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2004_2 HRD
Im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist der Weg jedes Sterns zu finden.
Fast die gesamten Kenntnisse über das Universum stammen aus der Untersuchung der Strahlung, speziell des Lichtes. So waren die ersten Unterscheidungskriterien die Helligkeit und die Farbe der astronomischen Objekte. Dabei unterscheiden Astronomen zwischen der scheinbaren (abhängig von wahrer Helligkeit und Entfernung) und der absoluten und bolometrischen Helligkeit (Gesamtstrahlung eines Sterns).
Zur Farbe gehört eine bestimmte Temperatur, die Farbtemperatur, durch Approximierung der Energieverteilung in einem begrenzten Strahlungsbereich durch das Plancksche Strahlungsgesetz gegeben. Die Bedeutung der Farbtemperatur liegt u.a. darin, dass sie eng mit den grundlegenden Parametern (besonders Effektivtemperatur, Schwerebeschleunigung und absolute Helligkeit) der Theorie der Sternatmosphären zusammenhängt.
Jede Strahlung hat eine bestimmte Wellenlänge. Zwischen Wellenlänge und Energie gibt es eine Beziehung: Je kürzer die Wellenlänge, umso energiereicher die Strahlung. So hat z.B. blaues Licht mehr Energie als rotes Licht.
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Astronomen können also durch die Wahl des Wellenlängenbereichs bestimmte astrophysikalische Prozesse gezielt beobachten und zum Verständnis der Abläufe beitragen. Um einen Prozess wie z.B. die Sternentstehung ganz zu verstehen, müssen u.a. die verschiedensten Wellenlängen untersucht werden. Bei der Sonne z.B. auch die mehrere Millionen Kelvin heiße Korona.Sterne leuchten überwiegend aufgrund ihrer Temperatur, so dass das Wiensche Verschiebungsgesetz angewendet werden kann. Dies gibt die Wellenlänge an, bei der ein Objekt am Hellsten leuchtet, also das Maximum der Kirchhoff-Planck-Funktion.
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Die Sp mit den identischen Temperaturen unterscheiden sich in ihren Spektren.
In neuerer Zeit wurden für kühlere Sterne die Sp L (Effektivtemperatur ca. 2.000 K) und T (Effektivtemperatur ca. 1.400 K) eingeführt.
Objekte mit einer bestimmten Temperatur leuchten stark in einem begrenzten Wellenlängenbereich. Verlässt man beim Beobachten diese Wellenlänge, wird das Objekt sehr schnell dunkler. So leuchtet die Sonne mit ihrer Effektivtemperatur (Oberflächentemperatur) von 5780 K besonders stark im Gelben (530 Nanometer).
Sterne wie die Sonne entstehen in Wolken interstellarer Materie (Staub und Gas), die sich durch ihre Gravitation zusammenzieht und in Hunderte kleinerer, aber dichterer Wolken zerfallen. Diese kontrahieren einzeln weiter und heizen sich auf. In der Zentralregion entstehen – nur im Infraroten beobachtbare – Protosterne. Ihr dichtes Gas zieht sich weiter zusammen, wobei sie das Vorhauptreihenstadium durchlaufen bis ihr Inneres die Temperatur von rund 15 Millionen Kelvin erreicht. Nun können thermonukleare Prozesse einsetzen und ist das der Fall, verdichten sich die Randbereiche des Sterns, er erscheint von rechts kommend auf der Hauptreihe.
Die Sonne und alle unter 8 Sm liegende Sterne werden am Ende zu Roten Riesen, durchdringen den Instabilitätsstreifen, geben ihre äußeren Schichten ab und der übrig bleibende Kern ist ein Weißer Zwerg.
Der deutsche Astronom H.O.Rosenberg erstellte 1910 auf Vorschlag von Ejnar Hertzsprung erstmals für die Plejaden ein Diagramm, in dem er die Sternfarben, d.h. den Farbindex, über der scheinbaren Helligkeit auftrug. Das war das erste Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD). In den folgenden drei Jahren wird diese Darstellung von Hertzsprung und Henry Norris Russell erweitert.
Heute wird jedes Diagramm in dem ein Parameter für die absolute Helligkeit (MV) gegen einen Parameter für den Spektraltyp (Sp) aufgetragen wird, als Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) bezeichnet. Anstelle des Sp kann auch ein Farbindex aufgetragen werden, womit dann das dem HRD äquivalente FHD entsteht.
