Erster Teil Die Sternatmosphäre im thermischen Gleichgewicht.- I. Kapitel: Strahlungstheorie.- 1. Das Strahlungsfeld; Grundbegriffe und Definitionen.- 2. Emission und Absorption der Strahlung.- 3. Strahlung im thermischen Gleichgewicht. Hohlraumstrahlung. Kirchhoff-scher Satz.- 4. Das Stefan-Boltzmannsche Gesetz.- 5. Spektrale Energieverteilung der Hohlraumstrahlung. Wiensches Verschiebungsgesetz. Entropie eines (nahezu) monochromatischen Strahlenbündels.- 6. Energieverteilung im Spektrum der Hohlraumstrahlung. Klassische Theorie; Rayleigh-Jeanssche Strahlungsformel.- 7. Quantentheorie. Plancksches Strahlungsgesetz (1900).- 8. Herstellung der Hohlraumstrahlung. Messung der Strahlungskonstanten ? und c2. Optische Temperaturmessung und Temperaturskala.- II. Kapitel: Anwendung des Planckschen Gesetzes auf die Strahlung der Sonne. Strahlungsmessungen.- 9. Grundprinzipien. Absorption in der Erdatmosphäre.- 10. Messung der Gesamtstrahlung der Sonne.- 11. Messung der Energieverteilung im Spektrum der gesamten Sonnenscheibe und der Mitte der Sonnenscheibe.- 12. Reduktion der Messungen von Abbot und Wilsing. Solarkonstante und effektive Sonnentemperatur. Energieverteilung im Spektrum des Strahlungsstromes ? F? in absolutem Maß.- 13. Mitte-Rand-Konstrast I?(?)/I?(0). Strahlungsintensität und -ström. I?(0)/F?.- 14. Verzerrung des „wahren“ kontinuierlichen Sonnenspektrums durch die Fraunhofer-Linien. Intensitätsverteilung im „wahren“ kontinuierlichen Spektrum; F? und I?(0) in erg/cm2 · sec. Vergleich mit dem schwarzen Körper von Te= 5780°K.- 15. Kritische Bemerkungen über die Methodik der Sonnenstrahlungsmessungen.- III. Kapitel: Die Strahlung der Sterne.- 16. Einführung in die Klassifikation der Sternspektren.- 17. Messung der Energieverteilung in den kontinuierlichen Spektren der Sterne. Farbtemperaturen und Gradienten. Abweichung vom Planckschen Strahlungsgesetz.- 18. Visuelle, photographische und bolometrische Helligkeit der Sterne. Farbenindizes und bolometrische Korrektionen.- 19. Absolute Helligkeiten. Sterndurchmesser. Riesen-und Zwergsterne. Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die zwei Sternpopulationen.- 20. Empirische Verknüpfung von Farbtemperatur TF, Strahlungstemperatur Ts und effektiver Temperatur Te.- 21. Die Massen der Sterne. Eddingtons Masse-Leuchtkraft-Beziehung. Schwerebeschleunigung an den Sternoberflächen.- IV. Kapitel: Thermische Ionisation und Anregung.- 22. Anregung und Ionisation der Atome bei thermischem Gleichgewicht. Boltzmannsche und Sahasche Formel.- 23. Zahlenmäßige Auswertung der Sahaschen Formel. Ionisations- und Anregungspannungen. Statistische Gewichte.- 24. Experimentelle Prüfung der Sahaschen Formel. Anwendung auf Sternatmosphären nach Saha, Fowler und Milne.- 25. Ionisation von Gemischen mehrerer Elemente. Verhältnis von Elektronendruck Pe zu Gasdruck Pg Effektives Molekulargewicht.- Zweiter Teil Kontinuierliches Spektrum und Aufbau einer Sternatmosphäre.- V. Kapitel: Strahlungsaustausch.- 26. Die Strömungsgleichung der Strahlung.- 27. Die Ergiebigkeit Sv.- 28. Zusammenhang von Strahlungsintensität I (x, ?) und Ergiebigkeit S(x).- 29. Analyse des kontinuierlichen Sonnenspektrums nach Lundblad, Chalonge-Kourganoff und Barbier.- 30. Zusammenhang von mittlerer Strahlungsintensität $$J\left( x \right) = \int {I\left( {x,\vartheta } \right)\frac{{d\omega }}{{4\pi }}}$$, Strahlungsstrom ? F(x) und Ergiebigkeit S(x).- 31. Zahlenmäßige Berechnung der mittleren Strahlungsintensität, des Strahlungsstromes und ähnlicher Quadraturen.- 32. Die Strömungsgleichung der Gesamtstrahlung $$I = \int\limits_0^\infty {I_v dv}$$. Der Rosselandsche Mittelwert x? (Opazitätskoeffizient) des Absorptionskoeffizienten xv.- 33. S. Chandrasekhars Verfahren zur Berechnung von x?.