Hertzsprung–Russell–Diagramm - lehrer.uni

Hertzsprung–Russell–Diagramm
Hertzsprung–Russell–Diagramm
Nachdem Ende des 19. und zu Beginn des 20. Jahrhunderts für viele Sterne Spektralklassen und absolute
Helligkeiten bestimmt worden waren, lag es nahe, die Vielfalt der Kombinationen von Spektraltyp und
absoluter Helligkeit statistisch zu untersuchen.
Die ersten derartigen Untersuchungen führte 1905 der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung durch, der
sich zu dieser Zeit vor allem mit roten Sternen beschäftigte. Mit der absoluten Helligkeit eines Sterns, die er
in eben diesem Jahr definierte, hatte er ein Maß, um die Leuchtkräfte von Sternen zu vergleichen. Er
erkannte, dass Sterne, die ähnlich rot waren und somit dieselbe Oberflächentemperatur aufweisen,
durchaus unterschiedliche absolute Helligkeiten haben können. Dies war nur mit der Sterngröße zu
begründen und so unterschied er als erster Astronom zwischen Zwerg- und Riesensternen.
Etwa zur selben Zeit arbeitete Henry Norris Russell an den Spektren blauer Sterne (in der
Sonnenumgebung). Er stellte die absolute Helligkeit der untersuchten Sterne gegenüber dem Spektraltyp
(d.h. der Oberflächentemperatur) graphisch dar und erkannte in dem Diagramm bestimmte Strukturen.
Obwohl Russell das Diagramm entwickelt hat, heißt es dennoch Hertzsprung–Russell–Diagramm, da die
analytischen Arbeiten von Hertzsprung grundlegend waren.
Die Sterne ordnen sich nicht zufällig an,
sondern gruppieren sich in bestimmten
Bereichen im HRD. Am auffälligsten ist das
Band, welches das HRD von rechts unten
nach links oben durchzieht, die so
genannte Hauptreihe, auf der sich auch die
Sonne befindet.
Weiter fällt der von der Hauptreihe
abzweigende Ast auf, der sogenannte
Riesenast. Riesensterne befinden sich
generell über der Hauptreihe, da sie bei
gleicher Oberflächentemperatur wesentlich höhere Leuchtkräfte aufweisen als
Hauptreihensterne (geht nur durch riesige
Oberfläche).
Unterhalb der Hauptreihe befinden sich die
weißen Zwerge – Sterne, die bei gleicher
Oberflächentemperatur wie bei über ihnen
befindlichen Hauptreihensternen jedoch
sehr geringe Leuchtkräfte aufweisen.
http://commons.wikimedia.org/wiki/File:HRDiagram.png
Autor
Richard Powell auf Wikimedia Commons
Sterne senden als schwarze Körper Strahlung über das gesamte Spektrum aus. Nach dem Planckschen
Gesetz hat jeder Körper je nach Temperatur eine ganz bestimmte Intensitätsverteilung über die
verschiedenen Wellenlängen hinweg. Mit höher werdender Temperatur liegt das Maximum immer weiter
im kurzwelligeren Bereich und die Kurve rechts und links des Maximums steigt steiler bzw. fällt schneller
ab. Mit Hilfe von Beobachtungen der Strahlungsverteilung eines Sterns kann man deshalb die
Oberflächentemperatur sowie bei bekannter Oberfläche die Leuchtkraft dieses Sternes ermitteln.
Hertzsprung–Russell–Diagramm
Bei der Fotometrie werden die scheinbaren Helligkeiten des Sterns in verschiedenen
Wellenlängenbereichen seines Spektrums gemessen. Bildet man die Differenz der Helligkeiten von
kurzwelliger und langwelliger Messung, so erhält man den sogenannten Farbindex Fi mit
Fi = mk − ml ,
wobei mk die scheinbare Helligkeit kurzwelliger Strahlung und ml die scheinbare Helligkeit langwelliger
Strahlung sind.
Man bestimmt also im sichtbaren Spektralbereich die Differenz verschiedener Farbhelligkeiten. Da diese
Differenz von der spektralen Intensitätsverteilung abhängig ist, kennzeichnet sie gleichzeitig die „Farbe“ des
untersuchten Sternlichtes und stellt deshalb auch
ein Maß für die Oberflächentemperatur dar.
Traditionell bedeutend ist vor allem das
Johnson‘sche UBV-System, nach welchem man die
scheinbaren Helligkeiten für Ultraviolett, Blau und
Visuell (gelb-grün) misst. Dieses System wurde mit
der Zeit durch die Farbbänder Rot und Infrarot
erweitert.
Weiterhin hat man die Übereinkunft getroffen, dass für Sterne des Spektraltyps A0 mit einer Temperatur
von 104 K die Gleichung U = B = V gelten soll. Der Farbindex ist somit für A0-Sterne stets 0m , 0 . Für Sterne
mit höherer Oberflächentemperatur
Oberflächentemperatur stets positiv.
wird
der
Farbindex
negativ,
für
Sterne
geringerer
Beispiel:
Die Sterne α Peg und β Peg scheinen mit bloßem Auge gleichhell zu sein, in anderen Farbbändern dagegen
sind die scheinbaren Helligkeiten deutlich abweichend voneinander.
B in mag
V in mag
R in mag
B-V in mag
V-R in mag
α Peg
2,44
2,47
2,46
-0,03
+0,01
β Peg
4,09
2,42
0,91
+1,67
+1,51
Die Spektraltyp- bzw. Temperaturskala im HRD kann also durch einen bestimmten Farbindex ersetzt
werden. Am häufigsten werden hier die Differenzen B − V = mB − mV benutzt, wie auch im Diagramm
oben zu sehen ist. Solche Diagramme, bei denen dann die Helligkeit über der Farbe des Sterns aufgetragen
ist, nennt man Farb-Helligkeits-Diagramme (FHD).
Ein Farbindex von B − V = +1, 0 bedeutet somit, dass die scheinbare Helligkeit eines Sterns im B-Bereich
um 1 mag größer ist als im V-Bereich. Der Stern ist somit im V-Bereich 1 mag heller als im B-Bereich.