Hertzsprung-Russel-Diagramm


Zu den wichtigsten Merkmalen eines Sterns gehören seine Temperatur und seine absolute Helligkeit. Die Temperatur hängt direkt mit der Farbe des Sterns zusammen, und diese mit der Spektralklasse , die sich aus den Linien des Spektrums ergibt. Die absolute Helligkeit eines Sterns gibt an, wie viel Energie er tatsächlich abgibt. Diese Größe kann man nur berechnen, wenn man die Entfernung des Sterns kennt.

Kurz: Im HRD werden Leuchtkraft (absolute Helligkeit) und Spektraltyp (Oberflächentemperatur) kombiniert.


Der dänische Astronom E. Hertzsprung und der amerikanische Astronom H.N. Russel haben diese Beziehung im ersten Jahrzehnt des 20. Jahrhunderts erkannt. Hertzsprung und Russel beschäftigten sich unabhängig voneinander damit, die Eigenschaften der Sterne grafisch aufzubereiten. Dazu trugen sie auf der einen Achse die Leuchtkraft der Sterne und auf der anderen Spektraltyp auf. Diese Darstellungen machten bislang unvermutete Muster in den Eigenschaften der Sterne deutlich und führten schließlich zur Entschlüsselung der rätselhaften stellaren Lebenszyklen. Das HR-Diagramm wird auch als Oberflächentemperatur-Leuchtkraft Diagramm bereichnet. Die Art von Zeichnungen, die Hertzsprung und Russel angefertigt hatten, wird heute als Hertzsprung-Russel-Diagramm (HR-Diagramm oder HRD) bezeichnet. Solche Diagramme wurden bald zu einem der wichtigsten Werkzeuge der astronomischen Forschung und sind bis heute für die Untersuchung von größter Bedeutung.


Quelle: . Wikipedia

Charakteristische Bereiche

Hauptreihe

Hauptartikel: Hauptreihe

Das Diagramm zeigt die meisten Sterne in der Gegend der so genannten Hauptreihe (main sequence oder Zwergenast), die sich von den O-Sternen mit einer absoluten Helligkeit von circa Magnitude −6 bis zu den M-Sternen mit einer absoluten Helligkeit von Magnitude 9–16 hinzieht. Die Sterne der Hauptreihe bilden die Leuchtkraftklasse V.

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G2. Weitere Beispiele für Hauptreihensterne sind Wega (A0) und Sirius (A1).

Riesenast

Die Sterne eines zweiten deutlichen Astes fallen in die Spektralklassen G0 bis M und haben eine absolute Helligkeit von Magnitude 0. Im Vergleich zu Sternen der Hauptreihe mit gleicher Spektralklasse (und damit gleicher Temperatur und Flächenhelligkeit) besitzen sie eine größere absolute Helligkeit und damit eine größere leuchtende Oberfläche. Sie haben also einen größeren Durchmesser als Hauptreihensterne, werden daher als (normale) Riesensterne (giants) eingestuft und bilden den sogenannten Riesenast und die Leuchtkraftklasse III.

Sonstige Bereiche

Zwischen der Hauptreihe und dem Riesenast finden sich die selteneren Unterriesen mit der Leuchtkraftklasse IV. Ihr Durchmesser liegt zwischen dem der Sterne der Hauptreihe und dem der Riesensterne.

Im Bereich der Spektralklassen A5 bis G0, links oberhalb der Hauptreihe, liegt die sogenannte Hertzsprung-Lücke (auf der Illustration nicht eingezeichnet), ein Gebiet mit auffällig wenigen Sternen. Sie erklärt sich dadurch, dass massereiche Sterne lediglich eine sehr kurze Zeit benötigen, um sich zu Riesen zu entwickeln und damit relativ schnell im Riesenast aufgehen. Daher erscheint der Bereich der Hertzsprung-Lücke relativ leer.

Neben der dicht besetzten Hauptreihe und dem Riesenast gibt es noch die Bereiche der hellen Riesen (bright giants) mit der Leuchtkraftklasse II sowie der Überriesen (supergiants) mit der Leuchtkraftklasse I. Diese Bereiche sind relativ dünn aber gleichmäßig besetzt.

Unterhalb der Hauptgruppe finden sich die Bereiche der Unterzwerge mit einer etwa um 1–3 geringeren Magnitude, sowie die isoliert im Bereich der Spektralklassen B bis G liegende Gruppe der weißen Zwerge mit einer um etwa 8–12 geringeren Magnitude als die Sterne der Hauptgruppe und einem sehr geringen Durchmesser.

