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Hertzsprung-Russell-Diagramm – Klassifizierung von Sternen 14:22 min

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Transkript Hertzsprung-Russell-Diagramm – Klassifizierung von Sternen

Hallo, ich bin Numcy und heute erzähle ich euch etwas über die atemberaubenden Vorgänge der Physik. Dieser Beitrag ist über das Hertzsprung-Russell-Diagramm, kurz HRD. In den folgenden Minuten erkläre ich dir, wie es entstanden ist, wie es aufgebaut ist und welche Funktion es hat. Dazu werden wir uns im weiteren mit der Sternenentwicklung beschäftigen. Benannt wurde das Diagramm nach seinen Entdeckern. Dabei handelt es sich um den dänischen Astronomen Ejnar Hertzsprung und seinen amerikanischen Kollegen Henry Norris Russell. Bereits im Jahre 1910 hatte der Astronom Rosenberg erstmals ein Farbenhelligkeitsdiagramm für die Plejaden aufgestellt. Als Hertzsprung versuchte, die absolute Helligkeit von Sternen in Zusammenhang zu bringen mit ihren Spektralklassen, erlebte er eine Überraschung. Er konnte im Allgemeinen feststellen, das rötliche Sterne weniger hell waren, als blaue. Jedoch bei einigen Sternen stellte er fest, dass sie sich trotz gleicher Farbe in ihrer Helligkeit dramatisch unterscheiden. Hertzsprung selbst beschrieb das zwar in Worten, allerdings zeichnete er das nach ihm benannte Diagramm nicht selbst. Dies tat unabhängig von ihm der amerikanische Astronom Henry Norris Russell. Denn auch er suchte nach dem Zusammenhang von Farbe und Helligkeit eines Sternes. Russell entwickelte aufgrund seiner Beobachtungen eine Theorie zur Sternenentwicklung, die er allerdings später noch einmal korrigieren musste. Aber betrachten wir nun erst einmal, wie das HRD aufgebaut ist und was es aussagt. Auf der rechten Seite siehst du die absolute Größe. Dies hat nichts mit der räumlichen Ausdehnung eines Sternes zu tun, sondern ist das Maß für seine Helligkeit. Auf den senkrechten Achsen des Diagramms wird die Helligkeit der Sterne angegeben. Die Einheit für die Helligkeit von Sternen ist Magnetudo.Sie wird mit einem hochgestellen m abgekürzt. Außerdem ist zu beachten, dass ein positiver Zahlenwert auf eine geringe Leuchtkraft hindeutet, während der negative Bereich eine große Leuchtkraft angibt. Auf der linken Seite wird die Helligkeit im Vergleich zur Leuchtkraft der Sonne angegeben. Auf der waagrechten Achse erkennst du die Temperatur für den jeweiligen Farbbereich. Dabei ist zu erkennen, dass Sterne mit einem rötlichen Erscheinungsbild eine geringere Oberflächentemperatur aufweisen und Sterne, die ein bläuliches Leuchten zeigen, eine sehr hohe Oberflächentemperatur haben. Ebenfalls auf der waagrechten Achse wird der Spektraltyp angegeben. Die Spektraltypen beschreiben den Zusammenhang zwischen Farbe und Temperatur, die sogenannte Farbtemperatur eines Sternes. 7 Grundklassen werden im vereinfachten HRD unterschieden: Sterne des Spektraltyps O finden wir auf der linken Seite. Sie haben ein bläuliches Erscheinungsbild und eine Oberflächentemperatur zwischen 30-50000°. Der Spektraltyp B erscheint bläulich-weiß und weist eine Oberflächentemperatur von 10-30000° auf. Sterne vom Typ A sind weiß, sie haben Oberflächentemperaturen zwischen 7500° und 10000°. Die Spektralklasse F ist gelb-weißlich bei Oberflächentemperaturen von 6000°-7500°. Ein deutliches Gelb erkennt man bei den Sternen des Typs G. Ihre Oberfläche hat eine Temperatur zwischen 5000° und 6000 °C. Der Spektraltyp K gibt einem Stern ein deutlich oranges Erscheinungsbild, seine Oberflächentemperatur liegt zwischen 3500° und 5000°. Mit vergleichsweise moderaten 2000°-3500° Oberflächentemperatur warten Himmelskörper vom Typ M auf. Ihr Erscheinungsbild ist orange-rötlich. Die Spektraltypen im blauen Bereich auf der linken Seite werden als die frühen Spektraltypen bezeichnet. Dies geht darauf zurück, dass man noch zu Beginn des 20. Jahrhunderts fälschlicherweise der Ansicht war, Sterne würden ihr Dasein im heißen blauen Bereich beginnen und sich später abkühlen, sodass sie dann einen Spektraltyp im Bereich K oder M erreichen. Folglich werden diese als die späten Spektraltypen bezeichnet. Ferner gibt der Spektraltyp Aufschluss über die Lebenserwartung eines Sternes. So wissen wir heute, dass Sterne im blauen Bereich des Spektrums schon nach 10 Millionen Jahren ihren Brennstoffvorrat aufgebraucht haben, während ein Stern am rötlichen Ende des Spektrums einige 100 Milliarden Jahre existieren kann. Um einen verständlichen Vergleichswert zu haben, betrachten wir zunächst einmal, wo die Sonne ihren Platz im HRD hat. Die absolute Größe unseres Zentralgestirns liegt bei 4,87m. Dies entspricht somit logischerweise einer