Hast du in einer sternenklaren Nacht schon mal in den Himmel geschaut und die Sterne bewundert? Auf den ersten Blick sehen sie alle gleich aus. Doch wenn du genauer hinschaust, erkennst du, dass sie unterschiedliche Größen besitzen. Manche leuchten viel heller als andere und sobald sich deine Augen ein wenig an die Dunkelheit gewöhnt haben, kannst du sogar kleine, farbliche Unterschiede in ihrem Licht erkennen: Manche sind weiß, andere leuchten bläulich oder rötlich.
Spektralklassen von Sternen
Um die verschiedenen Sterne anhand ihrer Eigenschaften in Gruppen zu unterteilen, haben Astronomen das Spektralklassensystem entwickelt. Dieses basiert auf dem charakteristischen Lichtspektrum eines Sterns und lässt Rückschlüsse auf seine Oberflächentemperatur zu.
Du kannst Sterne anhand ihres Lichtspektrums und ihrer Oberflächentemperatur bestimmten Spektralklassen zuordnen.
Das sogenannte Harvard-Klassifikationssystem unterteilt Sterne in sieben Grundklassen mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M. Die Ordnung der Buchstaben spiegelt die Oberflächentemperatur der Sterne in absteigender Reihenfolge wider.
Diese Grundklassen umfassen etwa 99 % der bekannten Sterne. Für braune Zwerge und Rote Riesen wurden jeweils drei weitere Klassen eingeführt. Mehr Informationen hierzu findest Du im Artikel "Sternentwicklung".
Es gibt verschiedene Merksprüche für die Reihenfolge der Spektralklassen.
"Offenbar Bevorzugen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksprüche"
"Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me"
"Oh, Bei Allen Fixsternen Gibt's Kennzeichnende Merkmale"
In Abbildung 1 siehst du die charakteristischen Spektren der verschiedenen Spektralklassen, sowie deren Oberflächentemperatur:
Abb. 1 - Zusammenhang zwischen dem Lichtspektrum, der Oberflächentemperatur und der Spektralklassen eines Sterns.
Um eine feinere Unterscheidung treffen zu können, wurde später ein Unterklassensystem eingeführt. Bei diesem werden zusätzlich die Zahlen von 0 bis 9 hinter die Buchstaben geschrieben. Zum Beispiel ist unsere Sonne als G2 Stern klassifiziert.
Null bedeutet dabei die niedrigste Oberflächentemperatur und Leuchtkraft eines Sterns dieser Spektralklasse, neun die höchste.
Die folgende Tabelle gibt Dir einen Überblick über den genauen Zusammenhang zwischen Spektralklasse, Oberflächentemperatur und Charakteristik der verschiedenen Sterne:
| Spektralklasse | Charakteristik | Oberflächentemperatur | Lichtfarbe |
| O | Ionisiertes Helium (He-II) | 30.000 - 50.000 K | blau |
| B | Helium (He-I), Wasserstoff | 10.000 - 28.000 K | hellblau |
| A | Wasserstoff, Calcium (Ca-II) | 7500 - 9750 K | weiß |
| F | Calcium (Ca-II), Metalle | 6000 - 7350 K | hellgelb |
| G | Calcium (Ca-II), Eisen | 5000 - 5900 K | gelb |
| K | Metalle, Titan(IV)-Oxid | 3500-4850 K | orange |
| M | Titanoxid | 2000 - 3350 K | orange-rot |
Die Charakteristik bezieht sich auf die für den Stern kennzeichnenden Absorptionslinien. Das sind die schwarzen Linien in dem Spektrum auf Abbildung 1. Mehr dazu im Artikel "Fraunhofer Linien und Farbspektrum".
Mit diesem Wissen über Spektralklassen lässt sich nun das Hertzsprung-Russell-Diagramm interpretieren und weitere Eigenschaften der Sterne erforschen.
Hertzsprung-Russell-Diagramm – Definition
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm wurde 1913 von dem Astronomen Henry Noris Russell, basierend auf dem Werk von Ejnar Hertzsprung, erstmals publiziert und bis heute zur Bestimmung der charakteristischen Eigenschaften eines Sterns verwendet.
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist ein Streudiagramm, das einen Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft und Oberflächentemperatur eines Sterns herstellt. Dadurch kannst Du auch auf das Entwicklungsstadium eines Sterns schließen.
Inzwischen gibt es viele verschiedene Varianten des HRDs, die mehr oder weniger detaillierte Aussagen über einen Stern erlauben. Im Folgenden lernst Du die Variante kennen, die am häufigsten in der Schule besprochen wird.
Hertzsprung-Russell-Diagramm – Aufbau
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist ein Streudiagramm mit zwei Koordinatenachsen. Auf der x-Achse siehst Du die Spektralklassen von O bis M, während die y-Achse mit der relativen Leuchtkraft des jeweiligen Sterns beschriftet ist. Im Koordinatensystem werden nun die Sterne als Punkte entsprechend ihrer Spektralklasse und Leuchtkraft eingetragen.
