Das Hertzsprung - Russell Diagramm

Je größer also die absolute Helligkeit, desto kleiner ist die Zahl der absoluten Helligkeit. Je geringer die absolute Helligkeit, desto größer ist die Zahl. Auf der Erde sieht man nur Sterne mit einer absoluten Helligkeit kleiner als 6.

1.2    Spektralklassen
Die Spektralklasse, auch Spektraltyp genannt, ist in der Astronomie eine Klassifikation der Sterne nach dem Aussehen ihres Lichtspektrums. Folgende Tabelle zeigt den Zusammenhang zwischen Spektralklasse, Farbe und Temperatur.

• Klasse / Farbe / Temperatur in [K] / Beispiel
• O / blau / 28000 - 50000 / mittlerer Gürtelstern Orion
• B / blau-weiß / 9900 - 28000 / Rigel, Spica
• A / weiß / 7400 - 9900 / Wega, Sirius
• F / weiß-gelb / 6000 - 7400 / Procyon
• G / gelb / 4900 - 6000 / Capella, Sonne
• K / orange / 3500 - 4900 / Arktur, Aldebaran
• M / rotorange / 2000 - 3500 / Beteigeuze, Antares
• R / rotorange / 3500 - 5400 / - -
• S / rotorange / 2000 - 3500 / - -
• N / rot / 1900 - 3500 / - -

Als Merksatz für die Spektralklassen dient:

Oh be a fine girl kiss me right now (Spektralklasse S nicht berücksichtigt)

1.3    Entfernungsbestimmung eines Sterns
Eine wichtige Voraussetzung für die Ermittlung der absoluten Helligkeit ist die Bestimmung der Entfernung des Sterns. Diese wird durch die parallaktische Bewegung eines nahen Sterns vor dem Himmelshintergrund über trigonometrische Verfahren berechnet.  Erst durch die Bestimmung der Entfernung ist ein Vergleich mit der Helligkeit anderer Sterne möglich. Die Helligkeit wird auf 10 parsec umgerechnet, was 32,6 Lichtjahren entspricht, und wird als absolute Helligkeit bezeichnet (siehe 1.1).

2. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) wurde Ende des 19. Jahrhunderts und am Anfang des 20 Jahrhunderts von den zwei Astronomen Ejnar Hertzsprung (1873-1967), ein Däne, und Henry Norris Russell (1877-1957), ein Amerikaner, unabhängig voneinander entwickelt. Zu dieser Zeit war von vielen Sternen die absolute Helligkeit und der Spektraltyp bestimmt worden. Beide trugen ihre Ergebnisse in ein Diagramm ein. Das Ergebnis davon nennt man HRD. Man erkennt deutlich, dass es im Diagramm bestimmte Abteilungen gibt: die Hauptreihe, Weiße Zwerge, Riesen und Überriesen.

2.1    Die Hauptreihe
In der Hauptreihe befinden sich die meisten Sterne. Sie zieht sich wie eine Diagonale von  links oben bis nach rechts unten durch. Oben links befinden sich die Sterne mit hoher absoluter Helligkeit und Temperatur und unten rechts findet man die Sterne mit niedriger Temperatur und geringer absoluter Helligkeit. Auch unsere Sonne findet sich in der Hauptreihe wieder. Sie ist ein G2-Stern mit einer Oberflächentemperatur von 5800K. Oben links befinden sich die blau-weißen Sterne, in der Mitte die gelben Zwerge, zu welchen auch unsere Sonne gehört. Ganz unten rechts befinden sich die roten Zwerge. Daraus ergibt sich, je heißer ein Stern ist, desto bläulicher leuchtet er, und je kälter er ist, desto rötlicher leuchtet er.

Hauptreihensterne werden auch als Zwerge bezeichnet.

WICHTIG: Die angegebene Temperatur des Sterns bezieht sich nur auf die Sternoberfläche und nicht auf das Innere des Sterns. Diese kann nur durch Berechnungen ermittelt werden.

2.2 Weiße Zwerge
Weiße Zwerge liegen unten links im HRD. Sie haben eine hohe Oberflächentemperatur, aber sie besitzen nur eine niedrige absolute Helligkeit, welche nur ein zehntausendstel der üblichen absoluten Helligkeit eines Hauptreihensternes gleicher Spektralklasse entspricht. Erklären lässt sich das dadurch, dass diese Sterne eine extrem kleine Oberfläche und damit einen sehr kleinen Radius haben müssen. Aus aktuellen Schätzungen geht heraus, dass 10% aller Sterne Weiße Zwerge sein müssen. Beispiele für Weiße Zwerge sind Sirius B und Prokyon B.

