In unserer Galaxie, der Milchstraße und Milliarden von Galaxien im Universum gibt es einige hundert Milliarden Sterne. Eine wichtige Technik in der Wissenschaft besteht darin, Dinge zu sortieren oder in Gruppen zu klassifizieren und nach Trends oder Mustern zu suchen. Astronomen machen das mit Sternen.
Bisher haben wir die Leuchtkraft und Farbe oder die effektive Temperatur von Sternen diskutiert. Diese können aufgezeichnet werden, um eine der nützlichsten Darstellungen für die Sternastronomie zu bilden, das Hertzsprung-Russell- (oder H-R-) Diagramm. Es ist nach den dänischen und amerikanischen Astronomen benannt, die im frühen 20. Jahrhundert unabhängig voneinander Versionen des Diagramms entwickelten.
In einem H-R-Diagramm ist die Leuchtkraft oder Energieabgabe eines Sterns auf der vertikalen Achse aufgetragen. Dies kann als Verhältnis der Leuchtkraft des Sterns zur Sonne ausgedrückt werden; L * / Lsun. Astronomen verwenden das historische Größenkonzept auch als Maß für die Leuchtkraft eines Sterns. Die absolute Größe ist einfach ein Maß dafür, wie hell ein Stern erscheinen würde, wenn er 10 Parsec entfernt wäre, und ermöglicht somit den einfachen Vergleich von Sternen. Nur um die Dinge zu verwirren: Je niedriger oder negativer die Größe, desto heller der Stern. Per Definition ist ein Stern der Größe 1 100 × heller als einer der Stärke 6. Unsere Sonne hat eine absolute Größe von + 4,8.
Die effektive Temperatur eines Sterns ist auf der horizontalen Achse eines H-R-Diagramms aufgetragen. Eine Besonderheit hierbei ist, dass die Temperatur in umgekehrter Reihenfolge aufgetragen wird, mit einer hohen Temperatur (ca. 30.000 – 40.000 K) links und einer kühleren Temperatur (ca. 2.500 K) rechts. In der Praxis messen Astronomen tatsächlich eine Größe, die als Farbindex bezeichnet wird und einfach die Differenz in der Größe eines Sterns darstellt, wenn sie durch zwei verschiedenfarbige Filter gemessen wird. Sterne mit einem negativen Farbindex sind bläulich, während kühlere orangefarbene oder rote Sterne einen positiven Farbindex haben.
Die dritte mögliche Skala für die horizontale Achse ist die Spektralklasse eines Sterns. Durch Aufteilen des Lichts von einem Stern durch einen Spektrographen kann sein Spektrum aufgezeichnet und analysiert werden. Sterne ähnlicher Größe, Temperatur, Zusammensetzung und Andere Eigenschaften haben ähnliche Spektren und werden in dieselbe Spektralklasse eingeteilt. Die Hauptspektralklassen für Sterne reichen von O (am heißesten) bis B, A, F, G, K und M (am kühlsten). Unsere Sonne ist eine G-Klasse Stern. Durch Vergleichen der Spektren eines unbekannten Sterns mit Spektren ausgewählter Standardreferenzsterne kann eine Fülle von Informationen, einschließlich seiner Farbe oder effektiven Temperatur, bestimmt werden.
Wenn wir nun ein Hertzsprung-Russell-Diagramm für a zeichnen Einige tausend nächste oder hellste Sterne sehen wir wie folgt:
Wie wir sehen können, erscheinen Sterne nicht zufällig auf dem Plot, sondern scheinen in vier Hauptregionen gruppiert zu sein. Dies ist von großer Bedeutung, da es nahe legt sts, dass es einen Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft und der Temperatur eines Sterns geben kann. Obwohl dies nicht überraschend ist (tatsächlich haben wir bereits gesehen, dass ein heißerer Stern mehr Energie pro Oberflächeneinheit emittiert als ein kühlerer Stern), wird die Beziehung durch das Vorhandensein dieser vier Gruppen kompliziert. Lassen Sie uns diese genauer untersuchen.
Die meisten Sterne scheinen in Gruppe A zu fallen. Sie zeigen einen allgemeinen Trend von kühlen, dunklen Sternen in der unteren rechten Ecke bis zu heißen, extrem hellen Sternen in der oberen linken Ecke das passt zu unserer erwarteten Beziehung zwischen Temperatur und Leuchtkraft. Diese Gruppe wird als Hauptsequenz bezeichnet, daher sind die darauf gefundenen Sterne Hauptsequenzsterne. Unsere Sonne ist ein solches Beispiel. Andere sind α Cen, Altair, Sirius, Achernar und Barnards Stern.
Sterne in Gruppe B sind meistens 6.000 K oder kühler, aber leuchtender als Hauptreihensterne mit derselben Temperatur. Wie kann das sein? Der Grund dafür ist, dass diese Sterne viel größer sind als Hauptreihensterne. Obwohl sie die gleiche Energiemenge pro Quadratmeter wie Hauptreihensterne emittieren, haben sie eine viel größere Oberfläche (Fläche ∝ Radius2), die emittierte Gesamtenergie ist daher viel größer. Diese Sterne werden als Riesen bezeichnet. Beispiele hierfür sind Aldebaran und Mira.
Die Sterne in Gruppe C sind noch leuchtender als die Riesen. Dies sind die Überriesen, die größten Sterne mit extrem hohen Leuchtdichten. Ein Rot Überriesen wie Betelgeuse würden sich über die Umlaufbahn des Jupiter hinaus erstrecken, wenn sie die Sonne in unserem Sonnensystem ersetzen würden.
Die letzte interessierende Gruppe sind die Sterne in Gruppe D. Aus ihrer Position im HR-Diagramm sehen wir das Sie sind sehr heiß und doch sehr dunkel.Obwohl sie große Mengen an Energie pro Quadratmeter abgeben, haben sie eine geringe Leuchtkraft, was bedeutet, dass sie daher sehr klein sein müssen. Sterne der Gruppe D sind in der Tat als weiße Zwerge bekannt. Sirius B und Procyon B sind Beispiele. Weiße Zwerge sind viel kleiner als Hauptreihensterne und ungefähr so groß wie die Erde. Das folgende Diagramm zeigt die Hauptgruppen, die zusammen mit Beispielsternen in jeder Gruppe gekennzeichnet sind.
