Die chemische Zusammensetzung der Sterne

Zusammenfassung

Die Häufigkeiten der Elemente in den direkt beobachtbaren Atmosphärenschichten der Sterne hängen zusammen mit der Energieerzeugung durch Kernprozesse im Inneren der Sterne und mit dem Entwicklungsstadium der Sterne. — Zur quantitativen Analyse eines Sternspektrums berechnet man zunächst mehrere „Modellatmosphären“ mit vorläufigen Zahlenwerten für die effektive Temperatur Te, die Schwerebeschleunigung g an der Sternoberfläche und die relativen Häufigkeiten der wichtigeren Elemente. Man erhält die Temperaturverteilung aus der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes in Verbindung mit der Quantentheorie des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten, die Druckschichtung aus der hydrostatischen Gleichung. Die Berechnung der Fraunhofersehen Linien setzt eine Theorie der Linienabsorptionskoeffizienten und der Linienbreiten voraus. Schließlich werden durch Vergleich der berechneten Spektren mit dem gemessenen Sternspektrum die endgültigen Zahlenwerte für Te, g und die Häufigkeiten der Elemente in der Sternatmosphäre ermittelt. — Die Hauptsequenzsterne und die heißen Übergiganten, d. h. die Sternpopulation I der Spiralarme und die Population der Milchstraßenscheibe, haben die gleiche chemische Zusammensetzung; diese stimmt überein mit der des interstellaren Mediums. In den alten PopulationsI-Sternen des galaktischen Halos (Schnelläufer, Subdwarfs) ist dagegen die Häufigkeit aller schweren Elemente relativ zum Wasserstoff reduziert um Faktoren bis zu 200, vielleicht sogar 500 (Urmaterie unserer Milchstraße). In den Heliumsternen ist auch in der Atmosphäre fast aller Wasserstoff in Helium verwandelt, es handelt sich wohl um weitgehend durchmischte Sterne.