Sonnenleuchtkraft von 1. Die Oberflächentemperatur liegt bei etwa 6000°. Wir erkennen, dass die Sonne im Bereich des Spektraltyps G. liegt. Die Zahl gibt die genaue Lage in diesem Bereich an. Unsere Sonne ist also ein Stern vom Spektraltyp G2. Wir wir an Lage- und Zahlenwerten schon erkennen können, ist die Sonne also eher ein leuchtschwacher Stern. Deshalb nennt man Sterne dieses Typs auch gelbe Zwerge. Wenn wir nun allerdings die Sterne in der näheren Umgebung im Vergleich zur Sonne betrachten, so stellen wir fest, dass sie noch kleiner und noch leuchtschwacher sind. Sie erscheinen daher rechts unten im HRD und werden als rote Zwerge bezeichnet. Betrachten wir nun die Sterne in größerer Entfernung, ergibt sich ein deutlich erkennbares Band im HRD, das bis nach links oben führt. Da in diesem Bereich die meisten Sterne zu finden sind, bezeichnet man es als Hauptreihe. Eine ebenfalls auffällige Häufung gibt es bei Sternen mit Spektraltypen im späten also roten Bereich. Sie unterscheiden sich von den Hauptreihensternen allerdings durch eine erheblich größere Leuchtkraft. Wie man heute weiß, handelt es sich dabei um die sogenannten roten Riesen. Dies sind Sterne, die in ihrer Entwicklung sehr weit fortgeschritten sind und die Hauptreihe bereits verlassen haben. Je weniger Brennstoff ihnen zur Verfügung steht, desto größer werden sie. Dadurch verringert sich zwar ihre Oberflächentemperatur, jedoch wird die leuchtende Fläche größer, sodass sie deutlich heller sind, als die Hauptreihensterne des gleichen Spektraltyps. Viele dieser roten Riesen brechen am Ende ihres Daseins mehr oder weniger friedlich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen und werden zu sogenannten weißen Zwergen. Diese weißen Zwerge haben zwar eine große Oberflächentemperatur, allerdings sind sie so klein und kompakt, dass sie nicht besonders leuchtstark sind. Oberhalb der roten Riesen finden sich die Giganten des Weltalls. Es sind Sterne, die die Hauptreihe am Ende ihrer Entwicklung bereits verlassen haben und deren Brennstoffvorrat zur Neige geht. Sie besitzen überdurchschnittlich große Massen und infolgedessen auch eine überdurchschnittlich große räumliche Ausdehnung. Diese Sterne weisen aufgrund ihrer großen Oberfläche und ihrer verhältnismäßig hohen Oberflächentemperatur eine enorme Helligkeit auf. Wenn sie am Ende ihres Brennstoffvorrats unter ihrer eigenen Masse zusammenbrechen, kommt es meist zu einem Supernova-Ausbruch. In dessen Folge entsteht häufig ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch, das sich in Folge fehlender Abstrahlung nicht mehr ins HRD einpassen lässt. Bei unserer Sonne müssen wir uns da allerdings keine Gedanken machen. Zum Einen ist sie zu klein für einen Supernova-Ausbruch und zum Zweiten hat sie die Hauptreihe noch nicht verlassen. Und um kenntlich zu machen, wo in der Sternenentwicklung sich ein Stern befindet, hängt man noch eine lateinische Zahl an den Spektraltypen hinten dran. Im Falle unserer Sonne als Hauptreihenstern ist das die V. Und ein weiterer Bereich fiel den Astronomen bei der Auswertung des HRD auf. Es handelt sich dabei um die sogenannte Hertzsprung-Lücke, die zwischen der Hauptreihe und dem Riesenast liegt. An dieser Stelle ließen sich auffällig wenige Sterne einordnen, da das Spektrum eines Sternes in seiner Entwicklung diesen Bereich so gut wie nie durchläuft. Fassen wir die wichtigsten Dinge noch einmal zusammen. Das HRD stellt den Zusammenhang zwischen Temperatur und Farbe eines Sterns dar und setzt sie in Beziehung zu seiner Leuchtkraft. Dadurch kann man auf die Masse und das Alter eines Sternes schließen. Die Sterne auf der Hauptreihe befinden sich in der stabilsten und längsten Phase ihrer Entwicklung. Die roten Zwerge im Bereich K und M werden in einigen Milliarden bis einigen 100 Milliarden Jahren langsam ausglühen und erlöschen. Dies konnte allerdings aufgrund der großen Lebenserwartung noch nie beobachtet werden. Gelbe Sterne wie unsere Sonne entwickeln sich nach ein paar Milliarden Jahren zum roten Riesen. Diese Sterne sind leuchtstark durch ihre große Oberfläche, allerdings dadurch auch relativ kühl. Die meisten roten Riesen brechen schließlich unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen und werden zu weißen Zwergen. Diese weißen Zwergsterne sind dann sehr kompakt und durch ihre geringe Oberfläche auch nicht besonders leuchtmächtig, aber dafür verhältnismäßig heiß. Hauptreihensterne der frühen Spektraltypen O und B werden zu Überriesen und explodieren schließlich in einer Supernova. Die daraus resultierenden Neutronensterne oder schwarzen Löcher lassen sich nicht mehr im HRD erfassen. Danke fürs Zuhören und bis bald, dein Numcy.

