ff (de)
- Stellar Evolution with Rotation (I.), in Astronomy and Astrophysics 321, S.465ff (de)
- Mass Loss Rates in the Hertzsprung-Russel Diagram, in Astronomy and Astrophysics Supplement 72, S.259ff (de)
- Evidence for a Fundamental Stellar Upper Mass Limit from Clustered Star Formation, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 348, S.187ff (de)
- Grids of Massive Stars with High Mass Loss Rates (V.), in Astronomy and Astrophysics Supplement 103, S.97ff (de)
- Sirius Matters, Astrophysics and Space Science Library 354, S.150ff (de)
- A Determination of the Lower Mass Limit for the Main Sequence, in Astrophysical Journal 165, S.109ff (de)
- An Upper Limit to the Masses of Stars, in Nature 434, S.192ff (de)
- More Solar Models and Neutrino Fluxes,Astrophysical Journal170, S.157 (de)
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| prop-de:autor
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- Scheffler H., Elsässer H.
- Meynet G., Maeder A., Schaller G., Schaerer D., Charbonnel C.
- Abraham Z., Iben I.
- Brosch N.
- Figer D. F.
- Fowler W. A.
- Hansen C. J., Kawaler S. D., Trimble V.
- Kippenhahn R., Weigert A.
- Meynet G., Maeder A.
- Schwarzschild K.
- Straka W. C.
- Svechnikov M. A., Bessonova L. A.
- Tassoul J. L.
- Weidner C., Kroupa P.
- Weiss A., Hillebrandt W., Thomas H.-C., Ritter H.
- Zeilik M. A., Gregory S. A.
- De Jager C., Nieuwenhuijzen H., van der Hucht K. A.
- Herrero A., Kudritzki R.P., Vilchez J.M., Kunze D., Butler K., Haser S.
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| prop-de:herausgeber
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- BI Wissenschaftsverlag
- Wiley
- Cambridge University Press
- Springer Verlag
- Springer
- American Astronomical Society
- Cambridge Scientific Publishers
- Centre de Donnees astronomiques de Strasbourg CDS
- Nature Publishing Group
- Princeton University Press
- Saunders College Publishing
- Springer-Verlag
- International Association of Geochemistry and Cosmochemistry
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- Die Modellierung des Sternaufbaus ist ein astrophysikalisches Problem. Ein Stern ist eine massereiche Kugel aus glühendem Gas, die sich durch die eigene Schwerkraft zusammenhält. Im dichten Zentrum wird durch Kernfusion Energie frei, deren Leistung als Leuchtkraft des Sterns gegeben ist. Aus seinem Farbindex ist die Temperatur der Sternoberfläche bekannt und aus dem Linienspektrum deren Metallizität. Die Temperaturabhängigkeit der Kernreaktionen wird seit den 1930er Jahren mit Teilchenbeschleunigern immer genauer bestimmt, sodass auch der Zustand in der Kernzone des Sterns nicht völlig unbestimmt ist. Im Fall der Sonne sind zusätzlich Masse und Durchmesser bekannt. (de)
- Die Modellierung des Sternaufbaus ist ein astrophysikalisches Problem. Ein Stern ist eine massereiche Kugel aus glühendem Gas, die sich durch die eigene Schwerkraft zusammenhält. Im dichten Zentrum wird durch Kernfusion Energie frei, deren Leistung als Leuchtkraft des Sterns gegeben ist. Aus seinem Farbindex ist die Temperatur der Sternoberfläche bekannt und aus dem Linienspektrum deren Metallizität. Die Temperaturabhängigkeit der Kernreaktionen wird seit den 1930er Jahren mit Teilchenbeschleunigern immer genauer bestimmt, sodass auch der Zustand in der Kernzone des Sterns nicht völlig unbestimmt ist. Im Fall der Sonne sind zusätzlich Masse und Durchmesser bekannt. (de)
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- Sternaufbau (de)
- Sternaufbau (de)
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