CL009 - Spektrakuläre Sternenvielfalt im Hertzsprung-Russell Diagramm

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Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm

CL009 - Spektralklassen und das Hertzsprung-Russell Diagramm

Die Episode über die Klassifikation der Sternspektren und dem wichtigen Hertzsprung-Russell Diagramm

In dieser Folge reden wir über die Klassifikation von Sternen anhand ihres Spektrums, sogenannte Spektralklassen, von Leuchtkraftklassen und dem phänomenalen Hertzsprung-Russell Diagramm.

Einleitung und Begrüßung

Die Semesterferien neigen sich dem Ende zu und die beiden freuen sich schon aufs kommende Semester, wo sie wieder neue Sachen über die Astronomie lernen können.

Das Thema dieser Folge ist das Hertzsprung-Russel Diagramm, aber die HörerInnen müssen sich bis zum Ende gedulden, denn vorab werden noch die Spektral- und Leuchtraftklassen von Sternen geklärt.

Spektralklassen

Sterne werden nach ihren Spektren klassifiziert in sogenannte Spektralklassen. Die Oberflächentemperatur und chemischen Zusammensetzung eines Sternes bestimmen sein Spektrum. Das Spektrum eines heißen Sternes weist ganz andere spektrale Merkmale auf als ein kühler Stern und so wurden sie in verschiedene Klassen eingeteilt. Je nachdem welches Merkmal sie in ihrem Spektrum haben, gehören Sie zu einer anderen Spektralklasse. Ein Spektrum ist ein Farbband, das man sich wie einen Regenbogen vorstellen kann. In dieser Folge betrachten wir nur das visuelle Spektrum, also jener Lichtanteil des elektromagnetischen Spektrums, das wir mit dem Auge auch sehen können. Durch ein Prisma kann das Licht, z.B. der Sonne, aufgespaltet werden und man sieht dann einen Regenbogen, man sieht also die einzelnen Farben separat aufgespaltet. Sieht man schwarze Linien in diesem Farbband, so sind das Absorptionslinien. Moleküle und Atome absorbieren bestimmte Energien des gesamten Energiespektrums eines Sternes, wodurch dann Lücken an bestimmten Stellen im Spektrum entstehen. Die Absorptionslinien sind an unterschiedlichen Stellen, je nachdem welche chemische Zusammensetzung und Temperatur der Stern hat.

Die Spektralklassifizierung von Sternen geht zurück ins Jahr 1813 auf Herrn Joseph von Fraunhofer. Er hat das Sonnenspektrum aufgenommen und im Spektrum dunkle Linien gesehen, konnte diese jedoch noch nicht so richtig zuordnen. Ein paar Jahrzehnte später (1859) haben dann Robert Wilhelm Bunsen und Gustav Robert Kirchhoff festgestellt, dass diese dunklen Linien im Spektrum Absorptionslinien von Elementen in der Sonne sind.

Morgan-Keenan System

Beobachtet man das Spektrum eines Sternes, so vergleicht man sein Spektrum immer zu sogenannten Standardspektren von Standardsternen. Dieses Standardsternspektrum repräsentiert die Merkmale der jeweiligen Spektralklasse sehr gut und sie wurden im Laufe der Zeit auch immer wieder erneuert und verbessert, da sich mit der Zeit auch die Instrumente und somit die Auflösung verbessert haben. Manche Standardsterne haben sich auch als nicht geeignet herausgestellt und wurden durch andere repräsentativere Sterne ersetzt. Das Morgan-Keenan System teilt die Spektren von Standardsternen in zehn verschiedene Klassen von O-Y. Das ursprüngliche war von O-M und wurde im Laufe der Zeit noch erweitert. Dabei unterscheidet man zwischen den frühen (O-A), mittleren (F,G) und späten (K-Y) Spektralklassen. Diese zehn Klassen werden dann noch unterteilt in Unterklassen von 0-9, also zum Beispiel O3 oder K7. Mittlerweile wurden sogar noch weitere Zwischenklassen eingefügt, nämlich 0.2, 0.5 und 0.7. Die Klassen werden vor allem durch Merkmale charakterisiert, die in der nachfolgenden Tabelle aufgelistet sind.

