Inhaltszusammenfassung:
Die Häufigkeitsschichtung in den Atmosphären heisser Weisser Zwerge wird nach der gängigen Vorstellung durch Diffusionsprozesse und radiativen Auftrieb bestimmt, wenn keine konkurrierenden Prozesse wie Massenverlust oder Konvektion stattfinden. Zur Berechnung der sich einstellenden Gleichgewichtshäufigkeiten hat Dreizler (1999)Modellatmosphären vorgestellt, die das Sternatmosphärenproblem und den Gleichgewichtsansatz (Chayer et al., 1995a,b) selbstkonsistent lösen. Mit solchen Modellen wurden in der vorliegenden Arbeit Beobachtungen von 26 heissen wasserstoffreichen Weissen Zwergsternen im extrem-ultravioletten Spektralbereich analysiert. Es gelang eine Reproduzierung der Beobachtungen. Die Modelle erlauben zwar eine sehr genaue (0.05 dex) relative Bestimmung der Oberflächenschwerebeschleunigung, möglicherweise jedoch mit einer systematischen Verschiebung. Einen absoluten Anschluss erlauben hier nur optische Spektren, auf die die durch Strahlungsauftrieb in der Atmosphäre gehaltenen Metalle kaum Einfluss haben. Neben einer Überprüfung der Parameter aus der EUV-Analyse anhand optischer Spektren wurde ein Vergleich der Gleichgewichtshäufigkeiten mit den in UV-Spektren beobachteten Häufigkeiten durchgeführt.
Die Vorhersagekraft der neuen Diffusionsmodelle zeigt, dass die Vorstellungen über das Zusammenspiel von gravitativem Absinken und radiativem Auftrieb, die in die Modelle einfließen, im wesentlichen korrekt sind und die tatsächlichen Verhältnisse in den betrachteten Sternatmosphären gut beschreiben. Den Modellen ist also eine Aussagefähigkeit darüber zuzuschreiben, wie die tatsächlichen Häufigkeitsschichtungen in den Programmsternen aussehen.
Trotz des Erfolgs der chemisch geschichteten, selbstkonsistent gelösten Atmosphärenmodelle sind aber noch einige Verbesserungen an den Modellen notwendig, bevor sie standardmäßig als verläßliche Analysewerkzeuge eingesetzt werden.
stellar astonomy , model atmosphere , white dwarf , diffusion , equilibrium abundances