Stellar configurations with degenerate cores. I, II. (Q2616249)

Es sei \(\beta /(1-\beta)\) das Verhältnis von Gasdruck zu Strahlungsdruck. Verf. weist dann im ersten Teil der vorliegenden Arbeit zuerst die Existenz einer Größe \(\beta_\omega = 0{,}907\ldots\) nach, mit der Eigenschaft, daß, wenn \(\beta < \beta_\omega\) (\(\beta\) berechnet mit Hilfe der idealen Gasgleichung), dann das Gas bestimmt nicht entartet ist. Es wird dadurch möglich, ein ``Entartungsgebiet'' für Sternmodelle zu definieren. Um seine Resultate anschaulich und klar darstellen zu können, benutzt Verf. ein ``\textit{Milne}-Diagramm'', indem er in einem rechtwinkligen Koordinatensystem \(R\) (\(=\) Radius der Konfiguration) gegen \(1 - \beta_1\) aufträgt (er benutzt das Standardmodell, wo \(\beta = \beta_1 = \) const, in den Gebieten, wo sich das Gas ideal verhält). In einem solchen Diagramm wird für eine ideal gasförmige Konfiguration (\textit{Emden-Eddington}sche Polytrope) die Kurve konstanter Masse \(M\) eine Gerade parallel zur \(R\)-Achse. Es sei nun \(M = M_0\) für \(\beta = \beta_\omega\). Für \(M > M_0\) wird dann \(\beta_1 < \beta_\omega\), und die Sternmaterie ist nirgends entartet. Für \(M < M_0\) läßt sich die Existenz eines Radius \(R_0\) nachweisen, so daß für \(R > R_0\) keine Entartung stattfindet, während für \(R = R_0\) die Entartung im Sternzentrum beginnt. Für \(R < R_0\) hat die Konfiguration einen entarteten Kern. Das Entartungsgebiet wird also von den Koordinatenachsen \(R\), \(1-\beta\) und der \((R_0, \beta_1)\)-Kurve begrenzt. Es läßt sich nun weiter die Existenz einer Masse \(M_3\) nachweisen, so daß für \(M < M_3\) die vom Verf. in einer früheren Arbeit (vorstehendes Referat) studierten sogenannten ``completely collapsed configurations'' existieren und durch Punkte der \(R\)-Achse dargestellt werden. Die Kurven konstanter Masse müssen also diese Punkte mit Punkten der \((R_0, \beta_1)\)-Kurve verbinden. Verf. zeigt nun weiter, daß für \(M_3 < M\leqq M_0\) die Kurven konstanter Masse Punkte der \((R_0, \beta_1)\)-Kurve mit Punkten der \((1 - \beta_1)\)-Achse verbinden. Außerhalb des Entartungsgebietes sind die Kurven konstanter Masse die ``\textit{Eddington lines}'' \(\beta_1 = \) const. Die skizzierten Ergebnisse werden in einer Figur dargestellt, die insbesondere die berechneten Endpunkte der Kurven konstanter Masse auf den Achsen und auf der \((R_0, \beta_1)\)-Kurve zeigt. -- In dem zweiten Kapitel des ersten Teiles der Arbeit werden nun diese Kurven unter besonderer Berücksichtigung ihres Verlaufes im Entartungsgebiet näher untersucht. Es wird dann notwendig, die ``composite configurations'' eingehender zu studieren. Auf Einzelheiten kann Ref. hier nicht eingehen. In den Schlußparagraphen diskutiert Verf. die Bedeutung seiner Ergebnisse für das Problem der Sternentwicklung; insbesondere werden \textit{Wolf-Rayet}-Sterne und Novae behandelt. -- Im zweiten Teile der Arbeit versucht Verf., zuerst die Resultate des ersten Teils durch Konstruktion eines (log \(L\), log \(R\))-Diagramms (\(L\) ist die Luminosität) für die betrachteten Sternmodelle physikalisch plausibel zu machen. Er zeigt dann weiter, daß die Resultate des ersten Teils nicht wesentlich von dem benutzten speziellen Modell abhängen. Als Grundlage dienen dabei die Untersuchungen von \textit{Jeans} über gasförmige Sternkonfigurationen, für welche der Parameter \(1 - \beta_1\) variabel ist. Verf. diskutiert wieder die \textit{Wolf-Rayet}-Sterne, den Wasserstoffgehalt gewisser Sterntypen und schließlich auch die Möglichkeit von Abweichungen von den idealen Gasgesetzen, die nicht von Entartung herrühren.