Die relative Leuchtkraft bezeichnet die Helligkeit eines Sterns im Vergleich zur Sonne. Du berechnest sie durch den Quotienten aus der Leuchtkraft L des Sterns und der Leuchtkraft der Sonne:
Der Wert 1 bedeutet, dass der Stern genauso hell leuchtet wie unsere Sonne. Ein negativer Wert bedeutet eine geringere, ein positiver Wert eine größere Leuchtkraft als die Sonne.
Mehr dazu im Artikel "Sonne" auf StudySmarter.
Folgende Abbildung zeigt ein Hertzsprung-Russell-Diagramm :
Abb. 2 - Das Hertzsprung-Russel-Diagramm
Da die Spektralklasse eines Sterns mit seiner Oberflächentemperatur zusammenhängt und die Leuchtkraft eines Sterns mit seiner absoluten Helligkeit, trägst Du an den gegenüberliegenden Seiten diese Werte ebenfalls ein.
Absolute und scheinbare Helligkeit eines Sterns
Wenn wir einen Stern von der Erde aus betrachten, sehen wir nur das Licht, das uns nach mehreren Lichtjahren Reise durch das All erreicht. Dadurch leuchten sehr weit entfernte Sterne von uns aus gesehen schwächer als nähere Sterne. Ein weit entfernter Stern könnte jedoch hundertmal heller ausstrahlen als der erdnächste Stern. Das bezeichnest Du als scheinbare Helligkeit.
Damit wir die Helligkeit eines Sterns objektiv bewerten können, haben Astronomen den Begriff der absoluten Helligkeit eingeführt:
Als scheinbare Helligkeit eines Sterns bezeichnest Du seine von der Erde aus wahrnehmbare Helligkeit.
Die absolute Helligkeit eines Sterns ist die scheinbare Helligkeit, die der Stern in einer Entfernung von 10 Parsechätte. Sie wird in Magnituden (mag) angegeben.
Wir stellen uns also vor, wir würden alle Sterne am Nachthimmel in einer Entfernung von genau zur Erde platzieren.
Hertzsprung-Russell-Diagramm auswerten
Angenommen, Du möchtest die Oberflächentemperatur und Leuchtkraft der Sonne ermitteln. Dafür suchst Du zuerst die Koordinaten der Sonne im HRD. Anschließend trägst Du eine horizontale und eine vertikale Linie ein, die sich genau in dem Punkt, der die Sonne darstellt, kreuzen. Das könnte dann ungefähr so aussehen:
Abb. 3 - Die Sonne im HRD
Jetzt kannst Du den Linien zu den Koordinatenachsen des HRD folgen und die entsprechenden Werte ablesen.Du siehst, dass die Sonne eine Leuchtkraft von 1 hat und in der Spektralklasse G liegt. Damit liegt ihre Oberflächentemperatur zwischen und ihre absolute Helligkeit bei etwa .
Die Sterne verteilen sich jedoch nicht gleichmäßig auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm. Stattdessen scheinen sie Gruppen zu bilden. Was hat es damit auf sich?
Klassifizierung von Sternen anhand ihres Orts im HRD
Im Laufe ihres Lebens durchlaufen Sterne verschiedene Entwicklungsstadien, die mit einer Veränderung in Temperatur, Größe und Leuchtkraft einhergehen. Die Gruppen im Hertzsprung-Russell-Diagramm zeigen Sterne in ihrem derzeitigen Entwicklungsstadium. Es wird grob in fünf verschiedenen Gruppen unterschieden:
- Weiße Zwerge
- Hauptreihensterne
- Riesen
- Blaue Riesen
- Superriesen
Diese Einteilung kannst Du auch auf dem folgenden Hertzsprung-Russell-Diagramm sehen:
Abb. 4 - Sterngruppen im HRD
Das bedeutet auch, dass Sterne im Laufe der Sternentwicklung ihre Position im Hertzsprung-Russell-Diagramm verändern. Unsere Sonne wird am Ende ihres Lebens zu einem Roten Riesen werden und dann an den rechten Rand der Riesen-Gruppe wandern. Dadurch wird sich auch ihre Spektralklasse ändern.
Abb. 5 - Lebenszyklus der Sonne HRD
Im Bild siehst Du den Weg der Sonne durch das HRD im Verlauf ihrer zukünftigen Entwicklung als weiße Linie eingezeichnet.
Hauptreihensterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm
Im Moment gehört unsere Sonne allerdings noch zur Klasse der Hauptreihensterne. Diese Sterngruppe erkennst Du an der mittigen Linie, die sich im HRD von links oben nach rechts unten zieht. Die meisten Sterne des Hertzsprung-Russell-Diagramms fallen in diese Kategorie.
Als Hauptreihenstern bezeichnest Du einen Stern, der sich in der mittigen Linie des Hertzsprung-Russell-Diagramms befindet. Diese Sterne kennzeichnen sich dadurch, dass der größte Teil ihrer Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff (Wasserstoffbrennen) stammt.
