10.
James B. Kaler: Sterne und ihre Spektren
Astronomische Signale aus dem Licht.
Spektrum Akademischer Verlag GmbH, Heidelberg, Berlin, Oxford, 1994
10.1.
Rotation der Sonne liegt bei 2 km/s. Der typische heiße G-Stern
hat eine Rotation von 5 km/s.Heiße K-Sterne rotieren mit 2 km/s
und die kühlen nur noch mit 1 km/s. Das Phänomen, die Rotation
nimmt zu den kühleren Sternen ab, aber die Aktivität der Chromosphären
und Koronen und der damit verbundene Magnetismus nimmt zu. (siehe 10.5.)
S. 174, 1.Absatz
10.2.
Chromosphären der Spektraltypen G, K und M (siehe 10.5.)
S. 144, 3.Absatz
10.3.
Flare-Sterne zeigen die stärkste Tätigkeit von Chromosphäre an
mit unregelmäßigen kurzen aber starken Ausbrüchen
die der Sonnenfleckentätigkeit und deren Auswirkung auf
die Chromosphäre unserer Sonne verwandt sind.
S. 131/132 & 176
10.4.
Supernova 1987A, Die Supernova entstand aus einem B3 Stern,
der für eine Supernova eine zu geringe Masse hat.
S. 351 ff
10.5.
Die Tätigkeit der Chromosphären und Koronen und damit auch
der Magnetismus (Sonnenfleckentätigkeit) nimmt von den späten A-Sternen
(kühle A-Sterne) bis hin zu den M5-Sternen zu,
und brechen dann mit einem mal ab.
S. 174, 3. Absatz
10.6.
Die Ursache des Sternmagnetismus, eine unbeantwortete Frage der Wissenschaft.
Der Sternmagnetismus der Chromosphäre nimmt zu den kühleren
Zwergsternen zu und die Rotation nimmt ab.
Der typische G-Stern 5 km/s
( dies im Gegensatz zur Sonne, die nur mit 2 km/s rotiert),
der K-Stern 2 km/s und der M-Stern 1 km/s.
S. 172 bis 174
10.7.
Rotationsgeschwindigkeit der F-Sterne, von 30 km/s bis 100 km/s
S. 193
10.8.
Barium-Sterne stammen sehr wahrscheinlich nur aus Doppelsternsystemen.
Damit könnte man davon ausgehen, daß Barium nicht durch
den s-Prozeß im gleichen Stern entstanden ist.
S. 172 bis 174
10.9.
Am-Sterne zeigen eine hohes Vorkommen von schweren Elemente
oberhalb des Eisens und ein besonderes Vorkommen der seltenen Erden.
Sie kommen meist in Doppelsternsystemen vor.
S. 215 bis 217
10.10.
Ap-Sterne zeigen zudem einen hohen Magnetismus haben jedoch
genauso das besonders hohe Vorkommen
von schweren Elementen oberhalb des Eisens und der Seltenen Erden.
Die Oberfläche zeigt zudem in manchen Fällen eine ungleichmäßige
Elementenverteilung, dort mit erhöhtem Magnetismus.
Die Rotation ist besonders langsam. Sie liegt unter 50 km/s.
Was besonders auffällt und für den Verfasser ein Problem ist
wäre der Magnetismus in Relation zur Rotation.
Diese Rotation der Ap-Sterne ist recht unterschiedlich.
e langsamer diese Sterne rotieren, um so höher ist deren Magnetismus.
Dieser Sterntyp tritt von F0 bis B4 auf.
S. 217 bis 219
10.11.
Die Rotation ist bei engen G-Sternpaaren erhöht,
während sie die Paaren heißer Sterne verlangsamt ist (siehe 10.12.).
S. 216/217
10.12.
Die engen G-Sternpaare rotieren synchron und sind stark veränderlich
mit magnetischen Ausbrüchen ähnlich den Flare-Sternen vom Typ M.
RS-Canum-Venaticorum-Sterne oder mir der Kurzbezeichnung RS-CVn-Sterne.
( siehe auch Am-Sterne. Die rotieren auch synchron. S. 216/217. )
S. 183/184
10.13.
Der Horizontalast der Kugelsternhaufen. Der Horizontalast ist um so blauer,
also heißer, je geringer die Metallizität des Kugelsternhaufen ist.
