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Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)
Bild 1: Das Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die Einfärbung stellt übertrieben die Farbe der jeweiligen Sterne dar. In Wirklichkeit zeigen nur O-Sterne (bläulich) sowie K und M Sterne (rötlich) eine deutlich sichtbare Verfärbung. A- und F-Sterne erscheinen weiss. G-Sterne wie unsere Sonne sind ganz leicht gelb.
Um 1905 entdeckte Hertzsprung (Dänemark) die Unterschiede in der Leuchtkraft roter Sterne und schlug ihre Einteilung in "Riesen" und "Zwerge" vor. Dieser Gedanke der Einteilung der Sterne nach Leuchtkraft und nach Eigenschaften Ihres Spektrums (Farbe, Temperatur und Linien) entwickelte Hertzspung zusammen mit Russel (USA) weiter zu dem nach Ihnen benannten Hertzsprung-Rusell-Diagram (HRD). Im HRD wird die Leuchtkraft in Funktion des Spektraltyps aufgezeichnet. Der Spektraltyp eines Sterns wird hauptsächlich von seiner Oberflächentemperatur bestimmt. Zeichnet man die Sterne in dieses Diagramm ein, so liegen sie nicht zufällig über die Fläche verstreut, sondern sie sind in bestimmte Linien und Gruppen geordnet.
Die meisten Sterne liegen auf der Hauptreihe = Leuchtkraftklasse V (fünf). Unter Ihnen befindet sich auch unsere Sonne. Im Bild 1 liegt sie etwas unterhalb dem "H" von "Hauptreihe". Sterne auf der Hauptreihe beziehen Ihre Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Ein beträchtlicher Prozentsatz der Sterne liegt in der Reihe der Riesen (Leuchtkraftklasse III). Ein paar wenige erreichen gar die Leuchtkraft der Überriesen (Leuchtkraftklasse I).
Das leuchtraftschwache Ende der Hauptreihe im Bereich der M-Sterne, den sogenannten roten Zwergen, ist hier nicht mehr vollständig eingezeichnet, die Leuchtkraft roter Zwerge kann unter 0.01% der Sonnenleuchtkraft sinken, bevor bei Sternen leichter als 8% der Sonnenmasse die Hauptreihe abbricht, da keine Energieproduktion durch Kernfusion mehr möglich ist.
In der linken unteren Ecke ist gerade noch das leuchtkräftigere Ende des Bereichs der weißen Zwerge zu sehen.
Beispiele:
Es ist hier immer die über das gesamte Spektrum integrierte (bolometrische) Leuchtkraft gemeint.
Beschreibung der verschiedenen Spektraltypen
Die folgende Liste soll illustrieren, daß eben nicht (nur) die Temperatur sondern auch Eigenschaften des Spektrums ausschlaggebend für den Platz eines Sterns im HRD ist. Die Bedeutung liegt darin, daß es nach der Zuordnung zu einem bestimmten Spektraltyp möglich ist seine Leuchtkraft zu schätzen. Damit wird es möglich auch ohne trigonometrische Parallaxe etwas über die Entfernung des Sterns zu sagen.
O-Stern: Temperatur 25'000 bis 50'000 oder mehr K, Linien hoch ionisierter Atome wie HeII, SiIV, NII dominieren das Spektrum. Wasserstoff tritt kaum in Erscheinung.
B-Stern: Temperaturen von 10'000 - 25'000 K. He II fehlt, dafür treten nun Wasserstofflinien auf, Si III und O II stark.
A-Stern: Temperaturen von 7600 - 10'000 K. Starke Wasserstofflinien, sowie Si II stark, daneben noch schwache Linien von Fe II, Ti II, Ca II.
F-Stern: Temperaturen von 6000 - 7600 K. Die Linien des Wasserstoff sind schwächer als beim A-Stern, starke Ca II Linien, Linien von weiteren ionisierten Metallen wie Fe II, Ti II im Maximum.
G-Stern: Temperaturen von 5100 - 6000 K. Ca II stark, Linien neutraler Metalle treten auf.
K-Stern: Temperaturen von 3600 - 5100 K. Wasserstoff relativ schwach, starke Linien neutraler Metalle, erste Molekülbanden.
früher M-Stern: Temperaturen um 3500 K. Linien von neutralen Atomen, z.B. Ca aber auch Molekülbanden z.B. von TiO.
kühle M-Sterne: Temperatur um 3000 K. Kalzium-Linien sind stark und TiO Banden. Die Untergruppe der C Sterne (Kohlenstoff Sterne) zeigt im Spektrum CN-,CH-,C2 hingegen fehlt TiO. Auch neutrale Metalle kommen vor. Die Untergruppe der S-Sterne zeigen ZrO-, YO-, LaO- Absorptionen in ihren Spektren. Auch Linien neutraler Atome kommen vor.
Bild 2: Die Temperatur der Oberfläche (Photosphäre) der Sterne und die entsprechende Leuchtkraft.
Bild 3: Der Zusammenhang zwischen Spektraltyp und Temperatur bzw. Farbe für Sterne der Hauptreihe.
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