Vom Sonnensystem zu den Quasaren - UrsusMajor

Vom Sonnensystem zu den Quasaren
Kurz und vereinfacht zusammengefasst, die zwei direkt ablesbaren Kernaussagen dieses
HR Diagramms, welche für die Beobachtung wichtig sind:
• Die Farbe der Sterne hängt direkt mit deren Oberflächentemperatur und Spektralklasse
zusammen. Diese wichtige Erkenntnis ermöglicht es auch dem Amateur, anhand der
Sternfarbe und ohne spektroskopische Ausrüstung, bei Sternen bis zur ca. 7. Grössenklasse
die Spektralklasse, und damit die Oberflächentemperatur des Sterns sehr grob
abzuschätzen. G Sterne, mit einer Oberflächentemperatur von ca. 6’000°K, wie z.B. unsere
Sonne, erscheinen gelb. Es ist sinnvoll, sich diese Farbunterschiede einmal vor Augen
zu führen. Am besten eignen sich hierzu Doppelsterne mit grossem Farbkontrast
(siehe 6.2).
• In der gleichen Spektralklasse existieren Sterne mit wohl gleicher Oberflächentemperatur
und Farbe, aber stark unterschiedlicher Leuchtkraft. So ist z.B. ohne Detailanalyse
des Spektrums, oder der genauen Kenntnis der Distanz (zur Bestimmung der absoluten
Helligkeit) nicht klar, ob man nun einen nahe gelegenen Roten Zwerg unten rechts auf
der Hauptreihe, oder einen weit entfernten, Roten Riesen, direkt oberhalb davon im Diagramm
beobachtet.
Schwierig ist es, den Farbunterschied zwischen gelben G Sternen und gelborangen K- und
M- Sternen festzustellen. Im Teleskop erscheinen Rote Riesen wie α Orionis (Beteigeuze)
oder α Scorpii (Antares) gelborange. Zur Abschätzung der Farbe sollte der Stern leicht unscharf
gestellt werden, da dies bei flächigen Bildern leichter fällt, als bei punktförmigen. Es
gibt nur wenig wirklich rot oder orange leuchtende Sterne, meistens sog. Kohlenstoffsterne,
welche immer am rechten Rand des HR Diagramms angesiedelt sind, mit den Spektralklassen
M, R und N (Erläuterungen und Beobachtungsbeispiele siehe 6.3).
4.10 Lebenslauf der Sterne im HR Diagramm
Die einzelnen Bereiche des HR Diagramms verraten grob, in welchem Zustand oder Lebensabschnitt
sich ein Fixstern befindet. Mit dem Amateurteleskop können die meisten
dieser Entwicklungsstadien an zahlreichen Objekten beobachtet werden (beachte die entsprechenden
Hinweise im Text!). Diese direkte Verknüpfung von Theorie und Beobachtungspraxis
kommt meines Erachtens in der existierenden Einführungsliteratur zu kurz.
1. Hauptreihe
Aus einer Gaswolke entwickelt sich zuerst infolge Gravitation ein sog. Protostern. Sobald
Dichte und Temperatur im seinem Inneren die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium ermöglichen,
beginnt er zu leuchten. Solche extrem jungen Sterne können wir „life“ in diesem
noch instabilen Zustand beobachten, z.B. im Orionnebel (siehe 6.4.3) und in „Hubbles veränderlichem
Nebel“ (siehe 6.4.2)! Diese instabile Phase dauert mehrere Millionen Jahre,
während der Stern langsam im Diagramm von oben her auf die sog. Hauptreihe wandert.
Hier angekommen, erreicht er seine volle Leuchtkraft und verbringt jetzt da die längste und
stabilste Phase seines Lebens (Beispiel siehe unsere Sonne, 5.1). Welchen Platz (Spektralklasse)
er hier einnimmt und für welche Dauer, hängt vorwiegend von der Masse ab, die er
zu Beginn auf seinen Lebensweg mitbekommen hat.
Je mehr Masse er hat,
• umso heisser und heller wird ein Stern auf der Hauptreihe (dieser Zusammenhang wird
auch als Masse-Leuchtkraft Relation bezeichnet)
• desto weiter links und weiter oben erscheint er im Diagramm auf der Hauptreihe
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