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Fra. 1. 1919 
 lungsgleichgewicht -darstellen. 
_ konstanten des Sternes, 
_ mittleren Dichte und effektiven Temperatur be- 
Eee ea 
chung der idealen Gase zugrunde gelegt, wahrend 
als drittes Gesetz spezielle Annahmen iiber die 
Beziehung zwischen den Zustandsgrößen dienen. 
Unter den von ihm ausführlich behandelten Fäl- 
len findet sich auch der, in welchem p proportio- 
nal 7* ist; das ist aber gerade der Fall, den wir 
brauchen, denn diese Beziehung hat sich oben 
als für das Strahlungsgleichgewicht charakteri- 
stisch ergeben. Nun hat Emden den Strahlungs- 
druck nicht berücksichtigt, das können wir aber 
leicht nachholen, indem wir einfach, entsprechend 
der oben genannten mathematischen Bedeutung 
von ß, die Gravitationskonstante mit ß multipli- 
zieren. Wir benutzen daher einfach den von 
Emden berechneten Ausdruck für die innerhalb 
jeden Sternes kenstante Größe er ‚ führen darin 
3 nach unserer Definition ein und multiplizieren 
außerdem die Gravitationskonstante mit ß. So 
erhalten wir eine neue Beziehung, die den von 
uns gewählten Grundlagen des Strahlungsgleich- 
gewichtes streng entspricht: 
Sl 1) Mam f= 1 — Bye . .. . 2 
worin m das Molekulargewicht des Gases bedeu- 
tet und der numerisch eingeführte Zahlenfaktor 
| nur bekannte physikalische Konstanten enthalt. 
5. Beispiel fiir den Aufbau eines Sternes geringer 
Dichte. 
Nunmehr haben wir in den Gleichungen (1) 
und (2) zwei einfache und klare Beziehungen er- 
halten, die den Zustand eines Sternes im Strah- 
Man denke sich 8 
aus diesen beiden Gleichungen eliminiert, ferner 
_denke man sich das Molekulargewicht m durch 
Annahme eines bestimmten Wertes festgelegt, so 
bleibt eine Beziehung zwischen den drei Integral- 
nämlich seiner Masse, 
stehen, welche außer physikalisch bekannten Kon- 
stanten nur noch den unbekannten durchschnitt- 
lichen Massenabsorptionskoeffizienten ko enthält. 
| Kennt man also für einen Stern seine Masse, 
| mittlere Dichte und effektive Temperatur, so läßt 
sich der für ihn geltende Wert ko berechnen. 
Wir 
würden hierzu die Sonne wählen, da für sie 
Masse, mittlere Dichte und effektive Temperatur 
am genauesten bekannt sind, wenn die Theorie’ 
in der bisherigen Form auch auf so dichte Sterne 
wie die Sonne anwendbar wäre. 
_ aussetzung vollkommener Gase müssen wir uns 
aber zunächst noch auf Sterne geringer Dichte 
‚beschränken. 
_ genügend astronomische Erfahrungen vor, 
Wegen der Vor- 
Doch auch für solche Sterne liegen 
daß 
wir einen Musterstern zugrunde legen können, 
dessen Masse, mittlere Dichte und effektive Tem- 
iv: mit hinreichender Sicherheit angegeben 
werden kann. KEddington wählt einen Stern, 
dessen Masse das Anderthalbfache der Sonnen- 
masse beträgt, dessen mittlere Dichte 0,002, also 
_ etwas mehr als Luftdichte, und dessen effektive 
_ Temperatur 6500° beträgt. Für den Massen- 
Nw. 1919. 
Kohlschütter; Der innere Aufbau der Sterne. 
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absorptionskoeffizienten ke eines solchen Sternes 
ergeben sich, je nach Wahl des Molekulargewich- 
tes (54 bis 2), Werte zwischen 30 und 5, die phy- 
sikalisch recht plausibel erscheinent). 
Welches Molekulargewicht ist nun für die 
Materie der Sterne zugrunde zu legen? Bei den 
hohen Temperaturen, die im Innern der Sterne 
herrschen, ist es wahrscheinlich, daß die Disso- 
ziation der Elemente weit fortgeschritten ist 
oder zum mindesten schon eine wichtige Rolle 
spielt; wir können also nicht die Atomgewichte 
der Elemente benutzen, die wir unter irdischen 
Verhältnissen gemessen haben. Der Prozeß der 
Dissoziation besteht in einem Absplittern der 
äußeren Elektronen von dem Atomgebilde, das als 
aus einem Kern mit frei darum gruppierten ein- 
zeinen Elektronen bestehend zu denken ist. -So 
besteht ein Eisenatom (Atomgewicht 56) aus 
einem Kern mit 26 darum gruppierten Elektro- 
nen. Wird eines dieser Elektronen abgesprengt, 
so wird dieses im Sinne der Gastheorie als ein 
selbständiges Molekül zu gelten haben, und das 
bisherige Atomgewicht 56 wird sich auf zwei 
selbständige Partikel verteilen, also das Moleku- 
largewicht des Eisens wird nach Absprengung 
56 
nur eines Elektrons schon auf 9 oder 28 gesunken 
sein. Nach Ablösung eines weiteren Elektrons 
siakt das Molekulargewicht des Eisens auf BS 
oder etwa 19, dann auf 14, 11 usw. Schließlich, 
wenn alle 26 Elektronen abgespalten sind, wenn 
also vollkommene Dissoziation eingetreten ist, ist 
das Molekulargewicht auf etwas über 2 gesunken. 
Nun ist es ein wichtiges allgemeines Gesetz, daß 
für alle Elemente (ausgenommen Wasserstoff) die 
Anzahl der äußeren Elektronen nahezu halb so 
groß ist als das Atomgewicht, daß also allen Ele- 
menten bei vollkommener Dissoziation das Mole- 
kulargewicht 2 zukommt. Die Temperatur im 
Innern von Sternen ist möglicherweise noch nicht 
hoch genug, um eine vollkommene Dissoziation 
herbeizuführen, trotzdem kann aber das maß- 
gebende Molekulargewicht nicht viel höher als 2 
sein, weil ja schon die Abspaltung nur weniger 
Elektronen das Molekulargewicht sehr schnell in 
die Nähe dieses Grenzwertes 2 herabdrückt. 
Nachdem nunmehr das Molekulargewicht fest- 
gelegt ist — wir wählen den Wert 2°—, und 
nachdem der innerhalb des Sternes als konstant 
zu betrachtende Massenabsorptionskoeffizient be- 
stimmt ist, beherrscht man vollständig den Auf- 
bau eines Sternes. Um den Verlauf der Zustands- 
1) Der Massenabsorptionskoeffizient scheint für 
sehr kurzwellige Strahlung unabhängig von der Materie 
und nur abhängig von der Wellenlänge der Strahlung 
zu sein. Die maximale Wellenlänge der Strahlung im 
Innern eines solchen Sternes ist von derselben Größen- 
ordnung wie die Wellenlänge der Röntgenstrahlen. 
Die Absorptionsmessungen für Röntgenstrahlen haben 
Werte des Massenabsorptionskoeffizienten ergeben, die 
der Größenordnung nach mit den hier gefundenen 
Werten übereinstimmen. 
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