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. KIRCHHOFFscher 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-Jeansssche Strahlungsformel.- 7. Quantentheorie. Plancksches Strahlungsgesetz (1900).- 8. Herstellung der Hohlraumstrahlung. Messung der Strahlungskonstanten ? und c2.- 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-Kontrast I? (?)| I ?(0) Strahlungsintensität und -Strom I? (0)| F ?.- 14. Verzerrung des,,wahren“ kontinuierlichen Sonnenspektrums durch die Fraunhofer-Linien. Intensitätsverteilung im „wahren“ kontinuierlichen Spektrum; F? und I?(o) in erg/cm2 sek. Vergleich mit dem schwarzen Körper von Te= 5713° 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. Abweichungen vom Planckschen Strahlungsgesetz.- 18. Visuelle, photographische und bolometrische Helligkeit der Sterne. Farbenindizes. Absolute Helligkeit.- 19. Sterndurchmesser. Russell-Herxzsprung-Diagramm. Riesen- und Zwergsterne. Vorläufiges über spektroskopische Parallaxen.- 20. Die Massen der Sterne. Eddingtons Masse-Leuchtkraft-Beziehung. Schwerebeschleunigung an den Sternoberflächen.- IV. Kapitel: Thermische Ionisation und Anregung.- 21. Anregung und Ionisation der Atome bei thermischem Gleichgewicht. Boltzmannsche und Sahasche Formel.- 22. Zahlenmäßige Auswertung der SAHASchen Formel. Ionisations- und Anregungsspannungen. Statistische Gewichte.- 23. Experimentelle Prüfung der Sahaschen Formel. Anwendung auf Sternatmosphären nach Saha, Fowler und Milne.- 24. Ionisation von Gemischen mehrerer Elemente. Verhältnis von Elektronendruck Pe zu Gasdruck P g. Effektives Molekulargewicht.- 25. Kinetische Deutung der Sahaschen Formel. Abweichungen vom thermischen Gleichgewicht.- Zweiter Teil Kontinuierliches Spektrum und Aufbau einer Sternatmosphäre.- V. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht und kontinuierliches Spektrum der Sternatmosphären.- 26. Strömungs- und Kontinuitätsgleichung der Strahlung.- 27. Anwendung der Theorie des Strahlungsgleichgewichtes auf die Gesamtstrahlung. Randverdunkelung der Sonne. Einführung des Temperaturbegriffes.- 28. Zusammenhang von Strahlungsintensität I(?, ?), Strahlungsstrom ?F(?) und Ergiebigkeit J(?).- 29. Weitere Näherungsmethoden zur Lösung der Differentialgleichung des Strahlungsgleichgewichtes.- 30. Die Schwarzschild-Milnesche Integralgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Untersuchungen von E. Hopf über deren strenge Lösung. Zweite Näherung.- 31. Mitte-Rand-Kontrast in Abhängigkeit von ?. Energieverteilung im kontinuierlichen Sonnenspektrum. Wellenlängenabhängigkeit des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten in der Sonnenatmosphäre.- 32. Einfluß der Absorptionslinien auf das kontinuierliche Sonnenspektrum.- VI. Kapitel: Kontinuierlicher Absorptionskoeffizient und Energieverteilung in den kontinuierlichen Spektren der Sterne.- 33. Der RossELANDsche Mittelwert ? (Opazitätskoeffizient) des Absorptionskoeffizienten ? v.- 34. Theorie des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten. Streuung an freien Elektronen.- 35. Genauere Berechnungen des Absorptionskoeffizienten für einzelne Kanten. Experimentelle Prüfungen der Theorie.- 36. Energieverteilung in den kontinuierlichen Sternspektren. Intensitätsprung an der Grenze der Balmerserie ? 3647 Abweichungen vom schwarzen Körper. Farbtemperatur und effektive Temperatur der Sterne.- 37. Historische und kritische Bemerkungen zur Theorie des kontinuierlichen Absorptionskoeffizienten und der kontinuierlichen Sternspektren. Literatur.