Um einen Stern in ein typisches HR-Diagramm einzutragen, müssen nur 2 Dinge bekannt sein: seine Leuchtkraft und sein Spektraltyp.

Da das Hertzsprung-Russell-Diagramm bestimmte Sterntypen definiert und mit ihrer absoluten Helligkeit in Bezug setzt, eignet es sich auch hervorragend zur Bestimmung von Entfernungen. Wenn man den Typ eines Sterns kennt, dann kann man daraus die absolute Helligkeit ableiten und durch Vergleich mit der relativen Helligkeit wiederum den Abstand von der Erde berechnen.

Deutung

Die Konzentration der Sterne auf die verschiedenen Gruppen lässt sich aus der Theorie der Sternentwicklung erklären. Die Entwicklungszustände der Sterne sind voneinander mehr oder weniger klar abgegrenzt und finden sich an ganz bestimmten Stellen des HRD wieder. Im Laufe der Zeit ändern sich die beiden Zustandsgrößen der Effektivtemperatur und der Leuchtkraft eines Sterns in Abhängigkeit von den nuklearen Vorgängen in seinem Inneren, so dass jeder Stern einen gewissen Entwicklungsweg durch das HRD durchläuft. Dies geschieht mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Entwicklungszustände, die lange Zeit anhalten, sind dementsprechend häufiger zu beobachten (z. B. in der Hauptreihe) als schnelle, nur kurz anhaltende Entwicklungsstufen (z. B. im Bereich der Hertzsprung-Lücke). Jenseits von Effektivtemperaturen von etwa 3000–5000 Kelvin finden sich im HRD keine Sterne mehr, weil hier der Bereich der Protosterne liegt, welche eine sehr hohe Entwicklungsgeschwindigkeit haben. Diese nahezu senkrecht verlaufende „Linie“ wird Hayashi-Linie genannt.

Da der Spektraltyp grob mit der Temperatur des Sterns zusammenhängt, kann man das HRD als Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm interpretieren.

Statt des Spektraltyps kann man auch den Farbindex der Sterne auftragen, der ebenfalls ein Maß für ihre Temperatur ist. Ist die Entfernung einer Sternengruppe oder eines Sternhaufens nicht bekannt, kann man auch die scheinbare Helligkeit benutzen, die sich für alle Mitglieder um den gleichen Faktor von der absoluten Helligkeit unterscheidet

Quelle Wikipedia

Grafik und Text mit freundlicher Genehmigung Dr. Reinhard Freund http://www.drfreund.net

 

Überraschenderweise sind die Sterne in diesem Diagramm nicht gleichmäßig verteilt. Zunächst einmal fällt ein ausgeprägter diagonaler Ast von den blauen Riesensternen zu den roten Zwergen auf. In dieser Hauptreihe liegen alle Sterne, die sich im Stadium der ruhigen Wasserstoff-Fusion befinden. Etwa in der Mitte zweigt ein weiterer Ast zu den roten Riesen ab. Dort befinden sich alte Sterne, die bereits in die Phase des Helium-Brennens übergegangen sind. Auf einer isolierten Insel liegen die weißen Zwerge, die ihr Leben praktisch abgeschlossen haben.
Aus dieser Beschreibung geht bereits hervor, dass ein Stern nicht ewig auf einer festen Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm bleibt, sondern verschiedene Entwicklungsstadien durchläuft
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Die Entwicklung unserer Sonne im HRD

Auf der Darstellung links ist der Weg der Sonne im Hertzsprung-Russell-Diagramm eingetragen. Zur Zeit befindet sich die Sonne noch auf der Hauptreihe, doch in ca. 5 Milliarden Jahren wird der Wasserstoff in Ihrem Kern verbraucht sein. Dann wird die Helium-Fusion einsetzen und die Sonne wird in den Ast der Roten Riesen einschwenken. Wenn auch das Helium zu Ende geht, wird die Sonne in einem letzten Ausbruch ihre äussere Hülle abstoßen und zurück bleibt ein weißer Zwerg.
Da das Hertzsprung-Russell-Diagramm bestimmte Sterntypen definiert und mit ihrer absoluten Helligkeit in Bezug setzt, eignet es sich auch hervorragend zur Bestimmung von Entfernungen. Wenn man den Typ eines Sterns kennt, dann kann man daraus die absolute Helligkeit ableiten und durch Vergleich mit der relativen Helligkeit wiederum den Abstand von der Erde berechnen
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