- VI. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht.- 34. Die Kontinuitätsgleichung der Strahlung.- 35. Anwendung der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes auf die Gesamtstrahlung der grauen Atmosphäre. Randverdunkelung der Sonne. Einführung des Temperaturbegriffes.- 36. Weitere Näherungsmethoden zur Lösung der Integrodifferentialgleichung des Strahlungsgleichgewichtes der grauen Atmosphäre.- 37. Die Schwarzschild-Milnesche Integralgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Untersuchungen von E. Hopf über deren strenge Lösung. Zweite Näherung.- 38. Das „Strom-Iterationsverfahren“.- 39. Näherungsverfahren mit vorgegebener Form der Lösung.- 40. Exakte Lösung der Schwarzschild-Milneschen Integralgleichung. Numerischer Vergleich der verschiedenen Näherungsverfahren. Analytische Approximation nach D. Labs.- 41. Mitte-Rand-Kontrast in Abhängigkeit von ? und Energieverteilung im kontinuierlichen Sonnenspektrum.- 42. Einfluß der Absorptionslinien auf die Temperaturschichtung der Sonnenatmosphäre.- 43. Einfluß der Linien auf die Temperaturschichtung in Sternatmosphären. Näherungsverfahren zur Behandlung nichtgrauer Strahlungsgleichgewichtsprobleme.- VII. Kapitel: Kontinuierliche Absorption und Streuung.- 44. Qualitativer Überblick: Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient in Sternatmosphären. Historische Bemerkungen.- 45. Kontinuierliche Absorption der Wasserstoffatome.- 46. Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient von He I und He II.- 47. Der kontinuierliche Absorptionskoeffizient der übrigen Atome bzw. positiven Ionen, insbesondere der Metalle.- 48. Das negative Wasserstoffion H-.- 49. Thomson-Streuung an freien Elektronen und Rayleigh-Streuung an Wasserstoff und Heliumatomen.- 50. Der kontinuierliche Absorptions- und Streukoeffizient x+ ? und der Rosselandsche Opazitätskoeffizient y? stellarer Materie als Funktion von Temperatur und Druck.- VIII. Kapitel: Der Aufbau der Sternatmosphären.- 51. Druck- und Temperaturschichtung einer Atmosphäre im Strahlungsgleichgewicht. Gasdruck, Strahlungsdruck und Turbulenzdruck.- 52. Mittlere Zustandsgrößen der Sternatmosphären als Funktion der effektiven Temperatur Te und der Schwerebeschleunigung g.- 53. Genauere Berechnung der Temperatur- und Druckschichtung „nichtgrauer“ Atmosphären im Strahlungsgleichgewicht.- 54. Konvektion und Strahlungsgleichgewicht. Stabilitätskriterium von K. Schwarzschild.- 55. Energietransport durch Konvektion und Strahlung. Aerodynamik stellarer Konvektionszonen. Turbulenz, Mischungsweg, Austauschgröße.- 56. Die Adiabate ionisierbarer Gase. Die Wasserstoff-Konvektionszone. Entropiediagramm der stellaren Materie. Einfluß der Strahlung.- 57. Die spezifische Wärme cp(P, T) stellarer Materie. Schallgeschwindigkeit.- 58. Die Wasserstoffkonvektionszone der Sonne.- Dritter Teil Messung der Intensitätsverteilung in den Fraunhofer-Linien.- IX. Kapitel: Messung der Profile und Äquivalentbreiten von Fraunhofer-Linien.- 59. Grundbegriffe. Historisches.- 60. Die photographische Platte.- 61. Standardisierung der Platten. Schwärzungskurve.- 62. Mikrophotometer. Reduktion der Photometerkurven.- 63. Der Spektrograph: Gittergeister, Streulicht. Trennungsvermögen.- 64. Empirische Bestimmung des Apparateprofils.- 65. Ver- und Entzerrungsprobleme.- 66. Berechnung der Voigt-Funktionen.- 67. Messung der Äquivalentbreite. Abgekürzte Methoden zur Messung schwacher Linien. Schätzungsskalen. Systematische Fehler.- Vierter Teil Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer-Linien.- X. Kapitel: Dämpfung (insbesondere Strahlungsdämpfung) und Dopplereffekt.- 68. Einige historische Bemerkungen. Klassische Elektronentheorie (H. A. Lorentz). Dispersion, Absorption und Emission des harmonischen Oszillators.