Sterne: Verteilung und Zustandsgrößen

Sterne: Verteilung und Zustandsgrößen
Sterne: Verteilung und Zustandsgrößen
 
Für Ibn Butlan, Arzt in Konstantinopel, war die Ursache der tödlichen Epidemie des Jahrs 1054 klar. Dass 15 000 Menschen an einer rätselhaften Krankheit gestorben waren, konnte nur mit jenem neuen Stern zusammenhängen, der plötzlich am Himmel aufgetaucht war. Vor allem chinesische und japanische Quellen dieser Zeit berichten von einem hellen Stern, der sich zwei Wochen lang sogar am Tageshimmel gezeigt hatte. Heute weiß man: Es handelte sich um eine Supernova. Deren Überreste können wir im Sternbild Stier heute noch als den bekannten Krebs-Nebel beobachten. Wir wissen heute auch, dass der Stern bereits 6000 Jahre früher explodiert war und dass dieses Ereignis wegen seiner großen Entfernung und der entsprechend langen Laufzeit des Lichts erst im Mittelalter sichtbar wurde.
 
Das Erscheinen einer Supernova mit Krankheit und Unheil zu verbinden, entsprach durchaus den Vorstellungen jener Zeit. Auffällige Ereignisse am Himmel galten bei vielen Völkern als Gotteszeichen. Viele Mythen und Märchen sind Zeugnisse der menschlichen Beschäftigung mit dem Sternenhimmel, der auch schon immer als Orientierungs- und Ordnungssystem von großer Bedeutung war. In der scheinbar systematischen Anordnung vieler Sterne an der Himmelskugel hat der menschliche Geist schon vor Tausenden von Jahren Gestalten sehen wollen. Diese Sternbilder sind allerdings in der Regel reine Projektionseffekte und sagen nichts über die tatsächliche räumliche Lage der in ihnen zusammengefassten Sterne aus.
 
 Die Sonnenumgebung
 
In der naturwissenschaftlichen Astronomie spielen die traditionellen Sternbilder nur noch eine geringe Rolle, zumal sich der Anblick des Himmels seit dem Altertum auch verändert hat. 1933 legte die Internationale Astronomische Union (IAU) 88 Sternbilder als Sternfelder fest und definierte dazu genaue Gebiete, die insgesamt die ganze Himmelskugel umfassen. Seitdem bilden diese Sternfelder die Grundlage der Sternnomenklatur. Nach einer weltweiten Konvention erhalten sämtliche Sterne eines Felds zu ihrer wissenschaftlichen Bezeichnung den Genitiv des griechischen Sternbildnamens. Um die Sterne innerhalb eines Sternbilds zu bezeichnen, werden sie im Prinzip nach absteigender Helligkeit geordnet. Dabei bekommen die hellsten Sterne seit Anfang des 17. Jahrhunderts griechische Buchstaben in alphabetischer Reihenfolge zugewiesen. Wega, der hellste Stern im Sternbild Leier, trägt deshalb den wissenschaftlichen Namen α Lyrae. Der zweithellste Stern im Sternbild Stier heißt dementsprechend β Tauri.
 
Wenn in einer klaren Nacht Myriaden von Lichtpunkten am Firmament funkeln, sind die meisten Menschen vom Anblick des Sternenhimmels überwältigt. Die Anzahl der Sterne im Universum ist nicht bekannt, doch wissen wir, dass allein zum Milchstraßensystem — der Galaxis — mindestens 100 Milliarden Sterne gehören. Von diesen kann man mit bloßem Auge bis zu 6000 erkennen. Doch erst Weitwinkelaufnahmen mit den Bildpunkten vieler Tausend Sterne lassen die ungeheure Anzahl der Himmelskörper ahnen. Der nahe liegende Schluss, dass sich die als Milchstraße sichtbare Materie vorwiegend in Sternen und nicht etwa in Gaswolken konzentriert, wurde durch genauere Untersuchungen über den Aufbau der Galaxis bestätigt. Danach haben die Sterne einen Masseanteil von etwa 90 % an der sichtbaren Materie des Milchstraßensystems. Diese Aussage trifft tendenziell auch für die meisten andern Galaxien zu. Das bedeutet, dass sich die sichtbare Materie des Weltalls überwiegend in Sternen konzentriert. Sterne sind somit die wesentliche Organisationsform der Materie im Universum.
 