2.3     Riesensterne
Rechts oberhalb der Hauptsternreihe befinden sich die Riesensterne.

Riesensterne haben die gleiche Temperatur wie ein entsprechender Hauptreihenstern, aber eine größere absolute Helligkeit. Diese ist dadurch bedingt, dass diese Sterne einen größeren Radius haben als andere Sterne.

Es gibt 5 Riesenarten:

• Unterriesen: Diese befinden sich zwischen Hauptreihe und dem Riesenast (im Diagramm nicht dargestellt).
• Riesen: Diese Klasse von Sternen bildet den Riesenast.
• Helle Riesen: befinden sich im HRD zwischen den Riesen und den Überriesen (im Diagramm nicht dargestellt).
• Überriesen: haben einen noch größeren Radius als alle anderen bisher genannten Riesen.
• Hyperriesen: Sind die größten Riesen. Diese finden sich oberhalb der Überriesen (sind im Diagramm nicht dargestellt).

Diese Riesenarten kann man noch weiter unterteilen in rote, blaue oder weiße Riesen.

Als Beispiel hierfür soll noch der größte bisher bekannte Stern genannt werden: VY Canis Maioris ist mit dem 1800- bis 2100-fachen Sonnendurchmesser der größte bekannte Stern, er ist mindestens 500.000 mal so hell wie die Sonne.

Das Gebiet der Riesen wird auch als Riesenast bezeichnet. Der Unterriesenast verbindet die Hauptreihe mit dem Riesenast.

2.4 Hertzsprung-Lücke
Im Bereich der Spektralklassen A5 bis G0, links oberhalb der Hauptreihe, zwischen dem Riesenast und der Hauptreihe, liegt die sogenannte Hertzsprung-Lücke, die auf dem Diagramm nicht eingezeichnet ist. Dies ist ein Gebiet mit auffällig wenigen Sternen.

2.5 Weitere Darstellungsmöglichkeiten des HRD
Das HRD kann auch noch auf weitere Arten dargestellt werden: Absolute Helligkeit gegen Farbindex sowie Logarithmus der Leuchtkraft gegen Logarithmus der Temperatur. Darauf wird aber nicht weiter eingegangen.  

2.6 Deutung des HRD
Aus der Sternentwicklung (siehe unten) ergibt sich die Konzentration der Sterne auf die verschiedenen Gruppen im HRD. Im Laufe der Sternentwicklung verändert sich die absolute Helligkeit und Oberflächentemperatur eines Sterns. Diese Veränderung ist abhängig von den Kernprozessen in seinem Inneren. Ein Stern durchläuft daher seinen Entwicklungsweg mit unterschiedlicher Geschwindigkeit durch das HRD. Entwicklungszustände, die lang anhalten, sind häufiger zu beobachten als kürzere Entwicklungszustände. Da rote Zwerge, die auch späte Hauptreihensterne genannt werden, sehr massearm sind, entwickeln sie sich sehr langsam und sind aus diesem Grund sehr häufig im HRD vertreten. Ein massearmer Stern verbrennt seinen Kernbrennstoff viel langsamer als ein massereicher Stern, deswegen sind massereiche Sterne im HRD weniger in der Hauptreihe vertreten.
Die Sterne verbringen ca. 90% ihres Lebens auf der Hauptreihe. Hierbei wird in ihrem Innern Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Dieser Prozess wird auch als „Wasserstoffbrennen“ bezeichnet. Nach dem Ende des „Wasserstoffbrennens“ verlässt der Stern die Hauptreihe.

Aus der Position eines Sterns im HRD erhält man daher Informationen über seinen aktuellen Zustand und seine weitere Entwicklung.

Zum besseren Verständnis des vorher Erwähnten hier nun ein kurzer Exkurs zur Sternentstehung und Sternentwicklung.

3. Entstehung der Sterne
Sterne entstehen aus einer Gaswolke, die vor allem aus Wasserstoff besteht und die sich aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzieht (kontrahiert). Durch diese Kontraktion entstehen lokale Gas- und Staubwolken, die auch Globule genannt werden. Daraus entstehen schließlich die Sterne. Sterne bilden sich normalerweise in Gruppen. Ein bekanntes Sternentstehungsgebiet in unserer Milchstraße ist der Orion-Nebel M42/43. Sobald die Kernverschmelzung von Wasserstoff zu Helium einsetzt, befindet sich der Stern auf der Hauptreihe.

