http://www.spektrum.de/lexikon/physik/sternau...Sternaufbau, der physikalische Bau eines Sterns, der durch den Verlauf von Temperatur, Dichte und Druck im Sterninneren gegeben ist. Dieser Aufbau definiert zusammen mit der Energieerzeugung im Sterninneren die Beobachtungsgrößen wie Leuchtkraft und Effektivtemperatur. Im Kern laufen Fusionsprozesse ab, aus denen der Stern seine Energie bezieht ...
... . Auch heute kann man schon einiges über den Aufbau der Sterne sagen, ohne die speziellen Vorgänge zur Energieerzeugung zu berücksichtigen. Indem man allgemeine physikalische Gesetze auf die Sterne anwendet, kann man das Verhalten der Zustandsgrößen der Sterne in ihrem Inneren beschreiben. Man erhält so die Grundgleichungen des Sternaufbaus. ...
Kapitel 2
Sternaufbau und Sternentwicklung
2.1 Hydrostatisches Gleichgewicht und Polytrope Gaskugeln
• einfachster Typ von Sternmodellen [Emden (1907), Lane (1870)]
• Polytrope; Modell eines Sterns im hydrostatischen Gleichgewicht bei dem die Druck- und Dichteverteilung die Bedingung ...
Sternaufbau
Die Struktur eines Sterns ist durch die sogenannten Sternaufbaugleichungen festgelegt. Lösungen und Eigenschaften dieser Differentialgleichungen zu finden, ist Aufgabe der Theorie des Sternaufbaus. Die Grundgleichungen beschreiben einerseits den mechanischen Aufbau, wie hydrostatisches Gleichgewicht und Massenerhaltung, und andererseits den thermischen Aufbau eines Sterns, also Energieproduktion und Energietransport (Konvektion, Wärmeleitung, Strahlungstransport). Die Ergebnisse solcher Berechnungen werden mit den Beobachtungen zur Entwicklung von Sternen verglichen. ...
Die Modellierung des Sternaufbaus ist ein astrophysikalisches Problem. Ein Stern ist eine massereiche Kugel aus glühendem Gas, die sich durch die eigene Schwerkraft zusammenhält. Im dichten Zentrum wird durch Kernfusion Energie frei, deren Leistung als Leuchtkraft des Sterns gegeben ist. Aus seinem Farbindex ist die Temperatur der Sternoberfläche bekannt und aus dem Linienspektrum deren Metallizität. Die Temperaturabhängigkeit der Kernreaktionen wird seit den 1930er Jahren mit Teilchenbeschleunigern immer genauer bestimmt, sodass auch der Zustand in der Kernzone des Sterns nicht völlig unbestimmt ist. Im Fall der Sonne sind zusätzlich Masse und Durchmesser bekannt. ...
Ogni [stella]ha una propria struttura interna che varia a seconda di massa ed età; i modelli attualmente formulati sulla struttura stellare cercano di descrivere abbastanza dettagliatamente la struttura interna dell'astro servendosi della [luminosità (fisica)|luminosità]e del [classificazione stellare|colore] consentendo inoltre di predirne con una certa approssimazione l'[evoluzione stellare|evoluzione] futura. ...
... La struttura stellare
I parametri fondamentali per caratterizzare una stella sono la magnitudine, la temperatura superficiale, il colore, il raggio e la massa.
La magnitudine stellare
Osservando il cielo a occhio nudo, ci si rende conto che non tutte le stelle appaiono luminose allo stesso modo; ciò permette di classificarle in base alla cosiddetta magnitudine apparente. ...
... - Le 4 equazioni della struttura stellare
- Meccanismi di trasporto di energia
- ¨Produzione¨ di energia nelle stelle e tempi scala
- Reazioni termonucleari, difetto di massa
- Catena protone-protone, ciclo CNO e reazione triplo-alfa ...
... Queste leggi opportunamente combinate fra di loro portano alla costruzione di modelli matematici della struttura stellare che permettono di determinare la temperatura, la densit`a, la pressione, la struttura chimica in funzione della distanza dal centro. ...
... La struttura stellare si auto-regola con l’equazione dell’equilibrio idrostatico:
il nucleo si raffredda ➫ P diminuisce ➫ la stella si contrae; teorema del viriale: E potenziale gravitazionale ➫ E cinetica ➫ il nucleo si riscalda; il nucleo si scalda ➫ P aumenta ➫ la stella si espande; teorema del viriale: E cinetica ➫ E potenziale gravitazionale ➫ il nucleo si raffredda. Questa stabilità è responsabile per la sequenza principale. ...