Klasse	Charakteristik	Farbe	Temperatur [K]	typ. Masse [M_Sonne]
O	ionisiertes Helium (He II)	blau	30 000 - 50 000	>18
B	neutrales Helium (He I), Balmer- Serie, Wasserstoff	blau - weiß	10 000 - 30 000	5
A	Wasserstoff, Calcium (Ca II)	weiß (leicht bläulich)	7 500 - 10 000	>1,9
F	Calcium (Ca II), Auftreten von Metallen	weiß-gelb	6 000 - 7 500	>1,4
G	Calcium (Ca II), Eisen und andere Metalle	gelb	5 300 - 6 000	>1
K	starke Metalllinien, später Titan(IV)-oxid	orange	3 900 - 5 300	>0,7
M	Titanoxid	rot-orange	2 300 - 3 900	>0,3
Braune Zwerge
L		rot	1300 - 2300
T		rot - IR	500 - 1300
Y		IR	200 - 500

Es gibt auch noch weitere Klassen, die so genannten Kohlenstoffklassen der roten Riesen, nämlich R, N und S, aber auf die wird in der Folge nicht näher eingegangen.

Unser Heimatstern die Sonne gehört zur Spektralklasse G2.

Damit man sich das alles besser merken kann gibt es gibt es tolle Merksprüche, wie:

• „Oh Be A Fine Girl/Guy Kiss Me (my Lips Tonight)“
• „Offenbar Benutzen Astronomen Furchtbar Gerne Komische Merksätze“
• „Ohne Bier aus’m Fass gibt’s koa Maß“

Falls Ihr eine tolle Idee für einen Merkspruch habt, dann würden wir uns sehr freuen, wenn ihr den mit uns teilt. Ihr könnt zum Beispiel auf unserer Website ein Kommentar hinterlasst, oder uns eine Nachricht auf Instagram oder Twitter schreiben.

Die Spektralklassen können dann noch mal unterteilt werden, je nachdem, ob sie irgendwelche speziellenBesonderheiten in ihrem Spektrum aufweisen. Das wird dann durch einen Suffix oder Präfix gekennzeichnet, zum Beispiel

• pec (peculiar) für Besonderhieten bei Linienintensitäten (Suffix)
• w (white dwarf) für Weißer Zwerg
• g für giant, normaler Riese (Präfix)
• sd (subdwarf) für Unterzwerg (Präfix)
• d (dwarf) für Zwergstern (Präfix, aber auch Suffix)

Leuchtkraftklassen

Neben den Spektralklassen gibt es auch noch Leuchtkraftklassen. Diese werden nach römischen Buchstaben von null bis sieben in folgende Klasssen unterteilt:

• 0: Hyperriesen
• I: Überriesen
• II: helle Riesen
• III: normale Riesen
• IV: Unterriesen
• V: Hauptreihensterne (Zwerge)
• VI: Unterzwerge
• VII: Weiße Zwerge

Die Sonne ist aktuell ein Hauptreihenstern der Leuchtkraftklasse V.

Hertzsprung-Russel Diagramm

Das Hertzsprung-Russel Diagramm, kurz HRD, ist in der nachfolgenden Grafik dargestellt (Cite Richard Powell).

Dabei werden zwei verschiedene Größen gegeneinander dargestellt. Auf der x-Achse (horizontale Achse) wird der Spektraltyp oder die Oberflächentemperatur, auch Effektivtemperatur genannt, aufgetragen und auf der y-Achse (vertikale Achse) die absolute Helligkeit.

Es wurde von den Astronomen Einar Hertzsprung und Henry Norris Russel im Jahr 1913 entwickelt und ist aktuell ein sehr bedeutendes Werkzeug in der Astronomie.

Die sehr markante von oben links nach unten rechts verlaufende Linie ist die Hauptreihe. Links oben auf der Hauptreihe befinden sich die hellsten und lichtstärksten Sterne, die O und B Sterne, die frühen Spektraltypen, und die lichtschwachen rötlichen Sterne befinden sich ganz rechts unten. Würde man die braunen Zwerge auch noch dazu darstellen, so würden die sich ganz rechts unten nach den roten Zwergen befinden. Dazu könnt ihr euch ein erweitertes HRD auf dieser Website ansehen.

Durch die bekannte, empirisch bestimmte Masse-Leuchtkraftbeziehung (L ~ M^3,5), sind die massereichsten Sterne links oben im Diagramm und die masseärmsten Sterne rechts unten.

Weiters gibt es im Diagramm auch die Riesenäste, die horizontalen Linien im HRD. Am Ende ihres Lebens, wenn die Sterne den Treibstoff (Wasserstoff) aufgebraucht haben, entwickeln sie sich von der Hauptreihe auf die Riesenäste.

