By Roger J. Tayler
VII übernommen habe. Mein eigenes Interesse für Galaxien ist vor allem in Diskussionen mit Donald Lynden-Bell, Bernard Pagel und Martin Rees geweckt worden. Ich will meinen Dank gegenüber Douglas Meyer bekunden, der wiederum die Diagramme gezeichnet hat, und gegenüber Frau Peggy Nixon für das sorgfältige Schreiben des Manuskripts. Ebenso bin ich wiederum meinem Mitarbeiter Alan Everest zu Dank verpflichtet, der zahlreiche Vorschläge zum textual content gemacht hat. Ich widme dieses Buch in Respekt und Bewunderung Herrn Professor Jan H. Oort, der nun schon seit über 50 Jahren fundamentale Beiträge zur Aufklärung der galaktischen Struktur geliefert hat. Lewes, im Februar 1978 R. ]. Tayler Vorwort zur deutschen übersetzung Obgleich zu den in diesem Buch behandelten Themen in den letzten 6 Jahren eine Fülle von Einzelarbeiten in der Literatur erschienen sind, wurde davon abgesehen, den textual content im Rahmen der übersetzung zu über arbeiten, weil die Diskussion einzelner hier behandelter Fragestellungen in vollem Gange ist und gesicherte Endergebnisse noch keineswegs vor liegen. Es würde aber der Absicht dieses Buches, das eine allgemein verständliche Einführung in die Thematik geben will, widersprechen, wenn neuere, zum Teil kontroverse Einzelarbeiten besonders hervor gehoben würden. Der einzige größere Eingriff in die Textgestaltung, der vorgenommen wurde, betrifft das Kapitel4 "Stellardynamik", das geteilt wurde und sich jetzt teilweise im Anhang 2 befindet. Ferner wurde ein Teil der Abbildungen überarbeitet bzw. neu gestaltet. Tübingen, im Mai 1985 M.
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2-19) Setzt man GI. (2-18) und GI. (2-19) in GI. (2-16) und GI. (2-17) ein, so folgt 1 dw . ~) w dcos 2 l-wd Ro (dW) =_lR 2 0 d- W Ro (dw) ] d . dcos21-[w+1R 2 0 d- W Ro (2-21) Die Bestimmung der Oortschen Konstanten 41 Die GIn. (2-20) und (2-21) werden gewöhnlich in der Form = Ad sin 2/, (2-22) VT =Ad cos21 + B (2-23) VR geschrieben, wobei A und B als die Oortschen Konstanten der galaktischen Rotation bezeichnet werden. a. durch die lokale Rotationsgeschwindigkeit und deren Ableitung ausgedrückt.
Die Hauptreihensterne gewinnen die Energie, die sie abstrahlen, aus Kernreaktionen in ihrem Zentralbereich, bei denen Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. e/! 0,0 -2,0 -1,0 -0,5 0,0 0,5 1,0 loglM5 lMo ) - Bild 2-1 Die Masse-Leuchtkraft-Beziehung für sonnennahe Hauptreihensterne. Aufgetragen ist der Logarithmus der Leuchtkraft gegen den Logarithmus der Masse. Die Masse-Leuchtkraft-Beziehung und das Alter der Sterne 29 Tabelle 2-2 Ungefähre Hauptreihen-Lebensdauer (in Jahren) für Sterne verschiedener Masse.
Man würde kaum brauchbare Ergebnisse erhalten, wenn man von den Eigenschaften einer kleinen Spiralgalaxie auf die eines elliptischen Riesensystems schließen wollte. Die am häufigsten verwendeten Entfernungsindikatoren sind die hellsten Sterne einer Galaxie (oder besser noch der Mittelwert aus den drei hellsten blauen Sternen, der selbst vom Typ der Galaxie abhängig ist, oder der hellsten roten Sterne) und die H 11 -Regionen. Letztere gelten als recht gute Entfernungsindikatoren bis zu Entfernungen von etwa 25 Mpc.