Massereiche Sterne entstehen weit seltener als massearme Sterne.

4. Spätphase der Sternentwicklung
Massearme Sterne wie die Sonne werden nach dem Ende des „Wasserstoffbrennens“ zum Roten Riesen. Dieser stößt seine Hülle ab und endet schließlich als Weißer Zwerg. Auch unsere Sonne wird in ca. 5 Milliarden Jahren so enden.

Folgendes Bild zeigt den Weg der Sonne durch das HRD bis zum Weißen Zwerg.

Weiße Zwerge besitzen – wie oben erwähnt – eine hohe Oberflächentemperatur und einen sehr kleinen Radius. Daher ist ihre Absolute Helligkeit gering.

Massereichere Sterne (> 8 Sonnenmassen) verbrennen alle Elemente in ihrem Innern zu Eisen. Danach kann durch weitere Kernfusion keine Energie mehr gewonnen werden und der Stern explodiert als Supernova des Typs II. Das Endprodukt einer Supernova des Typs II ist entweder ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Masseärmere Sterne als die Sonne (< 0.3 Sonnenmassen) werden ohne den Umweg über den Roten Riesen zum Weißen Zwerg.

5. Die beiden Erfinder des HRD
Ejnar Hertzsprung (* 8. Oktober 1873; † 21. Oktober 1967) war ein dänischer Astronom. Im Jahre 1898 schloss Hertzsprung sein Chemiestudium ab und arbeitete ein paar Jahre in Sankt Petersburg. Nach einem kurzen Studium der Photochemie  beschäftigte er sich intensiv mit der Astronomie. Er definierte unter anderem die absolute Helligkeit, er entwickelte die erste Form des HRD und errechnete als erster die Entfernung zwischen  unserem Sonnensystem und der kleinen Magellanschen Wolke, einer vorgelagerten Kleingalaxie der Milchstraße. Er entdeckte noch weitere für die Astronomie wichtige Sachverhalte und wurde 1929 mit der Goldmedaille der Royal Astronomical Society ausgezeichnet.
Sein Diagramm wurde von Henry Norris Russell überarbeitet und weiter verfeinert.
Zu seinen Ehren wurde ein Asteroid benannt.

Henry Norris Russell (* 25. Oktober 1877; † 18. Februar 1957) war ein amerikanischer Astronom. Russell erbrachte den Nachweis, dass die Sonne zum größten Teil aus Wasserstoff und Helium besteht, und dass die Elemente H und He im Massenverhältnis 3:1 vorkommen. Um 1910 entwickelte Russell das von Ejnar Hertzsprung entwickelte  Diagramm weiter und machte es größeren Kreisen bekannt. 1922 führte Russell ein System für Sternbilder ein mit einer dreibuchstabigen Abkürzung des lateinischen Namens des Sternbildes, welches heute noch in Gebrauch ist. Weiterhin arbeitete er auf dem Gebiet der Quantenmechanik (Russell-Saunders-Kopplung).

6. Quellen
6.1 Bücher
[1] Astronomie für Einsteiger, Werner E. Celnik und Hermann-   Michael Hahn, 2002, Kosmos Verlag
[2] Astronomie plus, Udo Backhaus und Klaus Lindner, 2005, Cornelsen Verlag
[3] Astronomie Grundkurs, Friedrich Gondolatsch, Siegfried Steinacker und Otto Zimmermann, 1990, Klett Verlag   
   
6.2  Internetquellen
[1] http://www.drfreund.net/astronomy_hrd.htm
[2] http://www.astro.uni-bonn.de/~deboer/sterne/hrdtxt.html
[3]http://www.lehrerasm.it/angebote/lehrmaterialien/astronomie/Lercher%20Georg/HertzsprungRusselDiagramm/Vertiefung%20Herzsprung%20Russel%20Diagramm_web.htm
[4] http://www.lsw.uni-heidelberg.de/users/mcamenzi/API_Lect5.pdf
[5] http://www.br-online.de/wissen-bildung/spacenight/sterngucker/foto/hrd-sloan-digital-sky-surve.gif
[6] http://scientific-multimedia.com/gallery/bitmap/Hertzsprung-_Russell-_Diagramm_(HRD)_733.jpg
[7] http://www.abenteuer-universum.de/diverses/spektralklasse.html