Der Fusionsdruck nach außen und der Gravitationsdruck nach innen halten sich in Balance. Das heißt, dass sich diese Sterne im hydrostatischen Gleichgewicht befinden.
Im Laufe ihres Lebens wandern die Sterne entlang der Hauptreihe von rechts unten nach links oben.
Darüber hinaus konnten Astronomen und Astronominnen eine Beziehung zwischen der Leuchtkraft der Hauptreihensterne und ihrer Masse feststellen.
Als Masse-Leuchtkraft-Beziehung bezeichnet man den Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft und der Masse eines Sterns, der sich im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Hauptreihe befindet.
Sie lässt sich folgendermaßen ausdrücken:
Um diese Beziehung zu berechnen, verwendest Du die folgende Gleichung:
Die relative Masse eines Sterns berechnest Du genauso wie die relative Leuchtkraft, indem Du die tatsächliche Masse durch die Masse der Sonne teilst.
Mithilfe der Masse-Leuchtkraft-Beziehung und des Hertzsprung-Russell-Diagramms kannst Du also auch die Masse des jeweiligen Sterns berechnen. Da die Leuchtkraft der Hauptreihensterne nach links oben hin zunimmt, nimmt auch ihre Masse zu: Schwere Sterne leuchten also heller.
Das liegt daran, dass aufgrund ihrer Masse mehr Druck im Inneren herrscht. Dadurch finden mehr strahlungsproduzierende Fusionsprozesse in ihrem Inneren statt. Allerdings ist ihr Fusionsstoff dadurch schneller verbraucht und ihr Lebenszyklus kürzer. Mehr dazu im Artikel "Sternentwicklung".
Die folgende Grafik stellt dieses Phänomen nochmal in vereinfachter Ausführung dar:
Abb. 6 - vereinfachte Darstellung der Masse-Leuchtkraftbeziehung für HauptreihensterneDie Hayashi-Linie der Protosterne
Wenn Sterne sich aus heißen Plasmascheiben und stellaren Nebeln bilden, befinden sie sich noch nicht im hydrostatischen Gleichgewicht. Diese Sterne werden als Protosterne bezeichnet. Sie befinden sich im HRD rechts der sogenannten Hayashi-Linie. Sobald Fusionsprozesse in dem Stern möglich sind, überschreitet er die Hayashi-Linie – das ist die Geburtsstunde eines Sterns.
Abb. 7 - Hayashi-Linie
Herzsprung-Russell-Diagramm – Aufgabe
Nun kannst Du selbst das HRD verwenden. Dazu schauen wir uns den hellsten Stern am Nachthimmel an: Sirius A.
Aufgabe 1
a. Bestimme mithilfe des HRD die Oberflächentemperatur, Spektralklasse, absolute Helligkeit und Charakteristik des Sterns Sirius A. Du siehst diesen Stern auf dem folgenden HRD eingetragen:
Abb. 8 - Sirius A
b. Was kannst Du aus dem Ort von Sirius A im HRD schließen?
Lösung 1
a. Zunächst trrägst Du die Linien in das Hertzsprung-Russell-Diagramm ein. Das sieht dann folgendermaßen aus:
Abb. 9 - Lösung zur AufgabeJetzt kannst Du alle Werte entlang der Achsen ablesen:
Aus seiner Spektralklasse A kannst Du folgern, dass die Charakteristik von Sirius A überwiegend aus Wasserstoff und Calcium besteht.
b. In dem Diagramm siehst Du, dass Sirius A sich entlang der Hauptreihe befindet. Er liegt allerdings etwas höher als unsere Sonne. Du kannst also daraus schließen, dass seine Masse größer ist und er heller strahlt als unsere Sonne.
Hertzsprung-Russell-Diagramm – Das Wichtigste
- In Abhängigkeit von ihrer Leuchtkraft und Oberflächentemperatur kannst Du die meisten Sterne einer Spektralklasse zuordnen.
- Die Spektralklassen werden in absteigender Reihenfolge mit den Buchstaben O, B, A, F, G, K und M ("Offenbar Bevorzugen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksprüche") bezeichnet.
- Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist ein Streudiagramm, welches einen Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft und Oberflächentemperatur eines Sterns herstellt.
- Du ermittelst die Leuchtkraft und Oberflächentemperatur eines Sterns, indem Du eine vertikale und horizontale Linie durch seine Koordinaten im HRD ziehst.
- Sterne entlang der mittigen Linie des HRD bezeichnest Du als Hauptreihensterne. Sie befinden sich im hydrostatischen Gleichgewicht.
- Die relative Leuchtkraft bezeichnet die Helligkeit eines Sterns im Vergleich zur Sonne. Du berechnest sie mit der folgenden Formel:
- Als scheinbare Helligkeit bezeichnest Du die Helligkeit eines Sterns von der Erde aus.
- Als absolute Helligkeit bezeichnest Du die scheinbare Helligkeit, die ein Stern im Abstand von 10 Parsec zur Erde hätte.
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