- 69. Klassische Theorie der Strahlungsdämpfung und Resonanzfluoreszenz.- 70. Quantentheorie: Die Einsteinschen Übergangswahrscheinlichkeiten Anm, Bmnund Bnm. Lebensdauer angeregter Zustände. Oszillatorenstärken.- 71. Quantentheorie der Strahlungsdämpfung. Kohärente und inkohärente Streuung. Wahre Absorption.- 72. Thermischer Dopplereffekt und Turbulenz.- 73. Dopplereffekt und Dämpfung. Wachstumskurve für exponentielle Absorption.- 74. Streuung thermisch bewegter Teilchen.- XI. Kapitel: Druckverbreiterung und Druckverschiebungvon Spektrallinien.- 75. Einleitung.- 76. Theorie der Stoßdämpfung.- 77. Statistische Theorie der Druckeffekte.- 78. Abgrenzung und Verschmelzung von Stoßdämpfungstheorie und statistischer Theorie.- 79. Quantentheoretische Begründung und Verfeinerung der Theorie der Druckeffekte.- 80. Gleichzeitige Störung durch mehrere Teilchen.- 81. Reemission druckverbreiterter Linien.- 82. Berechnung astrophysikalisch wichtiger Wechselwirkungskonstanten, Wirkungsquerschnitte, Absorptionskoeffizienten usw.- XII. Kapitel: Quantenmechanische Berechnung von Linienstärken, Übergangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstärken.- 83. Grundbegriffe.- 84. Linienstärken in Multipletts mit Russell-Saunders-Kopplung. Burger-DorgelOsche Summenregel.- 85. Linienstärken in Supermultipletts und Übergangsschemata, insbesondere mit Russell-Saunders-Kopplung.- 86. Absolute Linienstärken, Übergangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstärken für Wasserstoff.- 87. Quantenmechanische Berechnung absoluter Linienstärken in komplizierteren Atomen.- 88. Der f-Summensatz von Kuhn-Thomas-Reiche: seine Verallgemeinerungen und seine Gültigkeitsgrenzen.- XIII. Kapitel: Experimentelle Bestimmung von Oszillatorenstärken. Laboratoriums-Untersuchungen über Strahlungsdämpfung sowie Druckverbreiterung und -Verschiebung von Spektrallinien.- 89. Astrophysik und Laboratoriumsphysik.- 90. Messung von Oszillatorenstärken mit Hilfe der Dispersion in der Nähe der Linien.- 91. Bestimmung der Oszillatorenstärke f aus der Absorption optisch dünner Schichten.- 92. Thermische Emission optisch dünner Schichten. Selbstabsorption.- 93. Experimentelle Untersuchungen über Strahlungsdämpfung.- 94. Verbreiterung und Verschiebung von Spektrallinien durch Stöße.- 95. Statistische Druckeffekte. Die Verbreiterung der Wasserstoff- und Heliumlinien.- 96. Experimentelle Untersuchungen über kontinuierliche Spektren.- XIV. Kapitel: Literatur über astrophysikalisch wichtige Linienstärken, Übergangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstärken einzelner Elemente.- 97. Einleitung. Neuere Zusammenfassungen.- 98. Literaturverzeichnis.- Fünfter Teil Die Entstehung der Fraunhofer-Linien.- XV. Kapitel: Strahlungsaustausch und Fraunhofer-Linien.- 99. Atomtheoretische Grundlagen: Kohärente und inkohärente Streuung, wahre Absorption, Extinktion.- 100. Die SchwarzschilDsche Integrodifferentialgleichung des Strahlungsaustausches.- 101. Fraunhofer-Linien mit wahrer Absorption (und evtl. Extinktion).- 102. Fraunhofer-Linien mit kohärenter Streuung.- 103. Abhängigkeit der Fraunhofer-Linien von der Art des Strahlungsaustausches (wahre Absorption, kohärente Streuung...) sowie der Variation von xv/ x bzw. ? v / x... und B(?) als Funktionen der Tiefe. Berechnung von Linienprofilen.- 104. Inkohärente Streuung lv.- 105. Polarisation und Dopplereffekt der Streustrahlung in Sternatmosphären.- XVI. Kapitel: Theorie der Wachstumskurven.- 106. Grundlagen der Theorie.- 107. Berechnung der Äquivalentbreiten von Fraunhofer-Linien mit Dopplereffekt und Dämpfung.- 108. Verallgemeinerung und Umkehrung des Wachstumskurven-Problems.