- VII. Kapitel: Der Aufbau der Sternatmosphären.- 38. Gasdruck und Strahlungsdruck.- 39. Genaue Berechnung der Druck- und Temperaturschichtung einiger Sternatmosphären.- Dritter Teil Physikalische Grundlagen der Theorie der FRAUNHOFER-Linien.- VIII. Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer-Linien. I.Teil: Klassische Theorie.- 40. Elektronentheorie (H. A. Lorentz). Absorption, Emission und Dispersion des harmonischen Oszillators. Gesamtabsorption.- 41. Strahlungsdämpfung und Stoßdämpfung.- 42. Lichtstreuung an freien und gebundenen Elektronen. Thomson-Streuung bzw. Rayleigh- und Resonanzstreuung.- 43. Dopplereffekt.- 44. Dopplereffekt und Dämpfung.- IX. Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer-Linien. 2. Teil: Quantentheorie.- 45. Die Übergangswahrscheinlichkeiten AnmBmn und Bnm(Einstein). Mittlere Lebensdauer angeregter Zustände. Oszillatorenstärken.- 46. Quantentheorie der Strahlungsdämpfung.- 47. Quantentheorie der Stoßdämpfung und Druckverbreiterung.- 48. Quantenmechanische Berechnung von Übergangswahrscheinlichkeiten und Oszillatorenstärken.- 49. Der f-Summensatz von Kuhn, Thomas und Reiche; seine Verallgemeinerungen und seine Gültigkeitsgrenzen.- 50. Übergangswahrscheinlichkeiten von Multiplettkomponenten. Burger- Dorgelosche Summenregel.- X.Kapitel: Physikalische Grundlagen der Theorie der Fraunhofer- Linien. 3.Teil: Experimentelle Prüfung der Theorie und Messung von Übergangswahrscheinlichkeiten usw.- 51. Messung von Oszillatorenstärken mit Hilfe der Dispersion in der Nähe der Linien.- 52. Bestimmung der Oszillatorenstärke f aus der Absorption optisch dünner Schichten.- 53. Messung von f ? mit Hilfe der Absorption „dicker“ Schichten. Berechnung von f und ?. Prüfung der Quantentheorie der Strahlungsdämpfung. Messung der Gesamtabsorption.- 54. Intensitätsmessungen an Emissionslinien. Selbstumkehr.- 55. Direkte Messung der Lebensdauer angeregter Zustände. Abklingleuchten. Resonanzfluoreszenz.- 56. Ergebnisse einiger experimenteller Untersuchungen über Stoßdämpfung und Druckverbreiterung.- 57. Zusammenstellung astrophysikahsch wichtiger Bestimmungen von Oszillatorenstärken usw. Möglichkeiten zur Messung von Übergangswahrscheinlichkeiten für Quantensprünge zwischen angeregten Atomzuständen.- Vierter Teil Messung und Deutung der Intensitätsverteilung in den Fraunhofer-Linien.- XI. Kapitel: Messung der Konturen und Gesamtabsorptionen von Fraunhofer-Linien.- 58. Der Spektrograph: Trennungsvermögen; Entzerrungsfragen; Gittergeister; Streuücht.- 59. Die photographische Platte.- 60. Standardisierung der Platten. Schwärzungskurve.- 61. Mikrophotometer. Reduktion der Photometerkurven.- 62. Messung der Gesamtabsorption. Abgekürzte Methoden zur Messung schwacher Linien. Schätzungsskalen.- XII. Kapitel: Strahlungsgleichgewicht und Fraunhofer-Linien.- 63. Die Schwarzschildsche Differentialgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Strahlungsintensität und Strahlungsstrom.- 64. Das Schuster-Schwarzschild-Modell einer Sternatmosphäre für reine Streuung und reine Absorption.- 65. Das Milne-Eddington-Modell einer Sternatmosphäre. (Kombination von Streuung und Absorption.).- 66. Vergleich von Schuster-Schwarzschild- und Milne-Eddington-Modell. Allgemeinere Ansätze von Eddington, TEN Bruggencate und Pannekoek.- 67. Die ScHWARZSCHiLDsche Integralgleichung des Strahlungsgleichgewichtes. Berechnung der Intensität der Linienflügel für eine beliebig geschichtete Atmosphäre.- 68. Berechnung