Die Anzahl der Sterne der Galaxis entspricht etwa der Zahl der Reiskörner, die man bräuchte, um eine Kirche mittlerer Größe zu füllen. Trotz dieser enormen Anzahl ist der mittlere Abstand der Sterne — verglichen mit ihrem Durchmesser — meist sehr groß. Für Sterne in der Sonnenumgebung, also in einem Bereich mit einem Durchmesser von 20 Parsec (rund 66 Lichtjahre), entspricht der mittlere Abstand etwa 1,3 Parsec oder gut viereinhalb Lichtjahren. Dies bedeutet, dass sich etwa 3000 bis 4000 Sterne innerhalb einer Kugel mit einem Radius von 20 Parsec befinden sollten. Die mittlere Sterndichte wäre somit etwa 0,1 Stern/pc3. Dieser Wert stellt allerdings nur eine Extrapolation dar, weil selbst für diese vergleichsweise geringe Entfernung die verfügbaren Kataloge der sehr leuchtschwachen Sterne unvollständig sind.
 
Aus der mittleren Sterndichte und der mittleren Masse eines Sterns ergibt sich die mittlere Massedichte der Sternmaterie in der Sonnenumgebung. Sie beträgt 0,046 M / pc3 oder 3·10-24 g / cm3 (M ist die Masse der Sonne, pc3 ist das Kubikparsec). Dieser äußerst geringe Wert entspricht etwa zwei Wasserstoffatomen pro Kubikzentimeter. Im Vergleich dazu liegt die Dichte der Erdatmosphäre auf Meereshöhe zehntrillionenfach höher; sie beträgt 2·1019 Teilchen pro Kubikzentimeter.
 
Eine genaue Analyse der Sternverteilung zeigt, dass Sterne häufig Mehrfachsystemen angehören. Im sonnennächsten Bereich mit einem Radius von 5 pc, in dem die Sternverteilung praktisch vollständig bekannt ist, sind fast 60 % aller Sterne Mitglieder von Doppel- oder Mehrfachsystemen. Im etwas größeren Raumbereich bis 20 pc sind mehr als 200 Doppelsterne bekannt, deren Komponenten mehr als 30 % aller in diesem Volumen gezählten Sterne ausmachen.
 
Zu den berühmten Doppelsternsystemen gehört etwa der Sirius (α CMa) — der hellste Stern am Winterhimmel —, der von seinem Begleiter Sirius B, einem Weißen Zwerg, eng umkreist wird. Ein bekannter Doppelstern ist auch der zweite Deichselstern in der Sternfigur Großer Wagen (Teil des Sternbilds Großer Bär oder Ursa Major), gebildet durch die Sterne Mizar (ζ UMa) und Alkor (g UMa; wenn die griechischen Buchstaben zur Bezeichnung der Sterne nicht ausreichen, dann folgen auf sie die kleinen lateinischen). Wer Alkor, das »Reiterlein«, mit bloßem Auge erkennen kann, verfügt über eine gute Sehschärfe; Alkor diente daher früher als »Augenprüfer«. Erst 1974 wurde ein Doppelpulsar entdeckt, PSR 1913+16, der aus zwei um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisenden Neutronensternen besteht.
 
 Die Zustandsgrößen der Sterne
 
Vor fast 200 Jahren begann die physikalische Untersuchung des Sternenlichts. 1804 entdeckte der britische Naturforscher William Wollaston im Spektrum der Sonne dunkle Linien, die immer bei bestimmten Farben, also bestimmten Wellenlängen, auftraten. Zwölf Jahre später studierte der aus dem niederbayerischen Straubing stammende Glastechniker und spätere Physikprofessor Joseph von Fraunhofer ebenfalls das Sonnenspektrum und bezeichnete die schmalen dunklen Linien mit Buchstaben des lateinischen Alphabets. Heute kennen wir diese als Fraunhofer-Linien. Gegen Ende des vorigen Jahrhunderts untersuchten dann Physiker und Optiker nicht nur das Spektrum des Sonnenlichts, sondern auch das anderer Sterne. Schon bald fiel auf, dass die Spektren zwar von Stern zu Stern unterschiedlich sind, aber über diese individuellen Merkmale hinaus systematische Trends zeigen. Daher lag es nahe, die Sterne anhand ihrer spektralen Gemeinsamkeiten in Gruppen zusammenzufassen. Diese Gruppen werden heute als Spektralklassen bezeichnet.
 
