On the interpretation of Hertzsprung-Russell diagram. (Q562278)

Es ist den Untersuchungen von Eddington zu entnehmen, daß der Gleichgewichtszustand in einem Stern nicht in höheren Grade von der chemischen Konsistenz abhängig ist, ausgenommen für den in Stern vorhandenen Vorrat an Wasserstoff (radioaktive Elemente und Neutronen). Verf. findet, daß der Wasserstoffgehalt \(X\) mit der Sternmasse zusammen als zweitem Parameter das Gleichgewicht und den allgemeinen Charakter des Sterns schon bestimmen, wodurch auch die Stellung desselben im Russell-diagramm gegeben wird. Die Bestimmung von \(X\), worauf es ankommt, erfolgt nach der Formel \[ X = \frac {\frac {1}{\mu }-n}{2-n}, \] wo \(\mu \) das Molekulargewicht ist und \(n = \frac {1}{\mu }\) für den Fall, daß Wasserstoff nicht gegenwärtig ist; die Rechnung ergibt fast durchgängig \(n = \frac {1}{2}\). Verf. hat an 40 Sternen \(X\) sowie Masse, Radius und mittleres Molekulargewicht zusammengestellt und daraus verschiedene Schlüße gezogen. Es zeigt sich z. B., daß bei abnehmendem Gehalt an Wasserstoff unter sonst gleichen Umständen der Sternradius zunimmt. Hierzu war es nötig gewesen, die Opazität in dem Stern festzustellen, welches an Hand der diesbezüglichen Untersuchungen Eddington erfolgte, gleichwie die Masse durch Eddingtons Massehelligkeitsgesetz zu ermitteln ist. Die Entwicklung der Sterne dürfte an einer Änderung des Wasserstoffgehalts derselben liegen und spielt sich in einer längeren Zeitskala ab als nach früherer Auffassung (Kelvin). Wie sich der Wasserstoffgehalt tatsächlich ändert, bleibt ungewiß; am wahrscheinlichsten ist, daß Wasserstoff in längeren Zeitperioden komplizierte Elemente bildet. Es dürfte zudem anzunehmen sein, daß der Wasserstoff nicht eben ausschließlich den Sternatmosphären angehört, sondern vielmehr im Innern der Sternkugel gleichfalls enthalten ist. Rätselhaft sind sowohl B-Sterne als weiße Zwergsterne, die größere Dispersion zeigen.