Das Hertzsprung-Russell-Diagramm

Der ESA-Satellit Gaia trug mehr als vier Millionen Sterne in ein Diagramm ein, das Farbe und Helligkeit gegenüberstellt.

Ein Diagramm, das Sterne ordnet

In den frühen 1900er-Jahren trugen zwei Astronomen unabhängig voneinander Sterne nach Helligkeit und Farbe oder Spektralklasse auf: Ejnar Hertzsprung in Dänemark und Henry Norris Russell in den USA. Wären Sterne zufällig verteilt, müssten die Punkte überall verstreut liegen. Das taten sie nicht. Die meisten bildeten ein diagonales Band. Darüber lag eine eigene Gruppe heller, kühler Sterne; später kam darunter eine Gruppe lichtschwacher, heißer Sterne hinzu. Heute heißt diese Darstellung Hertzsprung-Russell-Diagramm oder kurz HR-Diagramm. Sie gehört zu den meistgenutzten Werkzeugen der Astronomie.

Zwei Eigenheiten des Diagramms führen leicht in die Irre. Die Temperaturskala läuft rückwärts, mit heißen Sternen links, weil die alte Spektralfolge O B A F G K M von links nach rechts geschrieben wurde. Außerdem sind beide Achsen logarithmisch: Jeder Schritt nach oben auf der Leuchtkraftachse bedeutet zehnmal so viel Licht, von einem Zehntausendstel der Sonne bis zu einer Million Sonnen. Andernfalls würden die Sonne und die lichtschwachen Sterne unten zu einer unsichtbaren Linie zusammengedrückt.

Die Sterngruppen

• Hauptreihe: das diagonale Band von heißen, hellen Sternen oben links bis zu kühlen, lichtschwachen roten Zwergen unten rechts. Diese Sterne verschmelzen Wasserstoff in ihrem Kern. Laut NASA sind etwa 90% der Sterne Hauptreihensterne; auch die Sonne gehört dazu.
• Riesen: kühle, aber helle Sterne oberhalb der Hauptreihe, etwa Arktur und Aldebaran. Die ESA beschreibt den Roten-Riesen-Ast als einen Arm, der die Hauptreihe verlässt und nach rechts abbiegt, wenn Sterne altern und sich aufblähen.
• Überriesen: Sterne am oberen Rand des Diagramms, etwa Rigel und Beteigeuze. Ihre Strahlungsleistung ist mehrere Zehntausend Mal so groß wie die der Sonne oder noch größer.
• Weiße Zwerge: heiße, aber lichtschwache Sterne unten links, etwa Sirius B. Sie sind die zurückgebliebenen Kerne sonnenähnlicher Sterne.

Warum sind weiße Zwerge trotz ihrer hohen Temperatur lichtschwach? Nutze die Formel aus der Einheit zur Sternfarbe: Leuchtkraft = Radius² × (Temperatur ÷ 5772)⁴. Sirius B hat etwa 25 200 K. Damit würde jeder Quadratmeter für sich genommen 360-mal so hell strahlen wie die Sonnenoberfläche. Sein Radius beträgt aber nur 0.0086 Sonnenradien, und 0.0086² ist ungefähr 0.000074. Multipliziert ergibt das für den ganzen Stern etwa 0.027 Sonnenleuchtkräfte. Bei Beteigeuze ist es umgekehrt: Er ist kühler als die Sonne, deshalb strahlt jeder Quadratmeter schwächer. Seine Oberfläche ist jedoch etwa 524 000-mal so groß, und er leuchtet wie Zehntausende Sonnen.

Genau das zeigen die gestrichelten Linien im Modell. Auf jeder Linie haben alle Sterne denselben Radius: von 0.01 Sonnenradien unten links bis zu 1000 Sonnenradien oben rechts. Weiße Zwerge liegen nahe der 0.01-Linie, die Hauptreihe reicht von etwa 0.1 bis etwa 10, und Überriesen kommen an 1000 heran. Aus der Lage eines Sterns kannst du also drei Dinge zugleich ablesen: Temperatur, Leuchtkraft und Größe.

Eine Momentaufnahme, kein Entwicklungsweg

Es liegt nahe, die Hauptreihe als Weg zu lesen, den jeder Stern entlangwandert. Die NASA betont in ihren Lehrmaterialien jedoch: Sie zeigt Sterne unterschiedlicher Masse zu einem bestimmten Zeitpunkt. Die Masse legt fest, wo ein Stern auf der Hauptreihe liegt: schwere Sterne oben links, leichte unten rechts. Dort bleibt er den größten Teil seines Lebens. Erst wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, verlässt er seinen Platz, wandert nach oben rechts und wird zum Riesen. Schalte im Modell „Zukunft der Sonne“ ein, um den erwarteten groben Weg der Sonne zu sehen: den Riesenast hinauf und später hinab zu den weißen Zwergen. Die Linie ist eine Skizze, keine Berechnung.