- 109. J. C. Peckers Verallgemeinerung der Gewichtsfunktionen-Methode.- XVII. Kapitel: Quantitative Deutung der Fraunhofer-Linien in den Spektren der Sonne und „normaler“ Sterne.- 110. „Grobanalyse“ der Sternatmosphären unter Annahme konstanter Mittelwerte von Druck, Temperatur, wirksamer Schichtdicke usw. Häufigkeitsverteilung der chemischen Elemente.- 111. „Feinanalyse“ der Sonnenatmosphäre unter Berücksichtigung der Tiefenabhängigkeit von Temperatur, Elektronendruck usw.- 112. Empirische Wachstumskurven. Auswertung der stärkeren Fraunhofer-Linien.- 113. Mitte-Rand-Variation der Fraunhofer-Linien auf der Sonnenscheibe.- 114. „Feinanalyse“ von Sternspektren. Bestimmung von Te und g.- 115. Thermischer Dopplereffekt und Turbulenz.- 116. Hyperfeinstruktur und Zeeman-Effekt.- 117. Stoßdämpfung und Strahlungsdämpfung.- 118. Verbreiterung der Wasserstofflinien durch den Starkeffekt von Ionen und evtl. Elektronen.- 119. Druckverbreiterung und verbotene Linien im Heliumspektrum.- 120. Die Intensität in der Mitte der Fraunhofer-Linien. (Zentralintensität oder Restintensität.).- 121. Verkettung mehrerer Linien (Interlocking). Selektive Energieübertragung (sensibilisierte Fluoreszenz).- 122. Gegenseitige Störung zweier Linien (Blends).- XVIII. Kapitel: Beeinflussung der Linienprofile durch Rotation und Expansion der Sterne.- 123. Berechnung der Linienprofile rotierender Sterne.- 124. Spektroskopische Bestimmung der Rotationsgeschwindigkeit v sin i von Sternen.- 125. Beobachtung von Rotationseffekten bei spektroskopischen Doppelsternen und Bedeckungsveränderlichen.- 126. Beobachtung der Rotation einzelner Sterne.- 127. Linienprofile pulsierender Sterne.- XIX. Kapitel: Klassifikation der Sternspektren.- 128. Spektralklassifikation und spektroskopische Parallaxenbestimmung; ältere Systeme bis 1932.- 129. Die Yerkes- Klassifikation von W. W. Morgan, P. C. Keenan und E. Kellman (MKK-System).- 130. Die Pariser Klassifikation von D. Chalonge und L. Divan.- 131. Klassifikation und Theorie der Sternspektren. Spektralanalyse individueller Sterne mit großer Dispersion. Messung oder Schätzung spektraler Kriterien?.- Sechster Teil Physik der Sonne.- XX. Kapitel: Die Struktur der äußeren Schichten der Sonne.- 132. Übersicht über die beobachteten Erscheinungen: Beobachtungsmethoden und Apparate. Zyklus der Sonnenaktivität. Rotation der Sonne.- 133. Die Granulation.- 134. Die Sonnenflecke.- 135. Die Sonnenfackeln.- 136. Das Problem eines allgemeinen Magnetfeldes der Sonne.- 137. Bemerkungen zur Theorie der Konvektion und der Magnetfelder auf der Sonne. Magneto-Hydrodynamik.- 138. Chromosphärische Sonneneruptionen (Flares).- 139. Anhang: „Aktivität“ der Sterne. Flecke, Fackeln und Eruptionen auf Sternen.- XXI. Kapitel: Der Sonnenrand. Chromosphäre, Korona und Protuberanzen.- 140. Finsternisbeobachtungen.- 141. Der Helligkeitsabfall am äußersten Sonnenrand.- 142. Chromosphäre.- 143. Korona.- 144. Protuberanzen.- 145. Interpretation von Spektralheliogrammen.- Siebenter Teil Radiofrequenzstrahlung und kosmische Ultrastrahlung.- XXII. Kapitel: Radioastronomie.- 146. Einleitung. Historisches.- 147. Grundbegriffe und Maßeinheiten.- 148. Die Radiofrequenzstrahlung der ruhigen Sonne.- 149. Die Radiofrequenzstrahlung der gestörten Sonne.- 150. Die Radiofrequenzstrahlung der Milchstraße und kosmischer Quellen.- 151. Die 21 cm-Linie des interstellaren Wasserstoffes.- XXIII. Kapitel: Kosmische Ultrastrahlung und Radiofrequenzstrahlung.- 152. Problemstellung.- 153. Die solare Komponente der Ultrastrahlung.- 154. Die kosmische Ultrastrahlung und die galaktische Radiofrequenzstrahlung.- A. Naturkonstanten und Zahlenwerte.- B. Klassifikation der Linienspektren.- C. Über die Integralexponentialfunktionen.- Namen- und Sachverzeichnis.