4 Kommentare
  1. Sehr interessant

    Von Dw 69, vor fast 6 Jahren
  2. Das Spektrum in der Hertzsprung-Lücke wird durchlaufen. Von jedem Stern der ein Roter Riese wird. Nur der Brennzustand im Stern befindet sich nur sehr kurz in diesem instabilen Stadium und entwickelt sich daher schnell weiter.

    Von Twain88, vor mehr als 9 Jahren
  3. interessant

    Von Jakobs2, vor mehr als 9 Jahren
  4. Sehr schön, Numcy! Vielleicht in Zukunft zu so einem grundiegenden Thema 3 Videos zu je 5 Minuten?!?

    Von André Otto, vor mehr als 9 Jahren

Hertzsprung-Russell-Diagramm – Klassifizierung von Sternen Übung

Du möchtest dein gelerntes Wissen anwenden? Mit den Aufgaben zum Video Hertzsprung-Russell-Diagramm – Klassifizierung von Sternen kannst du es wiederholen und üben.

  • Benenne die wesentlichen Eigenschaften des Hertzsprung-Russel-Diagramms.

    Tipps

    Welche Achsen erkennst du im Diagramm?

    Was bedeuten die jeweiligen Größen dabei?

    Warum ist der Diagrammhintergrund farbig hinterlegt?

    Lösung

    Das Hertzsprung-Russel-Diagramm setzt Farbe und Temperatur eines Sterns in Bezug zu seiner Leuchtkraft.

    Betrachtet man im Diagramm einen Stern, so kann man mit Hilfe der vertikalen (senkrechten) Achsen seine Helligkeit bestimmen. Dies erfolgt entweder in Magnituden (hier auf der linken Seite des Diagramms) oder im Vergleich zur Leuchtkraft der Sonne (!) (hier auf der rechten Seite des Diagramms). Sterne mit einer hohen positiven Magnitude sind dabei leuchtschwach, bei einer hohen negativen Magnitude sind sie leuchtstark.

