„Hauptreihe“ – Versionsunterschied

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=== Änderungen der Farbe und Helligkeit ===

Weil sich nicht fusionsfähige Helium-Asche im Kern ansammelt, führt die Verminderung des Wasserstoffs pro Masseeinheit zu einer allmählichen Senkung der Rate der Kernfusion innerhalb dieser Masse. Zum Ausgleich erhöhen sich die Kerntemperatur und Druck langsam, welches eine Erhöhung der Gesamt-Fusionsrate bewirkt. Dies führt zu einer stetigen Zunahme der Leuchtkraft und des Radius des Sterns im Laufe der Zeit. <ref name=Clayton/> So war zum Beispiel die Leuchtkraft der jungen Sonne nur bei ca. 70% ihres heutigen Wertes<ref>{{cite journal
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Eine fast senkrechte Region des HR-Diagramms ist bekannt als Instabilitätsstreifen und wird besetzt von pulsierenden veränderlichen Sternen. Diese Sterne verändern ihre Helligkeit in regelmäßigen Abständen. Dieser Streifen schneidet die Hauptreihe im oberen Bereich in der Region der Klasse A und F Sterne, mit einer Masse von ein bis zwei Sonnenmassen. Hauptreihensterne in dieser Region erfahren jedoch nur kleine Änderungen in der Helligkeit und sind demzufolge schwierig zu entdecken.<ref>{{cite book
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== Beispiele ==
== Beispiele ==

Version vom 9. Juli 2008, 21:37 Uhr

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Der Hauptreihe (meist auch Nullalter-Hauptreihe) werden in der Astronomie die „normalen“ Sterne (Zwergsterne) während der längsten Zeit ihrer Entwicklung zugeordnet.

Details

Die Hauptreihe ist ein Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, der sich von unten rechts (rot und leuchtkraftarm) nach oben links (blau und hell) erstreckt. Hauptreihensterne werden der Leuchtkraftklasse V zugeordnet. Die Sonne befindet sich im Diagramm nahe der Mitte (im unteren rechten Drittel der Hauptreihe), da sie ein relativ massearmer Stern ist. Ihre Masse wird traditionell auf ungefähr den Durchschnitt der Sterne geschätzt; nach neueren Forschungen liegt sie allerdings deutlich höher, und die Durchschnittsmasse der existierenden Sterne liegt bei ungefähr 0,6 Sonnenmassen. [1]

Größenvergleich zwischen den in der Tabelle genannten Beispielsternen.

Diese Reihe ist als solche erkennbar, weil Sterne sich die längste Zeit ihres Lebens (während des Wasserstoffbrennens im Kern) dort aufhalten. Der physikalische Zustand entspricht einem stabilen Gleichgewicht. Durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium verändert sich mit der chemische Aufbau der Sterne und dadurch die Farbe und die Leuchtkraft, weshalb sie sich innerhalb der Hauptreihe nach oben links bewegen. Die Hauptreihe weist außerdem eine gewisse Dicke auf, da sich die Bahn im HR-Diagramm von zwei Sternen gleicher Masse aufgrund leicht unterschiedlicher Metallizitäten unterscheiden kann.

Erst beim Erlöschen des Wasserstoff-Kernbrennens und dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe nach rechts und oben und werden zu roten Riesen. Sie können die Hauptreihe jedoch in späteren Stadien durchqueren, wobei sie dabei natürlich nicht mehr die Eigenschaften von typischen Hauptreihensternen annehmen.

Die Hauptreihe kann in einen unteren und oberen Bereich geteilt werden. Diese Unterteilung basiert auf den Prozessen, wie in Sternen Energie produziert wird. Sterne unterhalb 1,5 Sonnenmassen verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium (Proton-Proton-Reaktion). Oberhalb dieser Masse (in der oberen Hauptreihe) werden in den Kernfusionsprozessen Atome wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Zwischenprodukte für die Produktion von Helium aus Wasserstoffatomen verwendet.

Durch das Temperaturgefälle zwischen dem Kern des Sterns und seiner Oberfläche wird die erzeugte Energie kontinuierlich durch die dazwischen liegenden Schichten nach aussen transportiert, bis sie schliesslich in der Photosphäre abgestrahlt wird. Dieser Transport geschieht entweder durch Konvektion oder durch Strahlung und ist abhängig von den lokalen Bedingungen. Energietransport durch Konvektion tritt eher in Regionen mit einer hohen Temperaturdifferenz, einer hohen Opazität oder beiden auf. Wenn Konvektion im Kern auftritt, durchmischt diese dadurch die bisher erzeugte Helium-Asche mit frischem Brennstoff, der für die Fusion benötigt wird.

