Einfžhrung i n die Astrophysik Teil 1

Kapitel 5
Hydrodynamik
Sternmodelle
5.1 Grundlagen
Die Physik der Sterne führt, wie wir sehen werden, durch die langreichweitige Gravitation auf einige
Besonderheiten, die den Hauptsätzen der Thermodynamik zu widersprechen scheinen. Sterne gewinnen
Energie, wenn sie komprimiert werden (Helmholtz, Kelvin) und verringern ihre Entropie.
5.1.1 Physik der Sterne
Die Grundlagen zur Beschreibung der Physik der Sterne sind Hydrodynamik (für dem makroskopischen
Aufbau), Thermodynamik und Kernphysik (mikroskopische Energieversorgung und Druck).
1. Die Thermodynamik.
Die Hauptsätze der Thermodynamik sind allgemein gültig und können unverändert in die Spezielle
Relativitätstheorie (SRT) bzw. die Allgemeine Relativitätstheorie (ART) übernommen werden.
Sie liefern den Zusammenhang von Dichte, Druck und Temperatur und die Abhängigkeit
der Materialfunktionen wie Opazität und Energieerzeugungsrate von diesen Variablen.
2. Die Hydrodynamik.
Sie liefert die Bewegungsgleichung und den Energiesatz der Sterne. Diese können mit der Newtonschen
Theorie behandelt werden, solange wie ihr Druck aus der Kernfusion stammt. Tote (d.
h. entartete) Sterne benötigen die Allgemeine Relativitätstheorie (ART).
3. Die Kernphysik.
ist bisher phänomenologischer Natur. Sie liefert die Gleichungen der Energieerzeugung durch
Kernfusion. Sterne auf der Hauptreihe verbrennen Wasserstoff zu Helium. Da das Ausgangsmaterial
der Sterne (in allen bekannten Wolken) Wasserstoff, H, ist, bildet die Fusion von H zu He
den wichtigsten Fusionsprozeß.
Bei Thermodynamik und Kernphysik reichen lokale Überlegungen, den globalen Aufbau liefert die
Hydrodynamik durch Einbeziehung der langreichweitigen Gravitation. Bisher unerreichtes Endziel
der Astrophysik ist es, das Leben eines Sterns, von der Geburt in einer Molekülwolke an, durch alle
Stadien der Entwicklung hindurch, bis zum Tod zu verfolgen.
Ein wichtiger Parameter, der von der Kosmologie und der Entwicklung der Galaxie, in der der Sterns
sich befindet, geliefert wird, ist die chemische Zusammensetzung des Ausgangsmaterials (H, He, etc.)
des Sterns (der Wolke). Ebenfalls wichtig ist, nach dem Verlassen der Hauptreihe, der Massenverlust.
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