    Die vertikalen Achsen geben Aufschluss über die Temperatur der Sternoberfläche (obere Achse im Diagramm) und deren Farbe (Spektralklassen, untere Achse im Diagramm). Die Temperatur kann in Kelvin oder Grad Celsius angegeben sein. Die Spektralklassen beginnen bei 0 und enden bei M.

    Jeder Temperatur kann in der Physik auch eine Farbe zugeordnet werden: Leuchten Sterne in einer bestimmten Farbe, so gibt dies einen Aufschluss über ihre Oberflächentemperatur. Darum ist der Diagrammhintergrund farbig hinterlegt. Blaue und weiße Sterne sind sehr heiß (linke Seite), orange und rote Sterne vergleichsweise kühl (rechte Seite).

  • Ordne den Spektralklassen die jeweiligen Farben zu.

    Tipps

    Die Abbildung zeigt das Spektrum der jeweiligen Spektralklasse.

    Bei Spektralklasse A sind alle Teile des sichtbaren Lichts gleichmäßig vorhanden. Darum leuchten Sterne dieser Klasse weiß.

    Heißere Sterne haben ein in den Blaubereich verschobenes Spektrum.

    Kühlere Sterne haben ein in den Rotbereich verschobenes Spektrum.

    Lösung

    Die Spektralklassen der Sterne spiegeln noch einmal den Zusammenhang zwischen Oberflächentemperatur und Farbe eines Sterns wider.

    Wie man in der Abbildung der Spektralanalyse erkennt, sind bei Spektralklasse A alle Teile des sichtbaren Lichts gleichmäßig vorhanden. Darum leuchten Sterne dieser Klasse weiß. Heißere Sterne haben ein in den Blaubereich verschobenes Spektrum. Kühlere Sterne haben ein in den Rotbereich verschobenes Spektrum. Blaue Sterne besitzen eine sehr hohe Oberflächentemperatur, rote Sterne eine geringe. Dabei erstreckt sich der Temperaturbereich der Sterne von 50 000° Celsius bis lediglich 2 000° Celsius.

  • Ermittle, welcher Gruppe im Hertzsprung-Russel-Diagramm die folgenden Sterne zugeordnet werden können.

    Tipps

    Suche für jeden Stern im Diagramm den Punkt, wo sich die angegebene absolute Magnitude und die Oberflächentemperatur kreuzen.

    Die absolute Magnitude ist an der linken Achse dargestellt, die Oberflächentemperatur an der oberen Achse.

    Lösung

    Der weiße Zwerg Prokyon B liegt im Sternbild Kleiner Hund. Aufgrund seiner geringen Größe von nur etwa einem Hundertstel der Sonne ist er trotz hoher Oberflächentemperatur sehr leuchtschwach im Vergleich zur Sonne.

    Der Hauptreihenstern Alpha Centauri A im Sternbild des Zentauren ist der Sonne sehr ähnlich. Er ist etwas größer als die Sonne und etwa eineinhalb Mal so leuchtstark.

    Der Rote Riese Aldebaran liegt im Sternbild Stier. Er ist etwa zweieinhalb mal so schwer wie die Sonne, jedoch etwa 45 mal größer. Darum leuchtet er sehr hell: etwa 150 mal stärker als die Sonne.

    Der rote Überriese Beteigeuze liegt im Sternbild Orion. Er ist über 600 mal so groß wie die Sonne und besitzt aufgrund seiner Größe eine enorme Leuchtkraft, die etwa zehntausend Mal höher ist als die der Sonne.

  • Ermittle die wesentlichen Eigenschaften der Gruppen im Hertzsprung-Russel-Diagramm.

    Tipps

    Welche Information erhältst du durch Ablesen welcher Achse?

    Manche Grenzen können aufgrund der Achseneinteilung nicht genau abgelesen werden. Diese musst du abschätzen.

    Vergegenwärtige dir die wichtigsten Eigenschaften der Gruppen, damit du nichts verwechselst.

    Lösung

    Im Hertzsprung-Russel-Diagramm sind alle bekannten Sterne eingetragen. Daher sind die Merkmale der einzelnen Gruppen nicht an einem typischen Vertreter festlegbar.

