1.1. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm - Sternbestimmung in der Astrophysik

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist das wichtigste Zustandsdiagramm zur Klassfikation der Sterne. Es verdankt seinen Namen dem dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung und dem englischen Astrophysiker Henry Norris Russell, deren Forschungsarbeit es uns ermöglicht, Sterne nach bestimmten Kriterien, den Zustandsgrößen, einzuordnen. Zu ihnen gehören
die Oberflächentemperatur, die Spektralklasse, die Leuchtkraft, die absolute Helligkeit, die Masse, der Radius, die mittlere Dichte und  andere Größen, die im Hertzsprung-Russell-Diagramm nicht betrachtet werden. Auf den Abszissen des HRD werden die Oberflächentemperatur und die Spektralklasse von rechts nach links angetragen. Die Leuchtkraft und die
absolute Helligkeit werden durch die Ordinate charakterisiert und nehmen von unten nach oben zu. Jedem Stern wird ein ihn kennzeichnender Bildpunkt zugeordnet. Man erkennt, daß in bestimmten Bereichen jeweils eine höhere Anzahl von Sternen anzutreffen ist. Diese Gebiete lassen auf eine Reihe von Vorgängen während der Sternentwicklung deuten und sind wie folgt spezifiziert. Eine dichteste Besetzung von Sternen ist auf der Hauptreihe zu finden, einem schmalen Band, das sich von den hellen weißen (Spektralklasse O) zu den schwachen, kühlen Sternen (Spektralklasse M) erstreckt. Hauptreihensterne hoher
Oberflächentemperatur besitzen eine stärkere Leuchtkraft als jene niedrigerer Oberflächentemperatur. Unsere Sonne (Spektral- typ G2) zählt mit einer Strahlungsleistung von 4*1023kW  (einer absoluten Helligkeit von 4m,8) zu den Hauptreihensternen,
die aufgrund ihres relativ kleinen Durchmessers und der daraus resultierenden relativ geringen absoluten Helligkeit  der Gruppe der Zwergsterne zugeordnet werden (! nicht zu verwechseln mit weißen Zwergen). Über der Hauptreihe findet man einen
relativ horizontal verlaufenden Ast, dem die Riesensterne angehören. Diese Sterne besitzen eine weitaus höhere Leuchtkraft als Hauptreihensterne gleicher Temperatur. Die übereinstimmenden Temperaturen bedingen eine gleiche Leuchtkraft pro Quadratzentimeter Sternoberfläche. Infolge dessen liegt die Ursache der in diesem Fall etwa um den Faktor 100 größeren Leuchtkraft in der immens größeren Oberfläche der Photosphäre (einige 100 km breite Schicht, aus der die visuelle Strahlung nach außen dringt, eigentliche Oberfläche) des Sterns begründet, der somit auch einen größeren Radius (5-100 Sonnenradien) besitzt. Im Gegensatz zu den Riesen besitzen weiße Zwerge, die sich im HRD mithin links unten befinden, trotz relativ hoher Temperatur nur eine geringe Leuchtkraft, die sich im Vergleich zu Hauptreihensternen gleicher Temperatur im Faktor 0,0001 äußert. Deren Radien liegen lediglich zwischen 1/10 und 1/100 des Sonnenradius.
 


 
Weniger profund wird wie folgt auf den Verlauf der 
Zustandsgrößen im HRD eingegangen. 
Entlang der Hauptreihe nehmen Masse und Radius 
eines Sterns von links oben nach rechts unten ab. 
Die mittlere Dichte steigt von der angegebenen Position 
auf der Hauptreihe nach links unten an, während  diese    in entgegengesetzter Richtung abnimmt. 
Die Radien und die Dichten sind mit wachsendem Abstand von der Hauptreihe Veränderungen unterworfen. 
 

s. u. a. Masse-Radius-Diagramm 
 

 
 

 

Betrachtung von Hauptreihensternen

Die Pfeile links der Hauptreihe verkörpern
die Position, an welcher Hauptreihensterne determinierter Masse zum Liegen kommen. Das Verhältnis wird erneut in Vielfachen der Sonnenmasse angezeigt. Da die Masse den verfügbaren den verfügbaren Kernenergievorrat festlegt und da für jedwede Stelle der Hauptreihe die Leuchtkraft bekannt ist, kann man den Zeitraum berechnen, über den hinweg ein Stern, dessen Punkt an jener Position vermerkt ist, die Leuchtkraft aus seinem Wasserstoffvorrat decken kann. Dieser Sachverhalt wird wiederum anhand der auf der rechten Seite befindlichen Pfeile mit Jahresangaben angedeutet. Demnach ist zu schlußfolgern, daß ein Stern um so länger auf besagter Reihe verweilt, je kleiner dessen Masse beträgt.

Die Radien sollen einen Überblick für jeweilige Sterntypen liefern und bestehende Verhältnisse auf der Hauptreihe verdeutlichen.
Fortsetzung
 
 

 

Rückkehr zur Hauptseite