imported>Acky69 K (RS Namensgeber, zus. Link) |
imported>Crazy1880 K (Vorlagen-fix (arXiv)) |
||
| Zeile 1: | Zeile 1: | ||
Die '''Humphreys-Davidson-Grenze''' ist die [[Empirie|empirisch]] bestimmte maximale [[Leuchtkraft]], in der ein [[Stern]] im [[Hydrostatik|hydrostatischen]] Gleichgewicht existieren kann. Sie wurde erstmals von den amerikanischen Astronomen R. M. Humphreys und K. Davidson im Jahre 1979 beschrieben.<ref>{{Literatur | Autor=Humphreys, R. M. & Davidson, K. | Titel=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud | Sammelwerk=The Astrophysical Journal | Band=232 |Nummer = 1 | | Die '''Humphreys-Davidson-Grenze''' ist die [[Empirie|empirisch]] bestimmte maximale [[Leuchtkraft]], in der ein [[Stern]] im [[Hydrostatik|hydrostatischen]] Gleichgewicht existieren kann. Sie wurde erstmals von den amerikanischen Astronomen R. M. Humphreys und K. Davidson im Jahre 1979 beschrieben.<ref>{{Literatur |Autor=Humphreys, R. M. & Davidson, K. |Titel=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud |Sammelwerk=The Astrophysical Journal |Band=232 |Nummer=1 |Datum=1979 |Seiten=409–420}}</ref> | ||
Oberhalb der Humphreys-Davidson-Grenze sind nur Sterne während [[Eruptiv veränderlicher Stern|Eruptionen]] wie z. B. [[Supernova]]e beobachtet worden. Übersteigt die Leuchtkraft diesen Wert, so kommt es zu schnellen und veränderlichen Massenverlusten durch [[Sternwind]]e wie bei den [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen]]. Zur Erklärung der maximalen Leuchtkraftgrenze sind die folgenden Hypothesen aufgestellt worden: | Oberhalb der Humphreys-Davidson-Grenze sind nur Sterne während [[Eruptiv veränderlicher Stern|Eruptionen]] wie z. B. [[Supernova]]e beobachtet worden. Übersteigt die Leuchtkraft diesen Wert, so kommt es zu schnellen und veränderlichen Massenverlusten durch [[Sternwind]]e wie bei den [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen]]. Zur Erklärung der maximalen Leuchtkraftgrenze sind die folgenden Hypothesen aufgestellt worden: | ||
* eine Herabsetzung der [[Eddington-Grenze]] | * eine Herabsetzung der [[Eddington-Grenze]] | ||
* auswärtsgerichteter Druck durch starke [[Turbulente Strömung|Turbulenz]] | * auswärtsgerichteter Druck durch starke [[Turbulente Strömung|Turbulenz]] | ||
* eine [[Rayleigh-Taylor-Instabilität]] aufgrund einer Dichteumkehrung.<ref>{{Literatur | Autor=Glatzel, W. & Kiriakidis, M. | Titel=Stability of Massive Stars and the Humphreys / Davidson Limit | Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | Band=263 |Nummer = 2 | | * eine [[Rayleigh-Taylor-Instabilität]] aufgrund einer Dichteumkehrung.<ref>{{Literatur |Autor=Glatzel, W. & Kiriakidis, M. |Titel=Stability of Massive Stars and the Humphreys / Davidson Limit |Sammelwerk=Monthly Notice of the Royal Astronomical Society |Band=263 |Nummer=2 |Datum=1995 |Seiten=375–384}}</ref> | ||
Bei der Simulation massereicher Sterne wurde darauf hingewiesen, dass ungefähr an der Humphreys-Davidson-Grenze die Atmosphäre dieser Sterne instabil gegen [[Pulsationsveränderlicher Stern|Pulsationen]] wird. Die [[Wachstumsrate]] der Schwingungen steigt hundertmal schneller an, als der Stern sein [[Hydrostatisches Gleichgewicht #Astrophysik|hydrostatisches Gleichgewicht]] wiederherstellen kann, der starke Sternwind an der Humphreys-Davidson-Grenze könnte daher eine Folge einer Pulsationsinstabilität sein.<ref>{{Literatur |Autor=Hideyuki Saio |Titel=Linear analyses for the stability of radial and nonradial oscillations of massive stars |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010 |arXiv=1011.4729v1}}</ref> | |||
== Literatur == | == Literatur == | ||
<references /> | <references /> | ||
[[Kategorie:Stellarphysik]] | [[Kategorie:Stellarphysik]] | ||
Die Humphreys-Davidson-Grenze ist die empirisch bestimmte maximale Leuchtkraft, in der ein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht existieren kann. Sie wurde erstmals von den amerikanischen Astronomen R. M. Humphreys und K. Davidson im Jahre 1979 beschrieben.[1]
Oberhalb der Humphreys-Davidson-Grenze sind nur Sterne während Eruptionen wie z. B. Supernovae beobachtet worden. Übersteigt die Leuchtkraft diesen Wert, so kommt es zu schnellen und veränderlichen Massenverlusten durch Sternwinde wie bei den Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen. Zur Erklärung der maximalen Leuchtkraftgrenze sind die folgenden Hypothesen aufgestellt worden:
Bei der Simulation massereicher Sterne wurde darauf hingewiesen, dass ungefähr an der Humphreys-Davidson-Grenze die Atmosphäre dieser Sterne instabil gegen Pulsationen wird. Die Wachstumsrate der Schwingungen steigt hundertmal schneller an, als der Stern sein hydrostatisches Gleichgewicht wiederherstellen kann, der starke Sternwind an der Humphreys-Davidson-Grenze könnte daher eine Folge einer Pulsationsinstabilität sein.[3]