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.