Techniklexikon

Hertzsprung-Russell-Diagramm

nach E. Hertzsprung und H.N. Russell benanntes Diagramm mit der absoluten Helligkeit der Sterne als senkrechte Achse (Ordinate) und dem Spektraltyp als waagrechte Achse (Abszisse). Traditionell werden die Koordinaten so angeordnet, dass die Bildpunkte der absolut hellsten Sterne oben und der frühen Spektralklassen links liegen.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist nicht gleichmässig mit Bildpunkten (vereinfacht gesprochen: mit Sternen) besetzt, sie häufen sich in einigen Gebieten (in »Ästen«), andere Gebiete werden dagegen mehr oder minder stark gemieden. Die Mehrzahl der Sterne liegt auf einem relativ scharf begrenzten Ast, der Hauptreihe (Zwergenast), die sich von den O-Sternen mit einer absoluten Helligkeit von etwa -6^m bis zu den M-Sternen mit absoluten Heiligkeiten von rund 9^m bis 16^m hinzieht (Abb. 1). Die auf der Hauptreihe liegenden Sterne (Hauptreihen-, Zwergsterne) bilden die Leuchtkraftklasse V; auch die Sonne ist ein Hauptreihenstern. Ein zweiter, nicht so scharf begrenzter Ast wird hauptsächlich von Sternen der Spektralklassen G0 bis M mit einer absoluten Helligkeit von ungefähr 0^m gebildet. Im Vergleich zu den Hauptreihensternen gleicher Spektralklasse (damit etwa gleicher effektiver Temperatur und folglich gleicher Flächenhelligkeit; Leuchtkraft) haben die Sterne des zweiten Astes eine grössere absolute Helligkeit und damit eine grössere leuchtende Oberfläche. Ihr Durchmesser ist daher grösser als der der Hauptreihensterne, so dass man sie als (normale) Riesensterne (Leuchtkraftklasse III), den Ast als Riesenast bezeichnet. Zwischen dem Riesenast und der Hauptreihe liegt das Gebiet der Unterriesen (Leuchtkraftklasse IV), d.s. Sterne, deren Durchmesser zwischen denen der Riesen und denen der Hauptreihensterne liegt. Dieses Gebiet ist von verhältnismässig wenig Sternen besetzt. Riesenast und Hauptreihe gehen nicht unmittelbar ineinander über: Im Gebiet der Spektralklassen A5 bis G0 existiert in der Verlängerung des Riesenastes eine auffällige Leere, die Hertzsprung-Lücke. Oberhalb des Riesenastes erstreckt sich das Gebiet der Überriesen (Leuchtkraftklasse I) und der hellen Riesen (Leuchtkraftklasse II), das zwar dünn, aber verhältnismässig gleichmässig mit Sternen besetzt ist. Etwa 1 bis 3 mag unterhalb der Hauptreihe liegen bei den mittleren und späten Spektralklassen die Unterzwerge. Ein isoliertes Gebiet etwa 8 bis 12 mag unterhalb der Hauptreihe im Bereich der Spektralklassen B bis G wird von Sternen mit sehr geringem Durchmesser, den Weissen Zwergen, eingenommen.

Zwischen dem Hertzsprung-Russell-Diagramm, das nur Sterne aus einem bestimmten Raumgebiet in der Umgebung der Sonne enthält, z.B. einer Kugel mit einem Radius von etwa 22 pc, und einem Hertzsprung-Russell-Diagramm für alle Sterne bekannter absoluter Helligkeit bis zu einer bestimmten (scheinbaren) Grenzhelligkeit (Abb. 3) besteht ein auffälliger Unterschied: In beiden Diagrammen ist die Hauptreihe am stärksten besetzt. Bei den sonnennahen Sternen liegen auf dem Riesenast nur sehr wenige Sterne, während im Hertzsprung-Russell-Diagramm für alle Sterne bis zu einer bestimmten Grenzhelligkeit der Riesenast stark bevölkert ist. Das liegt an der hohen absoluten Helligkeit der Riesensterne, die noch in sehr grossen Entfernungen aufgefunden werden können; Hauptreihensterne gleicher scheinbarer Helligkeit stammen indes wegen ihrer geringeren absoluten Helligkeiten aus einem viel kleineren Raumbereich.

Zur Bestimmung der wahren relativen Häufigkeitsverteilung der Sterne auf die verschiedenen Sterntypen wird eine möglichst vollständige Erfassung eines bestimmten Raumgebiets um die Sonne angestrebt, dessen Grenzentfernung nicht zu gross sein darf, um auch die absolut schwachen Sterne noch zu erfassen, aber auch nicht zu klein, da das untersuchte Volumen sonst keine der selteneren Sterntypen enthält. Wie stellarstatistische Abschätzungen zeigen, dürften von den Sternen absolut heller als 8^m innerhalb von 20 pc Sonnenentfernung nahezu alle bekannt, von den weniger hellen aber insgesamt etwa 66% noch unbekannt sein. Von den Sternen bis 20 pc Entfernung sind 90 bis 95% Hauptreihensterne, weniger als 1% Riesen und Überriesen, nahezu der gesamte Rest sind Weisse Zwerge, die aber wegen ihrer geringen absoluten Helligkeiten selbst in unmittelbarer Sonnennähe nur schwer auffindbar sind. Von allen Sternen sind die M-Sterne am häufigsten; sie dürften rund 80% ausmachen. Die Häufigkeitsverteilung nach der absoluten Helligkeit (ohne Rücksicht auf die Spektralklasse) gibt die Leuchtkraftfunktion.

Zwischen den Hertzsprung-Russell-Diagrammen der verschiedenen Sternpopulationen bestehen charakteristische Unterschiede. (Sie haben im wesentlichen zur Entdeckung der Populationen geführt.) Im Hertzsprung-Russell-Diagramm der extremen Population I ist die Hauptreihe bis zu den B- und 0-Sternen besetzt, im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Halopopulation fehlen hingegen die Hauptreihensterne mit einer Spektralklasse früher als F0, ausserdem sind die Riesenäste beider Populationen gegeneinander verschoben. Besonders deutlich zeigen sich die Unterschiede in einem Hertzsprung-Russell-Diagramm mit den Mitgliedsternen von offenen Sternhaufen, den typischen Vertretern der extremen Population I, und Mitgliedsternen von Kugelsternhaufen, den Vertretern der Halopopulation. Diese Unterschiede sind durch das unterschiedliche Alter der Objekte bedingt. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sonnenumgebung entspricht im wesentlichen dem der Population I.

Hertzsprung-Russell-Diagramm 1: vereinfachte Darstellung.

Hertzsprung-Russell-Diagramm 2: Entwicklungsweg der Sonne im HRD.

Hertzsprung-Russell-Diagramm 3: Kombiniertes Hertzsprung-Russell-Diagramm verschiedener offener Sternhaufen; aus der Lage des Abzweigungspunktes des Riesenastes vom Hauptast lässt sich das Alter des Sternhaufens abschätzen.