    Aber eine Zusammenfassung wie folgt ist überschaubar und gut zu verinnerlichen:

    Überriesen sind aufgrund ihrer relativ hohen Oberflächentemperaturen und ihrer enormen Größe sehr leuchtstark. Sie befinden sich daher oben auf der rechten Seite im Hertzsprung-Russel-Diagramm. Sie bilden sich aus massereichen Sternen der Hauptreihe.

    Unter den Überriesen im Diagramm liegen die Riesen. Sie sind ebenfalls groß und leuchtstark, jedoch nicht in den Dimensionen, wie die Überriesen. Riesen bilden sich aus nicht so massereichen Sternen der Hauptreihe wie etwa unserer Sonne.

    Die Hauptreihensterne bilden im Diagramm einen fast diagonalen Ast. Sie umfassen alle Leuchtintensitäten und Oberflächentemperaturen, die in erster Linie von ihrer Masse abhängen. Den Großteil ihrer Lebensspanne verbringen Sterne als Hauptreihensterne.

    Die weißen Zwerge befinden sich unten links im Diagramm. Sie sind leuchtschwach, obwohl sie sehr hohe Oberflächentemperaturen besitzen können. Das liegt daran, dass sie im Vergleich mit den anderen Sterngruppen winzig sind. Sie bilden sich aus Riesen und sind somit das letzte Stadium der Entwicklung von nicht so massereichen Hauptreihensternen.

  • Gib die (voraussichtliche) Entwicklung unserer Sonne wieder.

    Tipps

    Überriesen entstehen aus blauen Hauptreihensternen.

    Rote Riesen mit weniger als acht Sonnenmassen entwickeln sich zu Weißen Zwergen.

    Lösung

    Die Sonne ist ein relativ massearmer Stern. Als solcher verbringt sie den Hauptteil ihrer Lebenszeit in der Hauptreihe des Hertzsprung-Russel-Diagramms.

    Gelbe Sterne (Spektralklassen G, F, A) werden zu Roten Riesen. Somit trifft dieses Schicksal auch unsere Sonne. Aber bis dahin vergeht noch etwas Zeit, das Anwachsen zum Roten Riesen, der die inneren Planeten Merkur und Venus verschlucken wird, beginnt erst in über 6 Milliarden Jahren. Etwa eine Milliarde Jahre später wird aus der Sonne ein Weißer Zwerg entstanden sein. Sehr schwere gelbe Hauptreihensterne (über acht Sonnenmassen) entwickeln sich hingegen zu einer Supernova!

    Überriesen entwickeln sich nur aus blauen Hauptreihensternen (Spektralklassen O und B). Diese explodieren in einer Supernova und werden dann entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch.

    Die roten Hauptreihensterne (Spektralklassen K und M) erlöschen als so genannte Rote Zwerge nach einer sehr langen Lebensspanne einfach.

  • Beurteile den Lebenszyklus des folgenden Sterns.

    Tipps
    Lösung

    Han ist ein blauer Stern der Hauptreihe. Er liegt in der linken oberen Ecke des Hertzsprung-Russel-Diagramms, weil er leuchtstark ist und entsprechend seiner Spektralklasse aufgrund seiner sehr hohen Oberflächentemperatur einen bläulichen Farbton besitzt.

    Überriesen entwickeln sich aus blauen Hauptreihensternen (Spektralklassen O und B). Diese explodieren in einer Supernova und werden dann entweder zu einem Neutronenstern oder einem Schwarzen Loch. Dies wird demnach auch auf den Stern Han zutreffen, sobald er beginnt, die Hauptreihe zu verlassen.

    Gelbe Sterne (Spektralklassen G, F, A) werden zu Roten Riesen. Somit trifft dieses Schicksal auch unsere Sonne. Aber bis dahin vergeht noch etwas Zeit. Das Anwachsen zum Roten Riesen, der die inneren Planeten Merkur und Venus verschlucken wird, beginnt erst in über 6 Milliarden Jahren. Etwa eine Milliarde Jahre später wird aus der Sonne ein Weißer Zwerg entstanden sein. Sehr schwere gelbe Hauptreihensterne (über acht Sonnenmassen) entwickeln sich hingegen zu einer Supernova.

    Die roten Hauptreihensterne (Spektralklassen K und M) erlöschen als sogenannte Rote Zwerge nach einer sehr langen Lebensspanne einfach.