Physik Der Sternatmosphären: Mit Besonderer Berücksichtigung Der Sonne

ISBN-13: 9783642504457 / Niemiecki / Miękka / 1938 / 500 str.

A. Unsold

Opis

Dieser Buchtitel ist Teil des Digitalisierungsprojekts Springer Book Archives mit Publikationen, die seit den Anfangen des Verlags von 1842 erschienen sind. Der Verlag stellt mit diesem Archiv Quellen fur die historische wie auch die disziplingeschichtliche Forschung zur Verfugung, die jeweils im historischen Kontext betrachtet werden mussen. Dieser Titel erschien in der Zeit vor 1945 und wird daher in seiner zeittypischen politisch-ideologischen Ausrichtung vom Verlag nicht beworben."

Spis treści

Erster Teil Die Sternatmosphäre im thermischen Gleichgewicht.- I. Kapitel: Strahlungstheorie.- 1. Das Strahlungsfeld; Grundbegriffe und Definitionen.- 2. Emission und Absorption der Strahlung.- 3. Strahlung im thermischen Gleichgewicht. Hohlraumstrahlung. KIRCHHOFFscher Satz.- 4. Das Stefan-Boltzmannsche Gesetz.- 5. Spektrale Energieverteilung der Hohlraumstrahlung. Wiensches Verschiebungsgesetz. Entropie eines nahezu monochromatischen Strahlenbündels.- 6. Energieverteilung im Spektrum der Hohlraumstrahlung. Klassische Theorie; Rayleigh-Jeansssche Strahlungsformel.- 7. Quantentheorie. Plancksches Strahlungsgesetz (1900).- 8. Herstellung der Hohlraumstrahlung. Messung der Strahlungskonstanten ? und c2.- II. Kapitel: Anwendung des Planckschen Gesetzes auf die Strahlung der Sonne. Strahlungsmessungen.- 9. Grundprinzipien. Absorption in der Erdatmosphäre.- 10. Messung der Gesamtstrahlung der Sonne.- 11. Messung der Energieverteilung im Spektrum der gesamten Sonnenscheibe und der Mitte der Sonnenscheibe.- 12. Reduktion der Messungen von Abbot und Wilsing. Solarkonstante und effektive Sonnentemperatur. Energieverteilung im Spektrum des Strahlungsstromes ?F? in absolutem Maß.- 13. Mitte-Rand-Kontrast I? (?)| I ?(0) Strahlungsintensität und -Strom I? (0)| F ?.- 14. Verzerrung des,,wahren“ kontinuierlichen Sonnenspektrums durch die Fraunhofer-Linien. Intensitätsverteilung im „wahren“ kontinuierlichen Spektrum; F? und I?(o) in erg/cm2 sek. Vergleich mit dem schwarzen Körper von Te= 5713° K.- 15. Kritische Bemerkungen über die Methodik der Sonnenstrahlungsmessungen.- III. Kapitel: Die Strahlung der Sterne.- 16. Einführung in die Klassifikation der Sternspektren.- 17. Messung der Energieverteilung in den kontinuierlichen Spektren der Sterne. Farbtemperaturen. Abweichungen vom Planckschen Strahlungsgesetz.- 18. Visuelle, photographische und bolometrische Helligkeit der Sterne. Farbenindizes. Absolute Helligkeit.- 19. Sterndurchmesser. Russell-Herxzsprung-Diagramm. Riesen- und Zwergsterne. Vorläufiges über spektroskopische Parallaxen.- 20. Die Massen der Sterne. Eddingtons Masse-Leuchtkraft-Beziehung. Schwerebeschleunigung an den Sternoberflächen.- IV. Kapitel: Thermische Ionisation und Anregung.- 21. Anregung und Ionisation der Atome bei thermischem Gleichgewicht. Boltzmannsche und Sahasche Formel.- 22. Zahlenmäßige Auswertung der SAHASchen Formel. Ionisations- und Anregungsspannungen. Statistische Gewichte.- 23. Experimentelle Prüfung der Sahaschen Formel. Anwendung auf Sternatmosphären nach Saha, Fowler und Milne.- 24. Ionisation von Gemischen mehrerer Elemente. Verhältnis von Elektronendruck Pe zu Gasdruck P g. Effektives Molekulargewicht.- 25. Kinetische Deutung der Sahaschen Formel. Abweichungen vom thermischen Gleichgewicht.- Zweiter Teil Kontinuierliches Spektrum und Aufbau einer Sternatmosphäre.- V. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht und kontinuierliches Spektrum der Sternatmosphären.- 26. Strömungs- und Kontinuitätsgleichung der Strahlung.- 27. Anwendung der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes auf die Gesamtstrahlung. Randverdunkelung der Sonne. Einführung des Temperaturbegriffes.