Spektralklassen und Temperaturskala
 
Nahezu jedem aufmerksamen Betrachter fällt die unterschiedliche Farbe einzelner Sterne auf. So scheinen zum Beispiel die Gürtelsterne des Orion sowie die Hauptsterne Wega und Sirius der Sternbilder Leier beziehungsweise Großer Hund eine weiße Färbung aufzuweisen. Die Sonne und α Centauri A wirken eher gelb, Beteigeuze (α Orionis), Aldebaran (α Tauri) und Antares (α Scorpii) dagegen scheinen rötlich gefärbt zu sein.
 
Ähnlich wie bei Eisen kann man auch bei Sternen aus der Glühfarbe auf die ungefähre Oberflächentemperatur schließen. Allerdings gilt dies nur für Sterne, die den wesentlichen Teil ihrer Strahlung in den uns sichtbaren Wellenlängen von 400 bis 700 Nanometer aussenden. Um auch heißere oder kühlere Sterne — mit Strahlungsmaxima im ultravioletten oder infraroten Spektralbereich — zu erfassen, muss man entweder die Farbskala theoretisch in diese Spektralbereiche ausdehnen oder aber auf die für alle Spektralbereiche gültigen Gesetze der Wärmestrahlung zurückgreifen. Dabei ordnet man den entsprechenden Objekten mittels des Stefan-Boltzmann-Gesetzes oder des Wien'schen Verschiebungsgesetzes eine Temperatur zu. Es zeigt sich, dass die Oberflächentemperaturen (Effektivtemperaturen) der meisten Sterne kontinuierlich einen Bereich von 50 000 K bis 2000 K überdecken. Die Obergrenze bilden die sehr massereichen heißen Sterne, die Untergrenze wird durch die extrem massearmen oder extrem ausgedehnten kühlen Sterne markiert.
 
Die Annahme thermischer Strahlung erlaubt oft aber nur ein ungefähres Abschätzen der tatsächlichen Oberflächentemperatur eines Sterns. Eine exaktere und zuverlässigere Ordnung erhält man durch einen Vergleich des jeweiligen Sternspektrums mit international vereinbarten Referenzspektren ausgewählter Sterne. Sterne, deren gemessenes Spektrum einem Referenzspektrum entspricht, werden dann in die dadurch repräsentierte Spektralklasse eingeordnet.
 
Die einzelnen Spektralklassen — häufig auch als Spektraltypen bezeichnet — sind charakterisiert durch das Vorkommen oder Fehlen und insbesondere durch die relative Stärke ausgewählter Spektrallinien. In der historischen Entwicklung der Spektralklassifikation spielte die Stärke der Wasserstofflinien eine große Rolle, insbesondere die der Balmer-Serie. Deren Linien dominieren die Spektren von Sternen wie Wega und Sirius. Solche Sterne bezeichnet man als A-Sterne oder Sterne vom Spektraltyp A. Allerdings ist die Einteilung aufgrund der Balmer-Linien nicht eindeutig, da deren Stärke von den A-Sternen aus sowohl mit wachsender als auch mit abnehmender Oberflächentemperatur geringer wird. Zudem zeigen heiße Sterne mit Temperaturen über 25 000 K praktisch keine Balmer-Linien mehr.
 
