Bengt Strömgren

EVIDENCE OF HELIUM ABUNDANCE DIFFERENCES BETWEEN THE HYADES STARS AND FIELD STARS, AND BETWEEN HYADES STARS AND COMA CLUSTER STARS

Systematic differences in the c1,(b-y) diagram between unevolved stars of the Hyades and of corresponding field stars and stars of the Coma cluster are discussed and interpreted in terms of a low prestellar helium abundance for the Hyades. Calculations of the lower envelope in the c1,(b-y) diagram for Hyades stars and 1698 Northern Hemisphere and 1297 Southern Hemisphere stars of the same metallicity are presented which demonstrate differences with field stars and stars of the Coma cluster even when the metal/hydrogen ratio is taken into account. Considerations of the nature of the c1 index expressing fundamental parameters of the stellar atmosphere indicate that the only parameter likely to vary significantly among ZAMS Haydes F dwarfs and field stars of the same metallicity is the hydrogen/helium ratio, which must be lower by 0.06 in the Hyades. Similarities with the c1 values of field stars also suggest Coma cluster stars to have greater hydrogen/helium ratios than the Hyades.

THE RISE OF ASTROPHYSICS

In this paper I shall deal with the rise of astrophysics over a period of about a quarter of a century, beginning in 1925. The paper will be in the nature of a personal accounting. Clearly this limits its scope, and I cannot aim at a complete coverage of the development of astrophysics during this period. On the other hand, this framework gives me the opportunity to dwell on personal impressions of the scientific difficulties encountered, and of the way in which the research problems in question came to be solved. In 1925 the problems of the internal constitution of the stars were at the center of interest in astrophysics. In that year the International Astronomical Union held its General Assembly in Cambridge, England. One of the highlights of the meeting was a lecture by Eddington on the subject of stellar interiors, dealing particularly with the mass-luminosity law and with the nature of white dwarfs. At the time I had just graduated from high school, and since I had published a few astronomical papers I was allowed to accompany my father to the General Assembly. I have a vivid recollection of Eddington’s admirable talk on a subject that was to remain of central interest for a long time to come. In 1926, Eddington’s monograph The lnternal CQnstitution of the Stars was published.’ Great progress had been made in the preceding years in the study of stellar interiors. The fundamental equations governing the structure of a star in radiative equilibrium had been established, and the role of ionization in determining the properties of interior stellar matter had 6een clearly recognized. Eddington’s standard model yielded information on temperature and density in the interior of main-sequence stars, and it was realized that the ideal-gas equation of state was a good approximation for all these stars. The discussions of the mathematical problem defined by the fundamental equations and the boundary conditions had led to the derivation of the mass-luminosity relation and also to the uniqueness theorem of Russell and Vogt for stars in equilibrium. In comparing theoretical predictions based on the mass-luminosity relation with observational results on stellar masses and luminosities, Eddington had encountered a difficulty. Using theoretically calculated values for the opacities, of stellar interiors, he had derived luminosities that were too high by an order of magnitude. In his monograph Eddington emphasized the seriousness of the discrepancy and suggested two ways out of the difficulty. It was possible that the theoretically calculated opacities were too low, and that the correct luminosities would be predicted if the opacity values were revised. A second possibility was connected with the chemical composition of stellar interiors. In his investigations Eddington had assumed that interior stellar matter consisted largely of heavy elements, iron being a typical representative. Such matter, when fully ionized, would have a mean molecular weight close to 2. On the other hand, ionized matter consisting largely of hydrogen would have a mean molecular weight of 0.5, and Eddington pointed out that theoretical luminosities agreeing with observational data could be obtained (using the theoretically computed opacity) if the ionized matter was taken to be a mixture of hydrogen and heavy elements, with a mean molecular weight about equal to 1. Eddington had attached great importance, however, to his finding that gas pressure and radiative pressure were of the same

Possible Use of Electronographically Recorded Low-dispersion Slitless Spectra in Optical Quasar Surveys

Uses of low-dispersion slitless spectra, recorded electronographically, in spectral classification are discussed, and a method of producing such spectra with a Fehrenbach-type prism placed about 20 cm in front of the focal plane of an f/8.6 reflector is described. A program of stellar classification of faint stars in specially selected areas of high galactic latitude is briefly referred to. Possible applications of the technique in quasar surveys are discussed on the basis of results obtained by P. Kjaergaard and J. Ravn (cf. their article in these proceedings, p. 341) by computer simulation of low-dispersion spectra of quasars and white dwarfs.