Geschichte

Mit Beginn des zwanzigsten Jahrhunderts konnten mehr Informationen über die Typen und Entfernungen von Sternen erhalten werden. Die Spektren der Sterne zeigten unterschiedliche Eigenheiten, durch welche sie kategorisiert werden konnten. Annie Jump Cannon und Edward C. Pickering vom Harvard College Observatory hatten eine Methode zur Kategorisierung entwickelt, die als Hardvard Klassifikation bekannt wurde. Dieses Schema wurde in den Harvard Annals 1901 publiziert.[2]

Der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung entdeckte 1906 in Potsdam, dass die rötlichsten Sterne - klassifiziert als K und M Sterne im Harvard Schema - in zwei verschiedene Gruppen unterteilt werden können. Diese Sterne sind einerseits sehr viel heller als die Sonne, oder viel schwächer. Um diese Gruppen zu unterscheiden nannte er sie "Riesen" und "Zwerge". Im folgenden Jahr begann er mit der Untersuchung von Sternhaufen, grossen Gruppierungen von Sternen die alle ungefähr in der selben Entfernung liegen. Er veröffentlichte erste Diagramme, die die Farbe mit der Leuchtkraft dieser Sterne verglichen. Diese Diagramme zeigten eine herausragende, kontinuierliche Reihe von Sternen, die er Hauptreihe nannte.[3]

An der Princeton University verfolgte Henry Norris Russell eine ähnliche Idee. Er untersuchte die Beziehung zwischen der spektralen Klassifikation von Sternen und ihrer absoluten Helligkeit, d.h. der Helligkeit unabhängig von der Entfernung. Zu diesem Zweck benutzte er eine Menge von Sternen die verlässliche Parallaxen haben und die bereits in Harvard kategorisiert wurden. Nachdem er die Spektraltypen dieser Sternen gegen ihre absolute Helligkeit aufgezeichntet hatte, fand er dass die Zwergsterne einer deutlichen Beziehung folgten. Dies erlaubte es, die wahre Helligkeit eines Zwergsterns mit hinreichender Genauigkeit hervorzusagen.[4]

Bei den roten Sternen, die von Hertzsprung beobachtet wurde, folgten die roten Zwergsterne der Spektal-Leuchtkraft-Beziehung von Russell. Die Riesensterne waren jedoch viel heller als die Zwerge und unterlagen demzufolge nicht der gleichen Beziehung. Russell schlug vor, dass die "Riesensterne eine niedrige Dichte oder eine grosse Oberflächenleuchtkraft haben müssen, und das Gegenteil gilt für die Zwergsterne". Die gleiche Kurve zeigte, dass es sehr wenige weisse schwache Sterne gibt.[4]

1933 führte Bengt Strömgren den Begriff Hertzsprung-Russell-Diagramm ein, um ein Spektral-Leuchtkraft Diagramm zu bezeichnen.[5] Dieser Name spiegelt die parallele Entwicklung dieser Technik von Hertzsprung und Russell Anfang des Jahrhunderts wieder.[3]

Als Entwicklungsmodelle von Sternen während der 1930er Jahre entwickelt wurden zeigte sich für Sterne mit einheitlicher chemischer Zusammensetzung eine Beziehung zwischen der Masse des Sterns einerseits und seiner Leuchtkraft und seines Radius andererseits. Das heisst, sobald die Masse und Zusammensetzung eines Sterns bekannt ist kann der Radius und die Leuchtkraft berechnet werden. Diese Beziehung wurde bekannt als das Vogt-Russell Theorem, benannt nach Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. (Im Nachhinein wurde entdeckt, dass dieses Theorem nicht gilt für Sterne mit ungleichmäßiger Zusammensetzung).[6]

Ein verfeinertes Schema für die stellare Einstufung wurde 1943 von W.W. Morgan and P. C. Keenan veröffentlicht.[7] Die MK Klassifizierung ordnete jedem Stern einen Spektraltyp - basierend auf der Harvard-Klassifikation - und eine Leuchtklasse zu. Die Spektraltypen der Sequenz folgten absteigenden Temperaturen mit Farben von Blau bis Rot. Diese wurden aus historischen Gründen mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet. Die Leuchtkraftklassen reichten von I bis V geordnet nach fallender Leuchtkraft. Sterne der Leuchtkraftklasse V gehörten zur Hauptreihe.[8]


Merkmale

Hauptreihensterne wurden durch Sternmodelle ausgiebig untersucht, so dass ihre Entstehung und Entwicklungsgeschichte relativ gut verstanden sind. Die Position von Sternen auf der Hauptreihe liefert Informationen über ihre physikalischen Eigenschaften.