Deshalb nutzt man zur Spektralklassifikation der heißen Sterne vor allem Linien des neutralen und ionisierten Heliums (He, He+), aber auch Linien ionisierter Atome (zum Beispiel O+, O2+, C+, C2+, Si2+, Si3+). Zur Klassifikation der kühlen Sterne dienen meist Spektrallinien neutraler oder einfach ionisierter Atome und Moleküle mit niedrigen Ionisationsenergien. Dazu gehören etwa die auffälligen Fraunhofer-Linien von Calcium (Ca, Ca+), Natrium (Na), Magnesium (Mg) und auch von Titanoxid (TiO), das in den Atmosphären sehr kühler und sauerstoffreicher Sterne mit Temperaturen ab 3000 K vorkommt.
 
Das heute gebräuchliche System der Spektralklassen wurde Anfang unseres Jahrhunderts am Harvard-Observatorium entwickelt. In dieser Harvard-Klassifikation sind die Hauptklassen der Sterne nach fallender Oberflächentemperatur von sehr heiß (Teff etwa 50 000 K) bis sehr kühl (Teff etwa 2500 K) geordnet und mit Buchstaben bezeichnet. Die von ihnen gebildete Sequenz lautet:
 
O —B —A —F —G —K —M·S·C
 
Innerhalb jeder dieser Hauptklassen findet eine Abstufung in zehn Unterklassen statt, die mit 0 bis 9 bezeichnet werden. Die Sonne trägt in diesem System die Bezeichnung G2, ist also ein Stern der Spektralklasse G und gehört der Unterklasse 2 an. Die sehr kühlen Sterne der Klassen M, S, C besitzen annähernd die gleichen Oberflächentemperaturen, aber jeweils ein unterschiedliches Kohlenstoff-Sauerstoff-Verhältnis in ihrer Atmosphäre. Sie bilden nach heutiger Auffassung eine Entwicklungssequenz, die mit einem M-Stern beginnt. Dessen Atmosphäre reichert sich mit Kohlenstoff an, der aus den inneren Bereichen des Sterns stammt. Dadurch verändert sich die ursprünglich sauerstoffreiche M-Stern-Atmosphäre über den S-Typ (etwa gleich viel Kohlenstoff wie Sauerstoff) in die kohlenstoffreiche Atmosphäre eines C-Sterns.
 
Leuchtkraftklassen und Sternmasse
 
Sterne mit gleicher Oberflächentemperatur, aber mit verschiedener räumlicher Größe unterscheiden sich in ihrer Leuchtkraft. Dieser Umstand erlaubt es, die Kategorien der Sterne weiter aufzuschlüsseln und zusätzlich Leuchtkraftklassen einzuführen. Im heute gebräuchlichen Ordnungsschema sind acht Leuchtkraftklassen definiert.
 
Abgesehen von der Leuchtkraftklasse der absolut hellsten Sterne, die die Nummer 0 trägt, sind die Leuchtkraftklassen mit abnehmender Helligkeit nach römischen Ziffern geordnet. Um eine feinere Abstufung im Bereich der Überriesen (Leuchtkraftklasse I) zu erreichen, wurden zusätzlich die Unterklassen a und b eingeführt. Die überwiegende Zahl der Sterne des Milchstraßensystems gehört zur Leuchtkraftklasse V, also zu den Zwergsternen. Zu ihnen zählt auch unsere Sonne, die in diesem System die Typenbezeichnung G2V trägt. Bei den Objekten der Leuchtkraftklasse V handelt es sich um Hauptreihensterne, also um Sterne, deren Energie durch Wasserstoffbrennen entsteht. Bei den Riesen und Überriesen dagegen stammt der Großteil ihrer Energie aus der Fusion von Helium oder von schweren Elementen wie Kohlenstoff oder Sauerstoff. Die extrem leuchtschwachen Angehörigen der Leuchtkraftklasse VII — die Weißen Zwerge — stellen Endstadien der Sternentwicklung dar; in ihnen ist jegliche Energieproduktion erloschen. Weitere Merkmale, die einen Stern definieren, sind neben den Fundamentalgrößen Leuchtkraft, Effektivtemperatur und Radius auch seine Masse M und die Elementhäufigkeiten in den äußeren Schichten. Die Häufigkeit der Elemente in den Randzonen entspricht in der Regel der ursprünglichen Zusammensetzung des Sterns bei seiner Entstehung.
 