Ausnahmen sind M13 und NGC 7006. Sie haben gleiche Metallizität,
bei 3% des solaren Wertes, und sind symmetrisch
oder haben einen roten Horizontalast. Der Standard wäre
ein blauer Horizontalast, wie ihn M3 hat.
S. 224/225
10.14.
Die Metallizität der Population I, also der Sterne in den Galaxiearmen,
nimmt vom Zentrum der Galaxie zu den äußeren Bereichen ab.
S. 274, unten
10.15.
Unter den heißen O3 Sternen sind keine Doppelsterne mehr zu finden.
S. 277, 3. Absatz
10.16.
Die Häufigkeit der Spektralklassen, M-Sterne 72%, K-Sterne 14,9%
(Es fehlen 8% in der Gesamtsumme, und das könnte vom Betrag zu den G-Sternen passen.)
F-Sterne 4%, A-Sterne 1%, B-Sterne 0,1% und die O-Sterne 0,000004 %.
Die O-Sterne unter sich zeigt noch mal ein sehr starkes Gefälle in ihrer Häufigkeit.
S. 277, 1. Absatz
10.17.
Weisse Zwerge können den 10ooo-fache der Magnetfelder der Ap-Sterne entwickeln.
Ap-Sterne liegen bei einem Maximum von 34000 Gauß.
Weiße Zwerge haben des öfteren 100 Millionen Gaus.
Der Rekord liegt bei 300 Millionen Gauß.
S. 252, 3. Absatz
10.18.
In der Umgebung der Sonne, die im Zentrum einer Gasblase
liegt finden sich meistens nur K- und M-Zwerge.
Riesen und Überriesen sind dort nicht vorhanden.
S. 153, 2. Absatz
10.19.
Die hellsten Überriesen in der Magellanschen Wolke
sind deutlich heller als in unserer Galaxis.
S. 101, letzter Absatz
10.20.
Die Fähigkeit Strahlung in einem Gas zu absorbieren, also die Opazität,
ist nur von den schweren Atomen abhängig.
Je weniger schwere Elemente vorhanden sind, um so leichter
kann die Strahlung durch den Stern nach außen gelangen,
und um so heller leuchtet er.
S.198, 3. Absatz
10.21.
(Kritik) Die Armut an schweren Elementen bei den A-Sternen soll
durch Diffusion stattgefunden haben, was einem hinterhältigen Prozeß
entspricht bei dem diese schweren Elemente in das innere des Sterns rieseln.
Der gleiche Prozeß könnte auch dafür sorgen, daß das Lithium
aus den die F-Sternen verschwunden ist.
S. 196, 1. Absatz,
10.22.
Die Kugelsternhaufen der Milchstraße und der Magellanschen Wolke
unterscheiden sich. Sie sind nicht gleich.
Ihre mittlere absolute Leuchtkraft ist anders. Leider ist an dieser Stelle
nicht gesagt, ob sie heller oder dunkler ist.
Trotzdem werden sie zur Entfernungsberechnungen benutzt,
wobei man dabei davon ausgeht sie sein gleich.
S. 225/226
10.24.
Die T-Tauristerne und die B-Sterne weisen ein P-Cygni-Profil auf.
Das ist ein Zeichen dafür, daß diese Sterne von einer Gasscheibe umgeben sind.
S. 242, 2. Absatz
10.25.
Unter den O-Sternen finden wir zwei Arten von Sternen,
die WC und die WN-Sterne.
Die einen sind in ihren Hüllen sehr reich an Kohlenstoff
und die anderen sehr reich an Stickstoff.
S. 94/95
10.26.
Die beiden Arten der O-Sterne, die mit WN- und WC-Sterne
bezeichnet werden, müssen zwei unterschiedliche Arten Sterne sein.
Sie lassen sich nicht durch verschiedene Entwicklungsstadien erklären,
in denen verschiedene Schichten abgeworfen werden.
Dabei müßten Massenunterschiede auftreten. Diese sind jedoch nicht meßbar.
S. 246
10.27.
Planetarische Nebel weisen in manchen Fällen ein P-Cygni-Profil auf,
was auf einen starken Sonnenwind ähnlich wie bei den O-Überriesen schließen läßt
und sie ähneln spektroskopisch den WC-Sternen unter diesen Überriesen.
Hier muß man jedoch unterscheiden, da die Wolf-Rayet-Sterne ringförmige
Nebel bilden. Sie unterscheiden sich ganz klar von den Planetarischen Nebeln
und können nicht die Vorform dieser Nebel sein. (siehe 10.29.)
