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Letzte Änderung: 15.06.2003
'Normale' Sterne: Die Hauptreihe
Um die Vielzahl der Sterne zu klassifizieren, benutzt man gerne ein sogenanntes Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD).In einem solchen Diagramm findet man als y-Achse die absolute Helligkeit der Sterne (also ihre wirkliche Leuchtkraft unabhängig von ihrer Entfernung), als x-Achse die Oberflächentemperatur; oft sind hier auch die Spektralklassen angegeben. Ermittelt man nun Helligkeit und Temperatur vieler Sterne und trägt diese Daten in das HRD ein, so findet man - neben einigen Ausreißergruppen - die allermeisten Sterne in einer S-förmigen Kurve aufgereiht, der sogenannten Hauptreihe. Um es gleich vorweg zu nehmen: Das Hauptreihenstadium der Sterne ist diejenige (längste) Lebensphase, in der die Sterne stabil und einigermaßen gleichmäßig leuchten; sie sind im energetischen Gleichgewichtszustand.
Oberflächentemperatur und Helligkeit der Hauptreihensterne (also somit ihre Position in diesem Diagramm) hängen nur von einer Größe ab: Der Masse des Sternes. Ist die Masse größer als z.B. bei unserer Sonne, ist der Druck im Kern dementsprechend höher. Damit steigt die Reaktionsgeschwindigkeit (weil die Wasserstoffkerne näher aneinander sind), und der Stern setzt pro Zeit mehr Materie im Fusionsprozess in Energie um. Diese Energie muß den Stern verlassen, was ja die Abstrahlung von der Oberfläche erledigt; somit steigen also Leuchtkraft und Temperatur der Oberfläche.
Rein beschreibend kann man das HRD und seine Hauptlinie also so deuten: Links oben finden wir die schwersten, leuchtkräftigsten und heißesten Sterne (Spektraltypen O, B und "frühe" A), in der Mitte die durchschnittlicheren Kandidaten (Spektraltypen späte A, F, G; zu diesen gehört unsere Sonne) und rechts unten die "mickrigen" Gestalten, die leicht, leuchtschwach und relativ kühl sind (K, M).
Zugleich hängt die Farbe der Sterne von der Temperatur ab. Um dies zu verstehen, muß man sich vor Augen halten, daß kurzwellige elektromagnetische Wellen eine höhere Energie besitzen als langwellige. Quantitativ ist der Effekt der Kopplung von abgestrahlter Wellenlänge und Temperatur von Wiener erfaßt worden und heißt dementsprechend Wiener´sches Gesetz.
In der Grafik rechts sind für drei Körper mit bestimmten Temperaturen die Intensität bestimmter Wellenlängenbereiche gegen die Wellenlängen selbst aufgetragen. Man sieht deutlich zwei Effekte:
- Die Gesamtstrahlungsmenge steigt mit erhöhter Temperatur,
- das Maximum der Abstrahlung liegt mit steigender Temperatur im kürzerwelligen Bereich.
Zurück vom Rennsport zu den Sternen. Bei den wirklich heißen Vertretern vom Spektraltyp O finden wir Oberflächentemperaturen von 25.000 Grad - sie wirken bläulich, da im Bereich des roten Lichtes viel weniger Strahlung abgegeben wird als im energiereichen blauen Teil des Spektrums. Teilweise liegt ihr Emissionsmaximum sogar schon im UV - Das ist u.A. die Energiequelle, die H II - Regionen zum Leuchten bringt.
Auf der anderen Seite der Größenskala stehen die lichtschwachen, rot leuchtenden K- und M-Sterne. Sie strahlen einen guten Teil ihrer Energie im Infraroten Bereich ab und erreichen Oberflächentemperaturen von vielleicht 3000 Grad.
Die Masse, damit die Dichte und der Materie- und Energieumsatz sinken also von links oben bis rechts unten im HRD - das hat eine weitere wichtige Konsequenz: Massereiche Sterne verbrauchen ihren Brennstoffvorrat im Kern weitaus schneller als durchschnittliche oder gar leichte. Damit setzen sie ihre Lebensdauer beträchtlich herab, denn sobald der Wasserstoff im Kern zur Neige geht, gerät das Verhältnis aus nach innen gerichteter Gravitation und entgegengesetztem Strahlungsdruck aus dem Gleichgewicht, die Sterne beenden dann ihre stabile Phase auf der HRD-Hauptreihe. Kleine, kühle M-Sterne dagegen haben ungeheuer große Lebenserwartungen.
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