Hertzsprung-Russell-Diagramm<\/figcaption><\/figure>\nMan sieht sofort, dass sich die meisten Sterne in einem schmalen, band\u00e4hnlichen Bereich befinden, das sich von links oben nach rechts unten zieht. Das ist die sogenannte Hauptreihe<\/i> (auf englisch „main sequence“) und auf ihr befinden sich die „normalen“ Sterne. Ein Hauptreihenstern ist ein Stern in der Bl\u00fcte seines Lebens. Er hat noch genug Brennstoff und der durch die Kernfusion entstehende Strahlungsdruck wirkt der Gravitation, die den Stern in sich zusammenst\u00fcrzen lassen will, entgegen. Der Stern befindet sich im Gleichgewicht und seine Helligkeit h\u00e4ngt ganz von seiner Masse bzw. Temperatur ab. Je schwerer ein Stern ist, desto hei\u00dfer wird es auch in seinem Inneren und desto heller wird er auch. Deswegen beginnt die Hauptreihe auch links oben bei den gro\u00dfen und hei\u00dfen O-Sternen. Je leichter die Sterne werden, desto k\u00fchler werden sie und desto schw\u00e4cher leuchten sie auch: darum setzt sich die Hauptreihe nach rechts unten fort. Aber im HRD gibt es noch viel mehr zu sehen!<\/p>\n
Ganz oben im Diagramm ist der Riesenast<\/i> zu finden. Also Sterne, die enorm hell sind. Bei den Riesen handelt es sich um Sterne, die sich schon im Endstadium ihres Lebens befinden. Oben habe ich vom Kr\u00e4ftegleichgewicht in Hauptreihensternen gesprochen. Irgendwann geht einem Stern aber der Brennstoff aus und er wird k\u00fchler. Dadurch sinkt der Strahlungsdruck; die Gravitation gewinnt die \u00dcberhand und der Stern kontrahiert. Nun wird es durch die Verdichtung aber wieder hei\u00dfer<\/i> und der Stern kann neue Elemente fusionieren (Helium zum Beispiel). Nun steigt der strahlungsdruck wieder; der Stern dehnt sich wieder aus – solange bis wieder der Brennstoff ausgeht und das Spiel von vorne losgeht. Der Stern wird dabei immer gr\u00f6\u00dfer und gr\u00f6\u00dfer – er st\u00f6\u00dft quasi die \u00e4u\u00dferen Schichten seiner Atmopsh\u00e4re ab. Je nachdem wie gro\u00df der urspr\u00fcngliche Stern war, bekommt man nun einen blauen Riesen (sie entstehen aus den gro\u00dfen Sternen) bzw. einen „\u00dcberriesen“ (oder gar einen „Hyperriesen“). Solche Sterne sind aber extrem kurzlebig: da sie so hei\u00df brennen, verbrauchen sie ihren Brennstoff sehr schnell, sind schon nach einigen Millionen „leer“ und vergehen dann in einer Supernova.<\/p>\n
Etwas langsamer gehts bei den Sternen ab, die man rechts oben bzw. recht in der Mitte findet. Das sind die roten Riesen: gro\u00df und hell aber nicht extrem hei\u00df. Auch unsere Sonne wird einmal so enden. Irgendwann hat auch sie ihre letztes Element fusioniert – bei Eisen ist Schlu\u00df, denn hier m\u00fcsste man mehr Energie reinstecken um es zu fusionieren als bei der Fusion freigesetzt wird. Es gibt nichts mehr zu fusionieren; die k\u00fchlen, \u00e4u\u00dferen H\u00fcllen der Sternatmosph\u00e4re haben sich verfl\u00fcchtigt und \u00fcbrig bleibt der hei\u00dfe Kern des Sterns; kaum gr\u00f6\u00dfer als unsere Erde. Diese Objekte sind also hei\u00df – aber klein und damit nicht sehr hell. Sie finden sich daher im linken unteren Bereich des HRD: es sind die wei\u00dfen Zwerge<\/i>!<\/p>\n
Die Details des HRD k\u00f6nnte man noch seitenlang er\u00f6rtern – und in weiteren Artikeln werde ich das sicher auch noch tun. Es ist zum Beispiel \u00e4u\u00dferst interessant zu \u00fcberlegen, welchen Weg ein Stern im Laufe seines Lebens – beginnend vom sich verdichtenden Protostern in einer Gaswolke bis hin zum wei\u00dfen Zwerg oder Neutronenstern – durch das HRD nimmt und von welchen Parametern dieser Weg abh\u00e4ngt. Man kann das HRD aber auch benutzen, um das Altern von Sternhaufen zu bestimmen. Aber diese Themen hebe ich mir f\u00fcr sp\u00e4tere Artikel auf!<\/p>\n
(Und ganz vielen Dank an @Conz3D<\/a> der das HRD gebastelt und als public domain freigegeben hat!)
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