- 28. Zusammenhang von Strahlungsintensität I(?, ?), Strahlungsstrom ?F(?) und Ergiebigkeit J(?).- 29. Weitere Näherungsmethoden zur Lösung der Differentialgleichung des Strahlungsgleichgewichtes.- 30. Die Schwarzschild-Milnesche Integralgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Untersuchungen von E. Hopf über deren strenge Lösung. Zweite Näherung.- 31. Mitte-Rand-Kontrast in Abhängigkeit von ?. Energieverteilung im kontinuierlichen Sonnenspektrum. Wellenlängenabhängigkeit des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten in der Sonnenatmosphäre.- 32. Einfluß der Absorptionslinien auf das kontinuierliche Sonnenspektrum.- VI. Kapitel: Kontinuierlicher Absorptionskoeffizient und Energieverteilung in den kontinuierlichen Spektren der Sterne.- 33. Der RossELANDsche Mittelwert ? (Opazitätskoeffizient) des Absorptionskoeffizienten ? v.- 34. Theorie des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten. Streuung an freien Elektronen.- 35. Genauere Berechnungen des Absorptionskoeffizienten für einzelne Kanten. Experimentelle Prüfungen der Theorie.- 36. Energieverteilung in den kontinuierlichen Sternspektren. Intensitätsprung an der Grenze der Balmerserie ? 3647 Abweichungen vom schwarzen Körper. Farbtemperatur und effektive Temperatur der Sterne.- 37. Historische und kritische Bemerkungen zur Theorie des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten und der kontinuierlichen Sternspektren. Literatur.- VII. Kapitel: Der Aufbau der Sternatmosphären.- 38. Gasdruck und Strahlungsdruck.- 39. Genaue Berechnung der Druck- und Temperaturschichtung einiger Sternatmosphären.- Dritter Teil Physikalische Grundlagen der Theorie der FRAUNHOFER-Linien.- VIII. Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer-Linien. I.Teil: Klassische Theorie.- 40. Elektronentheorie (H. A. Lorentz). Absorption, Emission und Dispersion des harmonischen Oszillators. Gesamtabsorption.- 41. Strahlungsdämpfung und Stoßdämpfung.- 42. Lichtstreuung an freien und gebundenen Elektronen. Thomson-Streuung bzw. Rayleigh- und Resonanzstreuung.- 43. Dopplereffekt.- 44. Dopplereffekt und Dämpfung.- IX. Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer-Linien. 2. Teil: Quantentheorie.- 45. Die Übergangswahrscheinlichkeiten AnmBmn und Bnm(Einstein). Mittlere Lebensdauer angeregter Zustände. Oszillatorenstärken.- 46. Quantentheorie der Strahlungsdämpfung.- 47. Quantentheorie der Stoßdämpfung und Druckverbreiterung.- 48. Quantenmechanische Berechnung von Übergangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstärken.- 49. Der f-Summensatz von Kuhn, Thomas und Reiche; seine Verallgemeinerungen und seine Gültigkeitsgrenzen.- 50. Übergangswahrscheinlichkeiten von Multiplettkomponenten. Burger- Dorgelosche Summenregel.- X.Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer- Linien. 3.Teil: Experimentelle Prüfung der Theorie und Messung von Übergangswahrscheinlichkeiten usw.- 51. Messung von Oszillatorenstärken mit Hilfe der Dispersion in der Nähe der Linien.- 52. Bestimmung der Oszillatorenstärke f aus der Absorption optisch dünner Schichten.- 53. Messung von f ? mit Hilfe der Absorption „dicker“ Schichten. Berechnung von f und ?. Prüfung der Quantentheorie der Strahlungsdämpfung. Messung der Gesamtabsorption.- 54. Intensitätsmessungen an Emissionslinien. Selbstumkehr.- 55. Direkte Messung der Lebensdauer angeregter Zustände. Abklingleuchten. Resonanzfluoreszenz.- 56. Ergebnisse einiger experimenteller Untersuchungen über Stoßdämpfung und Druckverbreiterung.- 57. Zusammenstellung astrophysikahsch wichtiger Bestimmungen von Oszillatorenstärken usw. Möglichkeiten zur Messung von Übergangswahrscheinlichkeiten für Quantensprünge zwischen angeregten Atomzuständen.- Vierter Teil Messung und Deutung der Intensitätsverteilung in den Fraunhofer-Linien.