S. 290, letzter Absatz
10.28.
Sirius ist ein milder Am-Stern.
S. 296, ganz unten
10.29.
Die Wolf-Rayet-Sterne bilden ringförmige Nebel, die sich ganz klar
von den Planetarischen Nebeln unterscheiden.
Sie können demnach nicht die Vorform eines Planetarischen Nebels sein.
S. 263, 3. Absatz
10.30.
Das Vorkommen von Supernova Typ I findet vorwiegend in der Population II,
also den Kugelsternhaufen statt.
Man findet sie aber auch in seltenen Fällen in der Population I,
also Regionen mit Sternentstehung.
Die Supernova Typ II kommt ausschließlich in der Population I vor.
S. 350, 2. Absatz
10.31.
Diese Supernova Typ I werden ziemlich sicher von Weißen Zwergen
in Doppelsternsystemen verursacht. ...
Es ist allerdings noch völlig unklar, ob Masseneinfall wirklich
zur Vergrößerung des Zwergsterns führt oder ob etwa die wiederholten
Novaexplosionen sogar das Gegenteil bewirken.
Es scheint demnach aus diesem Text doch nicht klar zu sein,
wie die Supernova I entsteht.
S. 350, 3. Absatz
10.32.
Zwischen Pulsaren und den Supernovaüberresten besteht kein Einklang.
Bei den meisten Pulsaren fehlt die dazugehörige Explosionswolke
und in den meisten Explosionswolken sind keine Pulsare zu finden.
S. 354, 4. Absatz
10.33.
Die Wolf-Rayet-Sterne liegen zwischen 20ooo bis 50ooo Kelvin.
Das Kontinuum findet sich dagegen bei 20ooo Kelvin.
Damit könnte es bei diesem Sterntyp auch Doppelsterne geben.
S. 259, 3. Absatz
10.34.
Unsere Galaxis besteht zu 90 % aus M-Zwergen.
Sie machen 50 % der Masse aus.
( siehe 10.16.: 72 % der M-Sterne sind Hauptreihensterne. )
S.130, 4. Absatz
10.35.
Die W-Virginis-Sterne haben gegenüber der Cepheiden
nur ein 10tel der Masse und entstammen der Population II,
zeigen aber ein ähnlich periodisches Verhalten.
S. 198, 3. Absatz
10.36.
Die Häufigkeitsverteilung der Elemente in der Sonne.
Die Elemente, wo der Siedepunkt sehr nahe
am Schmelzpunkt sind nicht nachgewiesen.
S. 167, Diagramm, oben
10.37.
Die leuchtkräftigsten Sterne in der Milchstraße
und der Magellanschen Wolke sind F-Sterne.
S. 101, obere Tabelle,
10.38.
Die K-Sternen findet man besonders bariumreiche Exemplare.
S. 104, unten
10.39.
Der Sonnenwind der Wolf-Rayet-Sterne liegt bei 1,6% der Lichtgeschwindigkeit.
Das wären 4800 km/s. Bei O-Sternen sind die Geschwindigkeit bei 2000 bis 3000 km/s.
S. 262
10.40.
Der Magnetismus der Ap-Sterne ist an die Oberfläche gebunden.
An den Stellen der Sternoberfläche, wo die meisten Silizium-Linien
vorzufinden sind, ist der Magnetismus am größten.
S. 218/219
10.41.
bei den B-Sternen stehen chemische Abnormitäten
mit geringer Rotation im Zusammenhang.
S. 240, 2. Absatz
10.42.
10 % von den B1 und B2 Sternen werden als beta-Cephei-Sterne bezeichnet
und stellen die Leuchtkraftklasse III und IV dar.
Sie haben leichte Schwingungen in der Größe, die man mit Schwebung bezeichnet.
S. 243 f
10.43.
ZZ-Ceti-Sterne sind pulsierende Weiße Zwerge.
Sie führen nichtradiale Pulsationen durch
und gehören ausnahmslos zu Klasse der DA-Sterne.
S. 252
10.44.
Die Streuung der absoluten Leuchtkraft der beta-Cepheiden
ist abhängig vom Sternspektrum des Sterns.
S. 199
11.
Harm J. Habing, Gerry Neugebauer: Der Infrarot Himmel
Spektrum der Wissenschaft Verständliche Forschung Heidelberg 1986
11.1.
