The equilibrium of stellar envelopes and the central condensations of stars. (Q2610932)

Verf. dehnt die Vorstellung von der oberen Schicht eines Sterns weiter aus, als früher üblich gewesen ist. Die Tiefe der Schicht sei \(\xi^*R\) und schließe bisweilen sogar 90{\%} der Gesamtmasse ein. Indessen, bei kleinem \(\xi^*\), z.~B. \(\xi^*=0.1\), ist eine größere Konzentration gegen das Zentrum möglich, dagegen schon für \(\xi=0.5\) eine größere Konzentration gegen das Zentrum nicht mehr vorhanden. Die Bedingungen des Gleichgewichts sind einfach \[ \begin{aligned} &\frac{d(p+p_r)}{dr}=-\frac{GM}{r^2}\varrho,\\ &\frac{dp_r}{dr}=-\frac{\varkappa L}{4\pi cr^2}\varrho \end{aligned} \tag{1} \] (\(p\) Gasdruck; \(p_r\) Strahlungsdruck); dabei ist anzunehmen \(\varkappa=\varkappa_0\cdot\dfrac\varrho{T^{\frac35}}\);\newline \(\varkappa_0=3.89\cdot10^{25}\cdot(1-X^2)\), wo \(X\) der Prozentgehalt an Wasserstoff in der Sternmaterie ist; anstatt \(R\), \(T\) werden \(\xi\) und \(\tau\) benutzt, wobei \(r=\xi R\), \(T=\tau T_0\) sowie \(\varrho=\sigma\varrho_0\). Eingeführt wird nun die Variable \(\lambda=K\cdot\dfrac{\sigma}{\tau^3}\). Mit den gewöhnlichen Ausdrücken für \(p\) und \(p_r\), \(p=k\varrho T\) und \(p_r=\dfrac a3T^4\) werden die Transformationen von (1) vorgenommen, wobei sich ergibt, daß die Größe \(\lambda\), die neben \(\xi\) hauptsächlich in Frage kommt, gerade das Verhältnis Gasdruck : Drucklicht oder \(\dfrac\beta{1-\beta}\) nach üblicher Bezeichnung darstellt. In neuerer Fassung ist hierbei \(k\) durch \(\dfrac k{\mu H}\) zu ersetzen (\(\mu={}\)Molekulargewicht, \(H={}\)Protonmasse, Wasserstoffkern). Die Formeln lassen Integration zu, und die Resultate sind tabuliert. In den Tafeln ist außer \(\xi\) noch die Massenfunktion \(f\) mit einbegriffen. Für eine Anzahl Sterne mit verschiedenen \(M\) werden nunmehr die Resultate numerisch angefürt, und es zeigt sich dabei, daß für große Masse auch \(\xi\) größer ausfällt, d.~h. die Hülle hat eine größere Dicke. Dies trifft indessen nur ausnahmsweise und besonders für die \textit{Trümpler}schen Sterne in offenen Sternhaufen mit Massen von \(49{\odot}\) bis über 286 \(\odot\) zu. Für die Sterne im allgemeinen ist \(\xi^*\) fast konstant\({}=0\), 4, während für die erwähnten Clustersterne \(\xi^*\) Beträge von 0{,}50 bis über 0{,}85 erreicht. Es ist anzunehmen, daß solche Sterne fast keine Konzentration gegen das Zentrum zeigen. Bedingung für die Art der betrachteten Sternhülle sind eben die Gleichungen (1), d.~h. die Gültigkeit der Gasgesetze. Wenn die Gasschicht entartet, wie z.~B. Elektronen in einem Metalle, was dadurch im allgemeinen erfolgt, daß die Zahl der Elektronen pro ccm stark zunimmt, und andererseits auch der Verschmelzung von Wasserstoff mit anderen Molekeln zugeschrieben wird, so entsteht Konzentration, und wir befinden uns unterhalb der Hülle. Dieses trifft bei den sogenannten weißen Zwergen bald zu, die deshalb einen relativ großen Kern besitzen müssen.