Die Temperatur eines Sterns kann näherungsweise bestimmt werden, indem man ihn als einen idealen Strahler behandelt, einen Schwarzen Körper. In diesem Fall sind die Leuchtkraft L und der Radius R abhängig von der Temparatur R durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz:

wobei σ die Stefan–Boltzmann Konstante ist. Die Temperatur und Zusammensetzung der Photosphäre eines Sterns bestimmt die Entergieabstrahlung in unterschiedlichen Wellenlängen. Der Farbindex oder B − V misst die Differenz in diesen Energie-Emissionen mit Hilfe von Filtern, welche die scheinbare Helligkeit des Sterns im blauen (B) und grün-gelben (V) Licht messen. (Durch Messung dieser Differenz entfällt die Notwendigkeit, die Helligkeit anhand der Entfernung zu korrigieren.) Dadurch kann die Position des Sterns im HR-Diagram benutzt werden, den Radius und Temperatur abzuschätzen.[9] Da die Temperatur auch die physikalischen Eigenschaften des Plasmas in der Photosphäre ändert, bestimmt die Temperatur ebenso den Spektraltyp.

Entstehung

Sobald sich ein Protostern aus dem Zusammenbruch einer riesigen molekularen Wolke aus Gas und Staub im lokalen interstellaren Medium bildet, ist seine ursprüngliche Zusammensetzung homogen und besteht aus 70% Wasserstoff, 28% Helium und Spuren anderer Elemente.[10] Währen dieses ersten Kollapses erzeugt der Vor-Hauptreihenstern Energie durch gravitative Kontraktion. Beim Erreichen einer geeigneten Dichte beginnt im Kern die Energieproduktion durch einen exothermischen Prozess (Kernfusion), bei dem Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.[8]

Sobald die Kernfusion von Wasserstoff der beherrschende Energieproduktionsprozess wird und die überschüssige Energie aus der gravitativen Kontraktion verschwunden ist,[11] erreicht der Stern eine Kurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm, die Hauptreihe. Astronomen bezeichnen dieses Stadium manchmal als Nullalter-Hauptreihe ("Zero age main sequence", ZAMS).[12] Diese Kurve wurde durch Computermodelle errechnet ab dem ein Stern mit der Wasserstoffproduktion beginnt; seine Helligkeit und seine Oberflächentemperatur erhöhen sich überlicherweise mit dem Alter von diesem Zeitpunkt an. [13]

Der Stern bleibt nahe seiner initialen Position in der Hauptreihe bis eine erhebliche Menge von Wasserstoff im Kern verarbeitet wurde. Ab dann beginnt er sich in einen leuchtkräftigeren Stern zu entwickeln. (Im HR Diagramm wandert der sich entwickelnde Stern nach oben und rechts der Hauptreihe). Damit stellt die Hauptreihe das Stadium des primären Wasserstoff-Brennens eines Sternenlebens dar.[8]

Die Mehrheit der Sterne eines typischen HR-Diagramms liegen entlang der Hauptreihen-Linie. Diese Linie ist deshalb so ausgeprägt, weil der Spektraltyp und die Leuchtkraft nur von der Sternmasse abhängen, solange im Kern Wasserstoff fusioniert wird - und dies tun fast alle Sterne die meiste Zeit ihres "aktiven" Lebens.[14] Die Sterne der Hauptreihe werden Zwergsterne genannt. Dies nicht deshalb weil sie ungewöhnlich klein wären, sondern weil sie kleinere Durchmesser und weniger leuchtkräftig sind als der andere Haupttypus von Sternen, den Riesen.[15] Weisse Zwerge sind eine andere Sternart, die kleiner sind als die Sterne der Hauptreihe - ungefähr die Größe der Erde. Sie repräsentieren das Endstadium von vielen Sternen der Hauptreihe.[16]

Energieerzeugung

Dieses Diagramm zeigt die relative Energieproduktion für den Proton-Proton (PP), CNO und triple-α Fusionsprozesse bei unterschiedlichen Temperaturen. Bei Temperaturen wie im Kern der Sonne ist der PP Prozess am effizientesten.

