Hertzsprung-Russell-Diagramm – Klassifizierung von Sternen

Hallo, ich bin Numcy und heute erzähle ich euch etwas über die atemberaubenden Vorgänge der Physik. Dieser Beitrag ist über das Hertzsprung-Russell-Diagramm, kurz HRD. In den folgenden Minuten erkläre ich dir, wie es entstanden ist, wie es aufgebaut ist und welche Funktion es hat. Dazu werden wir uns im weiteren mit der Sternenentwicklung beschäftigen. Benannt wurde das Diagramm nach seinen Entdeckern. Dabei handelt es sich um den dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung und seinen amerikanischen Kollegen Henry Norris Russell. Bereits im Jahre 1910 hatte der Astronom Rosenberg erstmals ein Farbenhelligkeitsdiagramm für die Plejaden aufgestellt. Als Hertzsprung versuchte, die absolute Helligkeit von Sternen in Zusammenhang zu bringen mit ihren Spektralklassen, erlebte er eine Überraschung. Er konnte im Allgemeinen feststellen, das rötliche Sterne weniger hell waren, als blaue. Jedoch bei einigen Sternen stellte er fest, dass sie sich trotz gleicher Farbe in ihrer Helligkeit dramatisch unterscheiden. Hertzsprung selbst beschrieb das zwar in Worten, allerdings zeichnete er das nach ihm benannte Diagramm nicht selbst. Dies tat unabhängig von ihm der amerikanische Astronom Henry Norris Russell. Denn auch er suchte nach dem Zusammenhang von Farbe und Helligkeit eines Sternes. Russell entwickelte aufgrund seiner Beobachtungen eine Theorie zur Sternenentwicklung, die er allerdings später noch einmal korrigieren musste. Aber betrachten wir nun erst einmal, wie das HRD aufgebaut ist und was es aussagt. Auf der rechten Seite siehst du die absolute Größe. Dies hat nichts mit der räumlichen Ausdehnung eines Sternes zu tun, sondern ist das Maß für seine Helligkeit. Auf den senkrechten Achsen des Diagramms wird die Helligkeit der Sterne angegeben. Die Einheit für die Helligkeit von Sternen ist Magnetudo.Sie wird mit einem hochgestellen m abgekürzt. Außerdem ist zu beachten, dass ein positiver Zahlenwert auf eine geringe Leuchtkraft hindeutet, während der negative Bereich eine große Leuchtkraft angibt. Auf der linken Seite wird die Helligkeit im Vergleich zur Leuchtkraft der Sonne angegeben. Auf der waagrechten Achse erkennst du die Temperatur für den jeweiligen Farbbereich. Dabei ist zu erkennen, dass Sterne mit einem rötlichen Erscheinungsbild eine geringere Oberflächentemperatur aufweisen und Sterne, die ein bläuliches Leuchten zeigen, eine sehr hohe Oberflächentemperatur haben. Ebenfalls auf der waagrechten Achse wird der Spektraltyp angegeben. Die Spektraltypen beschreiben den Zusammenhang zwischen Farbe und Temperatur, die sogenannte Farbtemperatur eines Sternes. 7 Grundklassen werden im vereinfachten HRD unterschieden: Sterne des Spektraltyps O finden wir auf der linken Seite. Sie haben ein bläuliches Erscheinungsbild und eine Oberflächentemperatur zwischen 30-50000°. Der Spektraltyp B erscheint bläulich-weiß und weist eine Oberflächentemperatur von 10-30000° auf. Sterne vom Typ A sind weiß, sie haben Oberflächentemperaturen zwischen 7500° und 10000°. Die Spektralklasse F ist gelb-weißlich bei Oberflächentemperaturen von 6000°-7500°. Ein deutliches Gelb erkennt man bei den Sternen des Typs G. Ihre Oberfläche hat eine Temperatur zwischen 5000° und 6000 °C. Der Spektraltyp K gibt einem Stern ein deutlich oranges Erscheinungsbild, seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 3500° und 5000°. Mit vergleichsweise moderaten 2000°-3500° Oberflächentemperatur warten Himmelskörper vom Typ M auf. Ihr Erscheinungsbild ist orange-rötlich. Die Spektraltypen im blauen Bereich auf der linken Seite werden als die frühen Spektraltypen bezeichnet. Dies geht darauf zurück, dass man noch zu Beginn des 20. Jahrhunderts fälschlicherweise der Ansicht war, Sterne würden ihr Dasein im heißen blauen Bereich beginnen und sich später abkühlen, sodass sie dann einen Spektraltyp im Bereich K oder M erreichen. Folglich werden diese als die späten Spektraltypen bezeichnet. Ferner gibt der Spektraltyp Aufschluss über die Lebenserwartung eines Sternes. So wissen wir heute, dass Sterne im blauen Bereich des Spektrums schon nach 10 Millionen Jahren ihren Brennstoffvorrat aufgebraucht haben, während ein Stern am rötlichen Ende des Spektrums einige 100 Milliarden Jahre existieren kann. Um einen verständlichen Vergleichswert zu haben, betrachten wir zunächst einmal, wo die Sonne ihren Platz im HRD hat. Die absolute Größe unseres Zentralgestirns liegt bei 4,87m. Dies entspricht somit logischerweise einer Sonnenleuchtkraft von 1. Die Oberflächentemperatur liegt bei etwa 6000°. Wir