Hertzsprung-Russell-Diagramm

Hertzsprung-Russell-Diagramm

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm, kurz HRD, wurde 1913 von Henry Norris Russell entwickelt und baut auf Arbeiten von Ejnar Hertzsprung auf. Es zeigt grob die Entwicklungsverteilung der Sterne. Wird dazu der Spektraltyp gegen die absolute Helligkeit aufgetragen, erhält man bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen charakteristische linienartige Häufungen.[1]

Inhaltsverzeichnis

Charakteristische Bereiche

Hauptreihe

Hauptartikel Hauptreihe

Das Diagramm zeigt die meisten Sterne in der Gegend der so genannten Hauptreihe (main sequence oder auch Zwergenast), die sich von den O-Sternen mit einer absoluten Helligkeit von ca. 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.

Deutung

Vereinfachte Darstellung eines Hertzsprung-Russell-Diagramms

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 auch als Temperatur-Leuchtkraft-Diagramm interpretieren.

Statt des Spektraltyps kann man auch den Farbindex der Sterne auftragen, der ebenfalls ein Maß für ihre Temperatur ist. Kennt man die Entfernung einer Sternengruppe oder eines Sternhaufens nicht, kann man auch die scheinbare Helligkeit benutzen, die sich für alle Mitglieder um den gleichen Faktor von der absoluten Helligkeit unterscheidet. Statt des HRD erhält man so das Farben-Helligkeits-Diagramm. Beide Diagramme übereinander gelegt ergeben die Entfernung eines Sternhaufens.

Siehe auch

 Commons: Hertzsprung-Russell-Diagramm – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

Einzelnachweise

  1. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm und das Maß der Sterne, von K.S. de Boer, Sternwarte, Univ. Bonn

Weblinks


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