Alle Hauptreihensterne haben eine Kernregion, in der Energie durch Kernfusion erzeugt wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns sind in dieser Höhe notwendig, um eine Energieproduktion zu unterhalten, um den Rest des Sterns zu stützen. Eine Reduktion der Energieproduktion würde dazu führen, dass sich die darüberliegenden Massen zusammenziehen, und die Temperatur und Druck für die Kernfusion würde erhöht. Ebenso würde eine Erhöhung der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern expandiert und der Druck auf den Kern nachlässt. So bildet der Stern ein selbstregulierendes System im hydrostatischen Gleichgewicht welches während der gesamten Hauptreihenzeit stabil ist.[17]

Astronomen teilen die Hauptreihe in einen oberen und unteren Bereich, basieren auf dem Typ der Fusionsprozesse im Kern. Sterne im oberen Teil der Hauptreihe haben genügend Masse für den CNO Zyklus um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Dieser Prozess benutzt Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Katalysatoren im Fusionsprozess. Im unteren Teil der Hauptreihe entsteht die Energie als Resultat des Proton-Proton-Prozesses, bei dem Wasserstoff direkt in Helium verschmolzen wird.[18]

Ab einer Kerntemperatur von 18 Millionen Kelvin sind beide Fusionsprozesse gleich effizient. Dies ist die Kerntemperatur eines Sterns mit 1,5facher Sonnenmasse. Deshalb besteht der obere Teil der Hauptreihe aus Sternen überhalb dieser Masse. Die obere Massengrenze für Hauptreihensterne ist anscheinend 120-200 Sonnenmassen.[19] Die untere Grenze für eine anhaltende Kernfusion ist etwa bei 0,08 Sonnenmassen.[18]

Struktur

Dieses Diagramm zeigt einen Querschnitt durch einen sonnenähnlichen Stern.

Durch die Temperaturdifferenz zwischen Kern und der Oberfläche wird die Energie nach aussen transportiert. Die Energie wird entweder durch Konvektion oder durch Strahlung transportiert. Eine Strahlungszone, in der die Energie durch Strahlung transportiert wird, ist gegen Konvektion stabil und das Plasma wird dort wenig durchmischt. In der Konvektionszone wird die Energie jedoch durch Massentransport von Plasma verteilt, indem heisseres Material aufsteigt und kälteres Material absinkt. Konvektion ist ein effizienterer Modus als Strahlung, um Energie zu transportieren, wird jedoch nur unter Bedingungen auftreten, bei denen ein steiler Temperaturgradient auftritt.[20][17]

In massereichen Sternen ist die Rate der Energieproduktion durch den CNO-Zyklus sehr empfindlich gegenüber der Temperatur, so dass sich die Fusion sehr stark im Kern konzentriert. Folglich besteht ein hohes Temperaturgefälle im Kern, wodurch eine Konvektionszone für einen besseren Energietransport entsteht.[18] Die Vermischung von Material um den Kern entfernt die Helium-Asche der wasserstofferzeugenden Region, wodurch mehr Wasserstoff im Stern verbrannt werden kann. Die äusseren Regionen massereicher Sterne transportieren Energie durch Strahlung ohne Konvektion.[17]

Klasse A Sterne mittlerer Masse wie Sirius können die Energie vollständig durch Strahlung transportieren.[21] Sterne mit durchschnittlicher Größe und kleiner Masse wie die Sonne haben eine Kernregion die stabil ist gegen Konvektion und eine umgebende Konvektionszone nahe der Oberfläche. Dadurch entsteht eine gute Vermischung der äusseren Schichten aber auch eine weniger effiziente Verbrennung von Wasserstoff im Stern. Das mögliche Resultat ist der Aufbau eines heliumreichen Kerns, der von einer wasserstoffreichen Region umgeben ist. Im Gegensatz hierzu sind kalte und massearme Stern vollständig konvektiv. Das im Kern produzierte Helium wird im ganzen Stern verteilt, dadurch entsteht eine relativ einheitliche Atmosphäre.[17]

