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Die Klassifizierung von Sternen nach Helligkeit und Spektralklasse
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Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)

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Wenn man in den klaren Nachthimmel schaut, dann sieht man zunächst nur eine Unzahl zufällig verteilter Lichtpunkte, die sich bis auf ihre Helligkeit nicht zu unterscheiden scheinen. Ein genauerer Blick offenbart jedoch, dass es zusätzlich auch leichte Farbunterschiede zwischen den Sternen gibt. So erscheint z.B. Antares im Sternbild Skorpion in einem leicht rötlichen Farbton, während Rigel im Sternbild Orion in einem hellen Blau strahlt. Wie kommt diese Färbung zustande? Aus der Thermodynamik kennt man den Effekt, dass sehr heisse Körper Licht von kürzerer Wellenlänge ausstrahlen als kältere Körper. Kurze Wellenlängen sind im blauen Bereich des Spektrums angesiedelt, während langwelliges Licht rot erscheint. Übertragen auf die Sterne bedeutet das, dass ein roter Stern kühler ist als ein blauer.
Eine systematische Untersuchung der Sternfarben ergibt die folgende Einteilung in Spektralklassen:
Spektralklassen
Die Spektralklassen der Sterne
Klasse O B A F G K M
Farbe blau blau-weiß weiß weiß-gelb gelb orange rot-orange
Temperatur 50000 28000 9900 7400 6000 4900 3500
Leuchtkraft 100000 1000 20 4 1 0,2 0,01
Durchmesser 10 5 1,7 1,3 1 0,8 0,3
Masse 50 10 2 1,5 1 0,7 0,2
Lebensdauer 10 100 1000 5000 10000 50000 100000
Beispiel Alnilam Rigel Sirius Procyon A Sonne 40 Eridani A Proxima Centauri
Legende:
  • Temperatur in Kelvin, jeweils Maximalwert
  • Leuchtkraft, Durchmesser und Masse in Sonneneinheiten; Angaben beziehen sich auf Hauptreihensterne
  • Lebensdauer in Millionen Jahren
Für eine noch genauere Unterteilung werden zusätzlich Zahlen an den Klassenbuchstaben angehängt. Eine neuere Einteilung kennt auch die Klassen L und T, die den Bereich von extrem leuchtschwachen roten Zwergen bis zu den braunen Zwergen abdecken.
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Innerhalb einer Spektralklasse können sich die Sterne nur noch in ihrer Grösse unterscheiden, so dass auch die absolute Helligkeit allein von der Grösse abhängt. Um diesen Zusammenhang zu analysieren, haben Anfang des 20. Jahrhunderts der Däne Ejnar Hertzsprung und der Amerikaner Henry Norris Russell unabhängig voneinander die Spektralklasse und absolute Helligkeit von Sternen in einem Diagramm aufgetragen:
Hertzsprung-Russell-Diagramm
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm wird die absolute Helligkeit von Sternen
mit ihrer Oberflächen-Temperatur bzw. Spektralklasse verglichen
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:
Die Sonne im HRD
Die Entwicklung der 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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