erkennen, dass die Sonne im Bereich des Spektraltyps G. liegt. Die Zahl gibt die genaue Lage in diesem Bereich an. Unsere Sonne ist also ein Stern vom Spektraltyp G2. Wir wir an Lage- und Zahlenwerten schon erkennen können, ist die Sonne also eher ein leuchtschwacher Stern. Deshalb nennt man Sterne dieses Typs auch gelbe Zwerge. Wenn wir nun allerdings die Sterne in der näheren Umgebung im Vergleich zur Sonne betrachten, so stellen wir fest, dass sie noch kleiner und noch leuchtschwacher sind. Sie erscheinen daher rechts unten im HRD und werden als rote Zwerge bezeichnet. Betrachten wir nun die Sterne in größerer Entfernung, ergibt sich ein deutlich erkennbares Band im HRD, das bis nach links oben führt. Da in diesem Bereich die meisten Sterne zu finden sind, bezeichnet man es als Hauptreihe. Eine ebenfalls auffällige Häufung gibt es bei Sternen mit Spektraltypen im späten also roten Bereich. Sie unterscheiden sich von den Hauptreihensternen allerdings durch eine erheblich größere Leuchtkraft. Wie man heute weiß, handelt es sich dabei um die sogenannten roten Riesen. Dies sind Sterne, die in ihrer Entwicklung sehr weit fortgeschritten sind und die Hauptreihe bereits verlassen haben. Je weniger Brennstoff ihnen zur Verfügung steht, desto größer werden sie. Dadurch verringert sich zwar ihre Oberflächentemperatur, jedoch wird die leuchtende Fläche größer, sodass sie deutlich heller sind, als die Hauptreihensterne des gleichen Spektraltyps. Viele dieser roten Riesen brechen am Ende ihres Daseins mehr oder weniger friedlich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen und werden zu sogenannten weißen Zwergen. Diese weißen Zwerge haben zwar eine große Oberflächentemperatur, allerdings sind sie so klein und kompakt, dass sie nicht besonders leuchtstark sind. Oberhalb der roten Riesen finden sich die Giganten des Weltalls. Es sind Sterne, die die Hauptreihe am Ende ihrer Entwicklung bereits verlassen haben und deren Brennstoffvorrat zur Neige geht. Sie besitzen überdurchschnittlich große Massen und infolgedessen auch eine überdurchschnittlich große räumliche Ausdehnung. Diese Sterne weisen aufgrund ihrer großen Oberfläche und ihrer verhältnismäßig hohen Oberflächentemperatur eine enorme Helligkeit auf. Wenn sie am Ende ihres Brennstoffvorrats unter ihrer eigenen Masse zusammenbrechen, kommt es meist zu einem Supernova-Ausbruch. In dessen Folge entsteht häufig ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch, das sich in Folge fehlender Abstrahlung nicht mehr ins HRD einpassen lässt. Bei unserer Sonne müssen wir uns da allerdings keine Gedanken machen. Zum Einen ist sie zu klein für einen Supernova-Ausbruch und zum Zweiten hat sie die Hauptreihe noch nicht verlassen. Und um kenntlich zu machen, wo in der Sternenentwicklung sich ein Stern befindet, hängt man noch eine lateinische Zahl an den Spektraltypen hinten dran. Im Falle unserer Sonne als Hauptreihenstern ist das die V. Und ein weiterer Bereich fiel den Astronomen bei der Auswertung des HRD auf. Es handelt sich dabei um die sogenannte Hertzsprung-Lücke, die zwischen der Hauptreihe und dem Riesenast liegt. An dieser Stelle ließen sich auffällig wenige Sterne einordnen, da das Spektrum eines Sternes in seiner Entwicklung diesen Bereich so gut wie nie durchläuft. Fassen wir die wichtigsten Dinge noch einmal zusammen. Das HRD stellt den Zusammenhang zwischen Temperatur und Farbe eines Sterns dar und setzt sie in Beziehung zu seiner Leuchtkraft. Dadurch kann man auf die Masse und das Alter eines Sternes schließen. Die Sterne auf der Hauptreihe befinden sich in der stabilsten und längsten Phase ihrer Entwicklung. Die roten Zwerge im Bereich K und M werden in einigen Milliarden bis einigen 100 Milliarden Jahren langsam ausglühen und erlöschen. Dies konnte allerdings aufgrund der großen Lebenserwartung noch nie beobachtet werden. Gelbe Sterne wie unsere Sonne entwickeln sich nach ein paar Milliarden Jahren zum roten Riesen. Diese Sterne sind leuchtstark durch ihre große Oberfläche, allerdings dadurch auch relativ kühl. Die meisten roten Riesen brechen schließlich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen und werden zu weißen Zwergen. Diese weißen Zwergsterne sind dann sehr kompakt und durch ihre geringe Oberfläche auch nicht besonders leuchtmächtig, aber dafür verhältnismäßig heiß. Hauptreihensterne der frühen Spektraltypen O und B werden zu Überriesen und explodieren schließlich in einer Supernova. Die daraus resultierenden Neutronensterne oder schwarzen Löcher lassen sich nicht mehr im HRD erfassen. Danke fürs Zuhören und bis bald, dein Numcy.