Änderungen der Farbe und Helligkeit

Weil sich nicht fusionsfähige Helium-Asche im Kern ansammelt, führt die Verminderung des Wasserstoffs pro Masseeinheit zu einer allmählichen Senkung der Rate der Kernfusion innerhalb dieser Masse. Zum Ausgleich erhöhen sich die Kerntemperatur und Druck langsam, welches eine Erhöhung der Gesamt-Fusionsrate bewirkt. Dies führt zu einer stetigen Zunahme der Leuchtkraft und des Radius des Sterns im Laufe der Zeit. [13] So war zum Beispiel die Leuchtkraft der jungen Sonne nur bei ca. 70% ihres heutigen Wertes[22] Der Leuchtkraftzuwachs ändert die Position des Sterns im HR-Diagramm was dazu führt, dass sich das Hauptreiheband verbreitert, da die Sterne in unterschiedlichen Stadien ihres Lebens beobachtet werden.[23]

Die Sterne in der Hauptreihe liegen nicht auf einer engen Kurve im HR-Diagramm. Dies liegt hauptsächlich an Beobachtungsungenauigkeiten, die die Entfernungsbestimmung des Sterns beeinflussen, und an der Übernahme von unaufgelösten Doppelsternen. Jedoch würden auch perfekte Beobachtungen zu einer verbreiterten Hauptreihe führen, da die Masse nicht der einzige Parameter eines Sterns ist.

Zusätzlich zu Variationen der chemischen Zusammensetzung — wegen der initialen Häufigkeiten und des Entwicklungsstadiums des Sterns[24] - kann das Vorhandenseins eines nahen Begleitsterns,[25] einer schnellen Rotation,[26] oder eines stellaren Magnetfeldes dazu führen, dass sich ein Stern auf der Hauptreihe bewegen, um nur einige Faktoren zu nennen.

Es gibt zum Beispiel Sterne mit einer sehr niedrigen Häufigkeit von Elementen mit höheren Atomgewicht als Helium - bekannt als metallarme Sterne - die leicht unterhalb der Hauptreihe liegen. Diese Unterzwerge verschmelzen Wasserstoff in ihrem Kern und markieren so die untere Grenze der verbreiterten Hauptreihe aufgrund der chemischen Zusammensetzung.[27]

Eine fast senkrechte Region des HR-Diagramms ist bekannt als Instabilitätsstreifen und wird besetzt von pulsierenden veränderlichen Sternen. Diese Sterne verändern ihre Helligkeit in regelmäßigen Abständen. Dieser Streifen schneidet die Hauptreihe im oberen Bereich in der Region der Klasse A und F Sterne, mit einer Masse von ein bis zwei Sonnenmassen. Hauptreihensterne in dieser Region erfahren jedoch nur kleine Änderungen in der Helligkeit und sind demzufolge schwierig zu entdecken.[28]

Beispiele

Klasse Beispielstern Farbe Temperatur Masse Radius Leuchtkraft
O Zeta Ophiuchi blau 30.000 K oder mehr 8 M☉ 5,4 R☉ 1.630 L☉
B Regulus A blauweiß 10.000–30.000 K 3,5 M☉ 4 R☉ 150 L☉
A Zosma weiß 7.500–10.000 K 2,2 M☉ 2,4 R☉ 25 L☉
F Asellus Primus weißgelb 6.000–7.500 K 1,5 M☉ 1,8 R☉ 4,4 L☉
G Sonne gelb 5.500–6.000 K 1 M☉ 1 R☉ 1 L☉
K Epsilon Eridani orange 4.000–5.500 K 0,8 M☉ 0,8 R☉ 0,3 L☉
M Gliese 581 rot 2.500–5.500 K 0,3 M☉ 0,4 R☉ 0,002 L☉

