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.

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.

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.

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.

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