Tagungsbericht der VdS-Fachgruppe SPEKTROSKOPIE
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und � � , ist <strong>der</strong> Strahlungstransport beschrieben,<br />
und damit auch die Sternatmosphäre!<br />
Zur Vollständigkeit und <strong>der</strong> Bequemlichkeit <strong>der</strong><br />
Beschreibung sei noch eine weitere Größe eingeführt,<br />
die optische Tiefe � � :<br />
def<br />
d�<br />
� � ��ds s<br />
(12)<br />
�<br />
o<strong>der</strong><br />
�<br />
�<br />
�� s<br />
� t<br />
� � ds<br />
(13)<br />
�<br />
0 �<br />
t ist die geometrische Tiefe. Üblicherweise gilt die<br />
Konvention, dass � und t von <strong>der</strong> Oberfläche sterneinwärts<br />
positiv gezählt werden.<br />
Fall <strong>der</strong> Planparallelen Atmosphäre<br />
Beleben wir den oben aufgebauten Formalismus.<br />
Dazu betrachten wir den Fall <strong>der</strong> sog. planparallelen<br />
Atmosphäre. Es gibt bei dieser nur eine Abhängigkeit<br />
aller Größen in eine Raumrichtung, sagen<br />
wir z (Abb. 3).<br />
Abb. 3: Definition <strong>der</strong> Geometriegrößen für die<br />
planparallele Atmosphäre.<br />
Die Gleichungen müssen nun angepasst werden.<br />
Dazu schreiben wir für ds � �dz<br />
/ cos�<br />
und für<br />
die optische Tiefe<br />
dz<br />
d� � ��<br />
(14)<br />
cos�<br />
Daraus folgt<br />
dI �<br />
� dI<br />
� � cos � �<br />
(15)<br />
ds<br />
dz<br />
und<br />
di�<br />
cos� � � I�<br />
���, ���S����,<br />
��<br />
(16)<br />
d�<br />
�<br />
56<br />
Jetzt stellen wir formal nach <strong>der</strong> Intensität<br />
an <strong>der</strong> Sternoberfläche I � �0, ��<br />
um:<br />
� �<br />
I� � �<br />
0<br />
� , � S���exp��u�<br />
0 � du<br />
(17)<br />
mit u ��<br />
� / cos�<br />
. Hier sehen wir die Bedeutung<br />
<strong>der</strong> Ergiebigkeit. Kennt man ihren Verlauf mit<br />
� und � , so ist die Intensität voll beschrieben. Wir<br />
können nun noch den Fluss an <strong>der</strong> Sternoberfläche<br />
beschreiben, verzichten aber auf die Herleitung. Für<br />
diese sei auf die Literatur verwiesen.<br />
�� 0 d�<br />
� cos�<br />
I �0, ��<br />
F � � �<br />
(18)<br />
� �<br />
�<br />
�0� 2 � S �� t � E ��dt t<br />
F � �<br />
0<br />
2<br />
�<br />
�<br />
� (19)<br />
E2 hat die Bedeutung einer Wichtungsfunktion.<br />
Sie ist in Abb. 4 gezeigt.<br />
Abb. 4: Der Fluss ist das Integral über die Funktion<br />
S und E 2 . Der Integralkern ( E2 � S ) hat sein<br />
Maximum nicht an <strong>der</strong> Sternoberfläche.<br />
Nun nehmen wir für die Ergiebigkeit ein Polynom<br />
an. Es ist dabei relativ einsichtig, dass S mit zunehmen<strong>der</strong><br />
optischen Tiefe auch zunehmen muss.<br />
Schließlich strahlt ein Stern.<br />
� � � �<br />
i<br />
S� � � ai��<br />
i�0<br />
� (20)<br />
Eine didaktisch wertvolle weitere Einschränkung ist<br />
das Weglassen <strong>der</strong> Glie<strong>der</strong> mit i � 2 . Wir erhalten<br />
die Eddington-Barbier-Relation S � a0<br />
� a1�<br />
.<br />
Daraus ergibt sich für die Sonne<br />
� , ��<br />
� a � a � cos�<br />
� 0 0 1<br />
I (21)<br />
Das ist nichts an<strong>der</strong>es als die Randverdunklung. Für<br />
den Fluss, also einen Fixstern, ergibt sich