Siehe auch

Einzelnachweise

  1. ↑ S. Ninkovic and V. Trajkovska: ON THE MASS DISTRIBUTION OF STARS IN THE SOLAR NEIGHBOURHOOD. (PDF) Astronomical Observatory, 2006 (englisch, DOI: 10.2298/SAJ0672017N).
  2. ↑ Malcolm S. Longair: The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology. Cambridge University Press, 2006, ISBN 0-521-47436-1.
  3. ↑ a b Laurie M. Brown, Pais, Abraham; Pippard, A. B.: Twentieth Century Physics. CRC Press, 1995, ISBN 0-7503-0310-7.
  4. ↑ a b H. N. Russell: "Giant" and "dwarf" stars. In: The Observatory. 36. Jahrgang, 1913, S. 324–329 (harvard.edu [abgerufen am 2. Dezember 2007]).
  5. ↑ Bengt Strömgren: On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram. In: Zeitschrift für Astrophysik. 7. Jahrgang, 1933, S. 222–248 (harvard.edu [abgerufen am 23. Mai 2008]).
  6. ↑ Evry L. Schatzman, Praderie, Francoise: The Stars. Springer, 1993, ISBN 3-540-54196-9.
  7. ↑ W. W. Morgan, Keenan, P. C.; Kellman, E.: An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago press, Chicago, Illinois 1943.
  8. ↑ a b c Albrecht Unsöld: The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc., 1969, S. 268.
  9. ↑ Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram. University of Nebraska, abgerufen am 6. Dezember 2007.
  10. ↑ George Gloeckler, Geissc, Johannes: Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions. In: Advances in Space Research. 34. Jahrgang, Nr. 1, 2004, S. 53–60, doi:10.1016/j.asr.2003.02.054 (harvard.edu [abgerufen am 9. Dezember 2007]).
  11. ↑ Govert Schilling: New Model Shows Sun Was a Hot Young Star. In: Science. 293. Jahrgang, Nr. 5538, 2001, S. 2188–2189, doi:10.1126/science.293.5538.2188, PMID 11567116 (sciencemag.org [abgerufen am 4. Februar 2007]).
  12. ↑ Zero Age Main Sequence. In: The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University, abgerufen am 9. Dezember 2007.
  13. ↑ a b Donald D. Clayton: Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10953-4.
  14. ↑ Main Sequence Stars. Australia Telescope Outreach and Education, abgerufen am 4. Dezember 2007.
  15. ↑ Patrick Moore: The Amateur Astronomer. Springer, 2006, ISBN 1-85233-878-4.
  16. ↑ White Dwarf. In: COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University, abgerufen am 4. Dezember 2007.
  17. ↑ a b c d Jim Brainerd: Main-Sequence Stars. The Astrophysics Spectator, 16. Februar 2005, abgerufen am 4. Dezember 2007.
  18. ↑ a b c Hannu Karttunen: Fundamental Astronomy. Springer, 2003, ISBN 3-540-00179-4.
  19. ↑ M. S. Oey, Clarke, C. J.: Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit. In: The Astrophysical Journal. 620. Jahrgang, Nr. 1, 2005, S. L43–L46, doi:10.1086/428396 (harvard.edu [abgerufen am 5. Dezember 2007]).
  20. ↑ Lawrence H. Aller: Atoms, Stars, and Nebulae. Cambridge University Press, 1991, ISBN 0-521-31040-7.
  21. ↑ Jim Lochner, Gibb, Meredith; Newman, Phil: Stars. NASA, 6. September 2006, abgerufen am 5. Dezember 2007.
  22. ↑ D. O. Gough: Solar interior structure and luminosity variations. In: Solar Physics. 74. Jahrgang, 1981, S. 21–34, doi:10.1007/BF00151270 (harvard.edu [abgerufen am 6. Dezember 2007]).
  23. ↑ Thanu Padmanabhan: Theoretical Astrophysics. Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-56241-4.
  24. ↑ J. T. Wright: Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? In: The Astronomical Journal. 128. Jahrgang, Nr. 3, 2004, S. 1273–1278, doi:10.1086/423221 (harvard.edu [abgerufen am 6. Dezember 2007]).
  25. ↑ Roger John Tayler: The Stars: Their Structure and Evolution. Cambridge University Press, 1994, ISBN 0-521-45885-4.
  26. ↑ I. P. A. Sweet, Roy, A. E.: The structure of rotating stars. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 113. Jahrgang, 1953, S. 701–715 (harvard.edu [abgerufen am 6. Dezember 2007]).
  27. ↑ Adam J. Burgasser: Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs. Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., Hamburg, Germany, S. 237 (harvard.edu [abgerufen am 6. Dezember 2007]).
  28. ↑ S. F. Green, Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn: An Introduction to the Sun and Stars. Cambridge University Press, 2004, ISBN 0-521-54622-2.
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