





























iche Reihe nach wachsender Dichte ein- 
1. Zuerst kommen die Riesensterne vom 
die gelben Riesenstérne mit etwas größerer 
» und so weiter bis zu den weißen A- und 
Schreiten wir weiter zu noch größe- 
ichten fort, so Kommen wir wieder zu 
‚Sternen, aber jetzt nicht zu den Riesen- 
Sondern zu den gelben Zwergsternen, 
chließlich endet die Reihe bei den. roten 
ternen vom Spektraltyp M, welche die 
"Dichten haben. Die allgemeine Ansicht 
stronomen geht nun dahin, daß wir in 
Reihe aufeinanderfolgender verschiedener 
itypen ein getreues Bild vor uns haben für 
2 ustände, die jeder einzelne Stern im Laufe 
s langsamen Entwicklungsganges durchläuft. 
gedehnter 'Gasball geringer Dichte in 
‚eines roten Riesensternes vom Spektraltyp 
nnend wird ein Stern durch Kontraktion 
Dichte vergrößern, dabei als Riesenstern 
pektraltypen bis zu den weißen Sternen 
yp A oder B durchlaufen, wobei seine 
ve ee ther bis auf 11000° 
“ 
N 
pad dieselbe Raikes der NEE rück- 
ts durchlaufen, nun jedoch nicht als Riesen- 
n, , sondern als Zwergstern, d. h. als Stern von 
Strahlungsgleichgewicht sagt aus, daß 
olute Helligkeit eines Sternes unabhängig 
iner Dichte ist, daß also die absolute 
eit während seines Entwicklungsganges 
nt bleibt. Durch die Kontraktion ver- 
sich die Oberfläche des Sternes, anderer- 
atyr und damit seine Oberflächenhellig- 
Beide Prozesse wirken auf die Gesamt- 
_des Sternes, jedoch in entgegengesetzter 
Nach dem Strahlungsgleichgewicht 
ide ‚Wirkungen sich gegenseitig. gerade 
keihungegang eines Sternes, nicht 
den absteigenden Ast, weil dann die 
groß wird;- als daß die bisher beibe- 
_ Voraussetzung, die Gleichung der idealen 
Eiseleichung wählen zu ae 
einen zurzeit noch etwas un- 
nn wir die Theorie des Strah- 
öht sich gleichzeitig seine Oberflächen- . 
91. 
lungsgleichgewichtes auch auf dichte Sterne aus- 
zudehnen versuchen, und die folgenden Resultate 
sind nicht mehr so zuverlässig und vertrauens- 
würdig wie die bisherigen. Für größere Dichten 
gilt nicht mehr die bisher benutzte Gasgleichung 
der idealen Gase, sondern es muß an ihre Stelle 
die van der Waalssche Zustandsgleichung ein- 
gesetzt werden, welche zwei neue Konstanten ent- 
hält. Die erste dieser Konstanten, welche die 
zwischen den einzelnen Molekülen wirkende An- 
ziehungskraft - berücksichtigt, kann bei den im 
Sterninnern herrschenden großen Drucken und 
Temperaturen in erster Näherung vernachlässigt 
werden. Die zweite der Konstanten berücksich- 
tigt das Volumen der einzelnen - Moleküle, sie 
stellt eine maximale Dichte dar, über welche 
hinaus sich das Gas selbst mit größten Drucken 
nicht komprimieren läßt. Diese Konstante spielt 
bei größeren Dichten naturgemäß eine entschei- 
dende Rolle, und wir können sie nicht mehr ver- 
nachlässigen. Nun ist zwar im Laboratorium für 
die erreichbaren Drucke und Temperaturen diese 
Konstante gemessen, doch sowohl Theorie wie 
Erfahrung lehren, daß die irdisch gemessenen 
Werte nieht auf die im Sterninnern herrschen- 
den hohen Drucke und Temperaturen übertragen 
werden dürfen. Es bleibt also nichts anderes 
übrig, als diese Konstante als neue Unbekannte 
in die Theorie einzuführen und sie auf diese 
Weise astronomisch zu bestimmen. 
Die strenge Lösung der Differentialgleichun- 
gen, die bei Benutzung der Zustandsgleichung 
der idealen Gase möglich war, ist jetzt nicht 
. mehr möglich, und man muß Zuflucht zur nume- 
rischen Auswertung durch mechanische Quadratur 
nehmen*). Die in der van der Waalsschen Zu- 
standsgleichung neu hinzutretende Konstante be- 
stimmt Eddington dadurch, daß er neben dem 
früher schon benutzten typischen Stern geringer 
Dichte jetzt noch die Sonne zu Hilfe nimmt. Er 
findet so, daß, damit für die Masse und mittlere 
Dichte der Sonne auch deren effektive Tempe- 
ratur richtig herauskomme, die Konstante, d.h. 
die maximale Diehte, gleich 3,9 gesetzt werden 
muß. 
Die auf diese Weise durch numerische Aus- 
wertung für dichte Sterne erhaltenen Resultate 
schließen sich organisch an die früheren für 
Sterne geringer Dichte gefundenen Resultate an. 
Die Vereinigung beider gibt uns ein für sämt- 
liche Sterne gültiges Bild, wie die effektive Tem- 
peratur sich mit der mittleren Dichte und der 
Masse ändert. Um die zahlenmäßigen Grund- 
lagen zu wiederholen, die benutzt werden muß- 
1) Die Zustandsgleichung lautet jetzt 
1 
p=R.o r(1-2) 
worin e die neue Konstante, die maximale Dichte, 
bedeutet. Die beiden anderen Gleichungen, die 
zur numerischen Auswertung für dichte Sterne zu 
Hilfe zu nehmen sind, sind, unverändert wie früher 
ESF. 
P=3 779-7 und dp == 69-0 dé. 