Staubbänder im Sonnensystem auf der Ekliptik
und bei 9° unterhalb und oberhalb von ihr.
S. 39/40
12.
Joachim Herrmann: Atlas zur Astronomie
Deutscher Taschenbuch Verlag GmbH & Co. KG, München
6. durchgesehene Auflage vom Dezember 1980
12.1.
Chemische und minaralogische Untersuchungen des Mondgesteins
...Das Magma aus dem die Mondgesteine erstarrten
dürfte wesentlich dünnflüssiger gewesen sein als bei den irdischen Basalten...
S. 75 linke Spalte oben.
Schwere Elemente überwiegen beim Mondgestein gegenüber dem der Erde.
S. 75 linke Spalte unten.
Eukrite eine seltene Gruppe der calciumreiche Steinmeteorite
haben einen hohen Wolframgehalt,
wie wir ihn auf der Erde nicht vorfinden, aber beim Mond vorhanden ist.
S. 75 rechte Spalte oben.
12.2.
Paradoxon der Entwicklung im Doppelsternsystem.
Der massenärmere Partner hat die Hauptreihe schon verlassen
und ist zum Weißen Zwerg geworden.
Beispiel, Sirius A und Sirius B. Dort hat ein Partner
2,25 Sonnenmassen und ist noch auf der Hauptreihe und der kleinere
Partner mit 1,1 Sonnenmassen ist Weißer Zwerg.
An dieser Textstelle ist jedoch auch von anderen Doppelsternen die Rede,
die das gleiche Phänomen aufweisen.
Sie sind jedoch namentlich nicht erwähnt.
S. 193, linke Spalte, unten.
12.3.
Die Häufigkeit visueller Doppelsterne verschiedenen Spektraltypen.
Von den M bis zu den K5-Sternen haben wir ein kleines Auftreten von Doppelsternen.
Das größte Auftreten folgt dann bei den K4 bis G5-Sternen.
Dann nimmt die Häufigkeit bis zu den A5-Sternen ab
und wir finden ein zweites Maximum bei den A4 bis B6-Sternen.
Ab den B5- Sternen, nimmt die Doppelsternentwicklung stark ab.
S. 158, Diagramm oben
12.4.
Von 594 spektroskopischen Doppelsternen haben nur 61 eine Periode
über zwei Jahre. Die meisten Werte liegen nur bei ein paar Tagen.
In 42 Fällen liegt die Umlaufzeit unter einem Tag, im 8 Fällen sogar unter 8 Stunden.
Kurze Perioden finden sich bevorzugt bei den heißen Sternen,
während lange Perioden vorwiegend bei den kühleren Sternen vorkommen.
Der letzter Satz ist wichtig.
S. 157, rechte Spalten unten
12.5.
Supernova Typ I findet sich nur Elliptischen und unregelmäßigen Galaxien.
In den Spiralarmen großer Galaxien mit hoher Metallizität
finden sich Typ I und Typ II einer Supernova.
S. 165
12.6.
Die Supernova Typ I erreicht ein Maximum von 18,m7
und I nimmt 3m in 25 bis 40 Tagen ab.
Die Supernova II erreicht ihr Maximum bei 16,m3
und nimmt um 1m in 20 Tagen ab.
S. 165, Absatz eins,
12.7.
Die Sonnenflecken wandern aus größeren Breitengraden in 11 Jahren
zum Äquator und polen sich alle 11 Jahre um.
S. 110, oberes Bild,
12.8.
Tabelle über Rotation und die Spektralklasse der Sterne.
Bei den F- bis zu den O Sternen gehen die höchsten
Rotationsgeschwindigkeiten bis 300 km/s.
Die Oe- und Be-Sterne stellen die Ausnahme dar,
sie haben insgesamt wesentlich höhere Rotationen
und es gibt keine die nicht rotieren.
S. 154
12.9.
Die Wolf-Rayet-Sterne sind enge Doppelsterne.
S. 157 ff
12.10.
Das Doppelsternparadoxon bei Sirius A und B besagt,
daß der Stern mit 2,25 Sonnenmassen noch auf der Hauptreihe ist
während der Stern mit nur 1,1 Sonnenmassen schon ein Weißer Zwerg ist.
Normalerweise müßte der Stern größerer Masse auch
als erstes die Hauptreihe verlassen.
S. 193
12.11.
Visuelle Doppelsterne haben die häufigsten großen Halbachsen bei 20 AE.
S. 158, Grafik, unten