Hertzsprung-Russel-Diagramm

In einem Herzsprung-Russel-Diagramm (HRD) wird die absolute Leuchtkraft von Sternen gegen ihre Spektralklasse aufgetragen. Die Spektralklasse ist der Frequenzbereich, in dem die Sterne hauptsächlich strahlen. Die meisten Sterne befinden sich in der Nähe einer Diagonalen, die als Hauptreihe bezeichnet wird.

Da die Sterne Wärmestrahlung abgeben, hängt die Spektralklasse mit der Temperatur der Fotosphäre (äusserste Schicht des Sterns) zusammen: je heisser der Stern, desto höhere Frequenzen strahlt er ab, das heisst, er strahlt blauer. Die absolute Leuchtkraft ist proportional zur Querschnittsfläche des Sterns: Ein grösserer Stern mit gleicher Fotosphärentemperatur hat eine grössere absolute Leuchtkraft.

Physik; Sonnensystem und Sterne; 1. Gymi; Hertzsprung-Russell-Diagramm

Schwarzkörperstrahlung

Alle physischen Körper emittieren Schwarzkörperstrahlung. Die Intensität dieser Strahlung für eine bestimmte Frequenz ist abhängig von der Temperatur, wie in der Grafik unten dargestellt. Die absolute Leuchtkraft eines Sterns ist die gesamte Strahlungsleistung, die er abgibt und skaliert daher mit seiner Grösse und Temperatur.

Physik; Sonnensystem und Sterne; 1. Gymi; Hertzsprung-Russell-Diagramm

Sternentwicklung

Je grösser die Sterne in der Hauptreihe sind, desto höhere Drücke herrschen im Innern. Die Kernfusion erfolgt in einer höheren Rate und der Stern brennt heisser, also blauer. Obwohl blaue Sterne (O und B) einen grösseren Wasserstoffvorrat haben, verbrennen sie den noch schneller und verbleiben weniger lange in der Hauptsequenz als kleinere Sterne. Ein Stern mit höherer Masse hat also eine höhere Intensität und ist Grösse. Das heisst, dass seine absolute Leuchtkraft höher ist. Die diagonale Ansammlung von Sternen im HRD entsteht durch diesen Zusammenhang der Sterne in der Hauptreihe.

Physik; Sonnensystem und Sterne; 1. Gymi; Hertzsprung-Russell-Diagramm

Rote Riesen

Wenn der Wasserstoffvorrat aufgebraucht ist, liefert die Kernfusion nicht mehr den nötigen Gegendruck, um der Gravitation standzuhalten und der Kern eines Sterns beginnt zu kollabieren. Dabei wird potenzielle Energie frei, die die äusseren Hüllen des Sterns aufbläst. Der Stern wird kühler, also röter und grösser (etwa auf Grössenordnung eines Sonnensystems) und hat damit eine grössere Leuchtkraft. Er wandert also im HRD Richtung rechts oben. Solche Sterne nennt man rote Riesen.

Wenn der Stern gross genug ist, entsteht im Kern ein genügend hoher Druck, um schwerere Kerne zu fusionieren. Der Fusionsprozess wird wieder in Gang gesetzt, der Kollaps des Kerns wird durch den entstehenden Gegendruck angehalten und der Stern bewegt sich im HRD wieder Richtung Hauptreihe. Dieser Vorgang kann sich je nach Grösse des Sterns mehrmals wiederholen. Der Vorgang stoppt spätestens bei Eisen, da die Fusion von Eisenkernen mehr Energie benötigt als freigesetzt wird.

Endstadien der Sterne: Weisse Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher

Bei einem kleinen Stern stoppt der Prozess früher und der Kern kollabiert. Zwei Elektronen können nicht den gleichen Zustand besetzen und daher entsteht ein Gegendruck, der den Kollaps aufhält, wenn sich die Elektronen zu nahe kommen. Durch die Kompression der übrig bleibende Kern sehr heiss (leuchtet weiss) und klein. Daher wird er weisser Zwerg genannt und ist links unten im HRD zu finden.

Ist der Stern genügend massiv, wird der Gegendruck der Elektronen überwunden und die Elektronen in die Protonen gepresst, wodurch Neutronen entstehen, welche genauso wie die Elektronen nicht im gleichen Zustand sein können und damit auch den Kollaps stoppen. Übrig bleibt ein Stern, bei dem Neutron dicht an Neutron liegt, was einem gigantischen Atomkern mit null Protonen ähnlich kommt. Diese extrem dichten Objekte nennt man Neutronensterne.

Wenn die kritische Masse eines Neutronensternes überschritten wird, kollabiert er in ein schwarzes Loch.