Stellarastronomie und Astrophysik

Die Lichtmenge, die man einen Stern aussenden sieht, wird durch eine Zahl angegeben, die seine Grosenklasse oder seine Grose genannt wird. Die Grose ist so definiert, das einer groseren Lichtmenge eine kleinere Zahl entspricht. Die der Grosenklasse 1.0 entsprechende Lichtmenge ist 2.512mal groser als die der Grosenklasse 2.0 entsprechende Lichtmenge, die der Grosenklasse 2.0 entsprechende Lichtmenge ist 2.512mal groser als die der Grosenklasse 3.0 entsprechende, usf. Die Zahl 2.512 ist gewahlt, weil ihr Logarithmus gleich 0.4 ist, eine fur die Rechnung sehr bequeme Zahl. Zwei Lichtmengen ll und l2 mit dem Verhaltnis zwischen den Lichtmengen \(\frac{{{l_1}}}{{{l_2}}}\) entsprechen zwei Grosenklassen m1 und m2 mit der Differenz m2−m1. Zwischen diesen beiden besteht die Gleichung:

Mathematische Behandlung des Zweikörperproblems, des Drei- und n -Körperproblems und des Störungsproblems

\frac{{{l_1}}}{{{l_2}}} = {\left( {2.512} \right)^{{m_2} - {m_1}}}.

Das spezifische Gewicht der Sterne

Die Geschwindigkeit einer Bewegung ist das Verhaltnis zwischen dem Stuck Weg, das zuruckgelegt wird, und der dazu gebrauchten Zeit. Da es oft bequem ist, zwei entgegengesetzte Richtungen mit entgegengesetzten Vorzeichen zu bezeichnen, kann infolgedessen die Geschwindigkeit als positive oder negative Grose auftreten. Wenn die Geschwindigkeit nicht wahrend der ganzen Dauer der Bewegung dieselbe bleibt, kann man sich trotzdem in vielen Fallen mit dem Durchschnittswert begnugen, den man erhalt, wenn man das Verhaltnis zwischen einem endlichen Stuck Weg und der dazu gebrauchten endlichen Zeit nimmt; in jedem Fall aber wird man einen korrekten Wert der Geschwindigkeit in einem gegebenen Augenblick dadurch erhalten, das man ein unendlich kleines Stuck Weg und die dazu gebrauchte unendlich kurze Zeit betrachtet. Selbstverstandlich kann man die Geschwindigkeit trotzdem durch endliche Grosen ausdrucken, z. B. Kilometer in der Stunde oder Meter in der Sekunde.

Vom Licht als Energieform

Auf S. 167 ist erwahnt worden, das das Gesetz der Anziehung, die zwei Himmelskorper aufeinander ausuben, von der Massenverteilung im Innern der beiden Korper abhangig ist. Wenn die Dichte innerhalb eines Himmelskorpers in gleich grosen Entfernungen vom Zentrum uberall dieselbe ist (d. h. wenn der Korper kugelformig und die Dichte nur von der genannten Entfernung abhangig ist), dann wirkt der Korper auf einen auseren Massenpunkt genau so, als ob die Masse des ganzen Korpers in seinem Zentrum vereinigt ware. Die mathematische Untersuchung hat gezeigt, das die Anziehung, die ein Korper mit einer anderen Massenverteilung als der genannten auf einen auseren Massenpunkt ausubt, einem komplizierteren Gesetz unterliegt. Wenn wir uns jedoch die Korper immer weiter und weiter voneinander entfernt denken, so nahert sich dies Gesetz immer mehr der Identitat mit dem oben angefuhrten einfachen Gesetz: der Korper wirkt so, als ob seine gesamte Masse in seinem Zentrum vereinigt ware. Da nun alle Himmelskorper, die im folgenden eine Rolle spielen, sehr nahe kugelformig sind und man von ihnen annehmen darf, das ihre Massenverteilung wenigstens annahernd der oben angedeuteten entspricht, und sie sich auserdem alle in grosen Entfernungen voneinander befinden, so werden die wirkenden Krafte sehr nahe dieselben sein, als wenn wir nur mit Massenpunkten zu tun hatten. Die Abweichungen, die dadurch entstehen, das die Dichteverteilung in den Korpern nicht so ist wie in dem oben angegebenen einfachen Gesetz, sind innerhalb unseres Sonnensystems so klein, das sie entweder gar keine Rolle spielen oder auf jeden Fall als kleine Korrektionen in Rechnung gestellt werden konnen.