Es gibt FHD´s für ein bestimmtes Raumgebiet in Sonnenumgebung und für die verschiedenen Sternpopulationen. Die charakteristischen Unterschiede zwischen ihnen sind besonders durch das unterschiedliche Alter der Objekte bedingt. Es können auch HRD für Sternhaufen angewendet werden und das erlaubt z.B. Erkenntnisse über deren Alter. FHD´s sind also relative HRD´s.
Die nicht alphabetische Reihenfolge ist historisch bedingt und bei der Einführung der Effektivtemperatur als physikalisches Ordnungskriterium wurden die Bezeichnungen beibehalten.
Ein Sternspektrum besteht im sichtbaren Spektralbereich aus einem kontinuierlichen Spektrum. Die Energieverteilung in diesem Spektrum ist von der effektiven Temperatur des Sterns abhängig. Mit zunehmender Temperatur verschiebt sich das Energiemaximum zu kleineren Wellenlängen. Die effektive Temperatur ist das wichtigste Kriterium für die Klasseneinteilung, so ändert sich in Abhängigkeit von der Temperatur die Stärke bestimmter Spektrallinien sehr stark.
Die meisten Sterne befinden sich auf dem engen Band der Hauptsequenz (Hauptreihe), das sich von den hellen blau-weißen B- und A-Sternen (z.B. die Gürtelsterne des Orion) über die gelben Sterne (z.B. die Sonne, G2) bis zu den schwachen roten M-Sternen (z.B. Bernards Stern, M5) hinzieht. Dieses Band verläuft diagonal und leicht S-förmig geschwungen von links oben nach rechts unten durch das Diagramm.
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Die Bildpunkte der Riesensterne liegen rechts oben deutlich über der Hauptreihe. Die Leuchtkraftklassen (LC=luminosity class) unterscheiden feiner und geben gleichzeitig den Ort der Sterne im HRD an.
Die normalen Riesen (LC=III) definieren den Riesenast. Darüber befinden sich die Bildpunkte der hellen Riesen (LC=II) und über ihnen sind die Bildpunkte der Überriesen (LC=I) angeordnet.
Zwischen Riesenast und Hauptreihe befinden sich die Bildpunkte der Unterriesen (LC=IV).
Riesen späterer Spektralklasse haben ihr Strahlungsmaximum im roten Spektralbereich, sie sind die Roten Riesen. Entsprechend werden Riesen mittlerer bzw. früher Spektralklassen Gelbe Riesen bzw. Weiße oder Blaue Riesen genannt.
Die Sterne der Hauptsequenz sind Zwergsterne (LC=V) und die Bildpunkte unten links im Diagramm kennzeichnen die Unterzwerge (LC=VI).
Auf der Hauptreihe gibt es nur Sterne mit Temperaturen zwischen 3.000 und 50.000 K und mit Sonnenmassen zwischen 0,5 und 60 Sm. Objekte mit Massen unter 0,08 Sm bzw. 80 Jupitermassen erreichen nie die Phase des Wasserstoffbrennens. Bei Sternen unter ca. 3.000 K Effektivtemperatur stellt sich kein hydrostatisches Gleichgewicht ein.
Außerhalb der Hauptreihe, nachdem der Stern u.a. seinen Wasserstoff verbraucht hat, wechselt die Sternfarbe von Blau, Weiß oder Gelb zu Rot, er bewegt sich in Richtung rechte obere Ecke des HRD. Die Sonne durchwandert den Riesenbereich. Rote Überriesen waren früher blaue Sterne der Hauptreihe und explodieren als Supernova.
Für jede Masse gibt es eine beinahe senkrechte (bei konstanter Effektivtemperatur) verlaufende Linie, die die „verbotene Zone“ der instabilen Sterne von dem Bereich der stabilen Sterne trennt.
Ein Vor-Hauptreihenstern bewegt sich bei wenig ansteigender Temperatur unmittelbar links von der sogenannten Hayashi-Linie von großen Leuchtkräften aus nach unten bevor er die fast horizontale Entwicklungslinie erreicht.
Viele Sterne, die nicht auf der Hauptreihe liegen, bewegen sich durch den Instabilitätsstreifen. Sie haben keinen fixierten Punkt auf den HRD, sie schwanken leicht in eine diagonale Richtung, wenn durch das Pulsieren ihre Leuchtkraft und Temperatur verändert wird.
Das HRD ist bis heute ein unverzichtbares Hilfsmittel der Astrophysik geblieben. Russell´s Lehrbuch mit dem Diagramm von 1927 hat einer ganzen Generation als „astronomische Bibel“ gedient. Und noch immer können im HRD in anschaulicher Weise Sternentwicklungen nachvollzogen werden.