Neben den Riesenästen und der Hauptreihe gibt es auch die weißen Zwerge, die sich links unten im Diagramm befinden. Sie haben hohe Oberflächentemperaturen, eine sehr geringe Leuchtkraft und einen kleinen Radius und sind das Endstadium der Entwicklung der meisten Sterne (alle Sterne unter 1,44 Sonnenmassen). Auch unsere Sonne wird einmal so enden. Weiße Zwerge sind allerdings keine Sterne mehr, da sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium in ihrem Inneren verbrennen.

Die Gebiete auf dem Diagramm sind aufgrund der Sternentwicklung unterschiedlich dicht besetzt. Entlang der Hauptreihe befinden sich die meisten Sterne, da Sterne einen Großteil ihres Lebens dort verbringen und ihre Helligkeit wird dabei im Laufe der Zeit nur minimal größer. In der Milchstraße befinden sich 90% aller Sterne auf der Hauptreihe. Am Ende ihres Lebens, wenn ihr Treibstoff aufgebraucht ist und sie nicht mehr Wasserstoff zu Helium umwandeln, blähen sie sich auf und wandern zu den Riesenästen. Die verschiedenen Riesenäste werden nach den verschiedenen Leuchtkraftklassen klassifiziert. Die oberste horizontale Linie ist die Klasse 0, die Hyperriesen, die nächste horizontale Linie sind dann die Überriesen, die Klasse I. Darunter befindet sich die Klasse II, die hellen Riesen, danach die Klasse III, die normalen Riesen und die zum Schluss die Klasse IV, die Unterriesen. Auch unsere Sonne wird sich am Ende ihres Lebens aufblähen und einen der Riesenäste entlangwandern. Ihr Endstadium ist dann ein weißer Zwerg, der sich links unten im Diagramm befinden. Hier sei noch kurz erwähnt, dass Sterne, je nach Masse unterschiedlich enden. Nicht alle Sterne enden als weiße Zwerge, massereichere Sterne enden beispielsweise in einem Neutronenstern oder einem schwarzen Loch. Die weißen Zwerge findet man weniger häufig im HRD, da man sie sehr schwer sehen kann, da sie so leuchtschwach sind.

Dann gibt es da noch die Hertzsprung Lücke. Diese befindet sich etwas oberhalb der Hauptreihe, etwa von den Spektralklassen mittleres A bis spätes F. Die Sterne entwickeln sich dort sehr schnell und daher sind dort auch sehr wenige Sterne.

Auf der Hauptreihe sind die Sterne sehr stabil und verbringen einen Großteil ihres Lebens. Die Sonne verbringt zum Beispiel ca. 10 Milliarden Jahre dort, bevor sie sich zum Roten Riesen wird. Sie ist zurzeit ungefähr 5 Milliarden Jahre alt, hat also noch mal so lange bis sie zu einem Roten Riesen wird.

Auf der Hauptreihe ist das linke Ende die Nullalterhauptreihe, auch ZAMS (Zero Age Main Sequence) genannt. Sobald sich das Wasserstoffbrennen in ihrem Inneren entzündet, sind sie auf der Hauptreihe und man beginnt zum zählen des Sternenalters. Also hat ein Stern das Alter 0, wenn er auf der Hauptreihe ankommt und Wasserstoffbrennen in seinem Inneren entzündet. Davor entwickelt sich ein Stern jedoch auch schon, das ist aber ein anderes Thema. Auf der Hauptreihe wird er im Laufe der Zeit etwas heller, bis er bei der Endalterhauptreihe, der TAMS (Termination Age Main Sequence) angelangt ist. Da hat ein Stern dann sein ganzes Material aufgebraucht und sie gehen über zu den Riesenästen.

Literatur

Ein Buch, das ich zum Nachlesen empfehlen kann ist zum Beispiel "Die Physik der Sterne. Aufbau, Entwicklung und Eigenschaften" von Mathias Scholz. Das wurde auch als Grundlage für diese Folge verwendet.

Allgemein ist in vielen grundlegenden Astronomiebüchern mehr Information zu den Themen dieser Folge zu finden.

Falls Ihr mehr weiterführende Literatur wollt, dann schreibt uns am besten eine Email an [e-mail].

Kontakt

Falls ihr Fragen habt, dann schickt uns eine Mail an [e-mail] oder schaut auf cosmiclatte.at.

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Kapitel

1. Einleitung (00:00:00)

2. Spektralklassen (00:03:03)

3. Morgan-Keenan System (00:05:55)

4. Leuchtraftklassen (00:14:54)

5. Hertzsprung-Russel Diagramm (00:16:03)