- XI. Kapitel: Messung der Konturen und Gesamtabsorptionen von Fraunhofer-Linien.- 58. Der Spektrograph: Trennungsvermögen; Entzerrungsfragen; Gittergeister; Streuücht.- 59. Die photographische Platte.- 60. Standardisierung der Platten. Schwärzungskurve.- 61. Mikrophotometer. Reduktion der Photometerkurven.- 62. Messung der Gesamtabsorption. Abgekürzte Methoden zur Messung schwacher Linien. Schätzungsskalen.- XII. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht und Fraunhofer-Linien.- 63. Die Schwarzschildsche Differentialgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Strahlungsintensität und Strahlungsstrom.- 64. Das Schuster-Schwarzschild-Modell einer Sternatmosphäre für reine Streuung und reine Absorption.- 65. Das Milne-Eddington-Modell einer Sternatmosphäre. (Kombination von Streuung und Absorption.).- 66. Vergleich von Schuster-Schwarzschild- und Milne-Eddington-Modell. Allgemeinere Ansätze von Eddington, TEN Bruggencate und Pannekoek.- 67. Die ScHWARZSCHiLDsche Integralgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Berechnung der Intensität der Linienflügel für eine beliebig geschichtete Atmosphäre.- 68. Berechnung von Linienstärken. „Anzahl der Atome über 1 cm2 der Photosphäre“. Wirksame Tiefe ?0 der Atmosphäre.- XIII. Kapitel: Die Deutung der Fraunhofer-Linien. Beobachtung und Theorie.- 69. Die „Wachstumskurve“. Berechnung der Gesamtabsorption von Fraun- Hofer-Linien mit Dopplereffekt und Dämpfung.- 70. Dopplereffekt und „Turbulenz“ (O. Struve).- 71. Strahlungs- und Stoßdämpfung.- 72. Druckverbreiterung der Wasserstofflinien. Zwischenmolekularer Starkeffekt.- 73. Druckeffekte und verbotene Linien im Heliumspektrum.- 74. Die Intensität in der Mitte der Fraunhofer-Linien. (Restintensität).- 75. Verkettung mehrerer Linien (Interlocking).- 76. Gegenseitige Störung zweier Linien („Blends“).- XIV. Kapitel: Beeinflussung der Linienkonturen durch Rotation und Expansion der Sterne.- 77. Berechnung der Linienkonturen rotierender Sterne.- 78. Spektroskopische Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit v sin i von Sternen.- 79. Beobachtung von Rotationseffekten bei spektroskopischen Doppelsternen und Bedeckungsveränderlichen.- 80. Beobachtung der Rotation einzelner Sterne.- 81. Radiale Bewegung von Atmosphären, deren Höhe klein ist im Vergleich zum Radius des Sternes.- 82. Rotation und Expansion ausgedehnter durchsichtiger Nebelhüllen.- Fünfter Teil Probleme und Anwendungen der quantitativen Theorie der Sternspektren.- XV. Kapitel: Anwendung der Theorie der Fraunhofer-Linien.- 83. Überblick über die Probleme der Spektralklassifikation und der spektroskopischen Parallaxenbestimmung.- 84. Ansätze zur Verbesserung und Erweiterung des zweidimensionalen Klassifikationsschemas.- 85. Übergang vom Sp, M-System zum Te, g-System. Die Skala der Sterntemperaturen.- 86. Beobachtung und Theorie: Diskussion spezieller Linien.- 87. Empirische Bestimmung von T, Pe und NH als Funktion von Spektraltyp und absoluter Helhgkeit.- 88. Quantitative Analyse der Sonnenatmosphäre.- XVI. Kapitel: Die Struktur der äußeren Schichten der Sonne.- 89. Übersicht über die beobachteten Erscheinungen. Der Zyklus der Sonnenaktivität.- 90. Die Sonnenflecke.- 91. Die Sonnenfackeln.- 92. Die Granulation.- 93. Theorie der Konvektion in Sternatmosphären. 1.Teil: Die Wasserstoffzone als Ursache der Granulation.- 94. Konvektion in Sternatmosphären. 2. Teil: Die Sonnenflecke und der 2 × 11, 5jährige Zyklus.- XVII. Kapitel: Der Sonnenrand. Protuberanzen, Chromosphäre und Korona. Spektroheliogramme.- 95. Finsternisbeobachtungen.- 96. Der Helligkeitsabfall am äußersten Sonnenrand.- 97. Protuberanzen.- 98. Chromosphäre.- 99. Die Sonnenkorona.- 100. Interpretation von Spektroheliogrammen.- Anhang A. Klassifikation der Linienspektren.- Anhang B. Über die Integralexponentialfunktionen.- Namen- und Sachverzeichnis.