Die Masse eines Sterns wird entweder direkt mittels des dritten Kepler'schen Gesetzes aus den Bahndaten von Doppelsternen ermittelt oder im Rahmen der Theorie des innern Aufbaus abgeleitet. Bei den Modellen dieser Theorie wird die Sternmasse mit andern fundamentalen Zustandsgrößen verknüpft. Im einfachsten Fall reichen dabei die vier Grundparameter Masse, Leuchtkraft, Effektivtemperatur und Elementhäufigkeiten aus. Die mit diesen beiden Methoden ermittelten Sternmassen liegen zwischen 0,07 und 100 Sonnenmassen. Die untere Grenze bilden die extrem lichtschwachen, gerade noch sichtbaren Zwergsterne. Ihr Minimalwert von einigen Hundertsteln Sonnenmasse stimmt überraschend gut mit der theoretisch kleinsten Masse eines »richtigen« Sterns überein, die bei etwa 0,08 Sonnenmasse liegt.
 
Für masseärmere Objekte bleibt die im Innern erreichbare Temperatur stets zu niedrig, um ein ausreichendes Wasserstoffbrennen zu gewährleisten, sodass in dieser Leichtgewichtsklasse keine normalen Hauptreihensterne existieren. Die hier vorkommenden Objekte, die Braunen Zwerge, entwickeln bei ihrer Entstehung in ihrem Zentrum Temperaturen von nur ein bis fünf Millionen Kelvin und eine Dichte zwischen 100 und 1000 g / cm3. Unter diesen Bedingungen kann sich nur Deuterium bilden, aus dem durch Kernfusion Helium entsteht. Die Energieproduktion ist deshalb stark limitiert und beschränkt sich hauptsächlich auf das Verbrennen des Deuteriums. Aus diesem Grund kühlen Braune Zwerge in kurzer Zeit zu leuchtschwachen Objekten ab. Ihre Masse dürfte den Bereich von 0,08 Sonnenmasse bis hinab zur Größenordnung der Planetenmassen überdecken.
 
Anders als die minimale Sternmasse erweist sich die Obergrenze von etwa 100 Sonnenmassen als eine physikalisch gegebene Stabilitätsgrenze. Wegen des in der Superschwergewichtsklasse herrschenden extremen Strahlungsdrucks können jenseits der Grenze von 100 Sonnenmassen keine stabilen Zustände mehr existieren.
 
Einen besonders einfachen Fall stellen in diesem Zusammenhang die Hauptreihensterne dar, aus deren Modellen sich eine — auch empirisch gut bestätigte — Beziehung zwischen Leuchtkraft und Masse ableiten lässt. Diese »Masse-Leuchtkraft-Beziehung« drückt aus, dass die Leuchtkraft L eines Hauptreihensterns näherungsweise mit der Potenz η seiner Masse M zunimmt. Der Wert für η hängt von der Elementzusammensetzung der Sterne ab und beträgt für Sterne der Population I etwa 3,15. Die Formel der Masse-Leuchtkraft-Beziehung, bezogen auf die jeweiligen Werte für die Sonne, lautet: L / L = (M / M)η. (Sonnenleuchtkraft LΣ = 3,85·1026 W, Sonnenmasse MΣ = 1,989·1030 kg). Bei Hauptreihensternen kann also bei bekanntem η aus der beobachteten Leuchtkraft direkt auf die Sternmasse geschlossen werden.
 
 
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) verknüpft die Spektralklassen der Sterne mit ihren Leuchtkraftklassen. Seinen Namen hat es nach dem dänischen Ingenieur Ejnar Hertzsprung und dem amerikanischen Astronomen Henry Norris Russell. In der ersten Dekade des 20. Jahrhunderts führte Hertzsprung das »Farben-Helligkeits-Diagramm« ein. Unabhängig davon kreierte Russel 1913 sein »Spektraltyp-Helligkeits-Diagramm«. Entlang der Abszisse ist dabei die Effektivtemperatur und entlang der Ordinate die Leuchtkraft oder die absolute Helligkeit aufgetragen. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sonnenumgebung berücksichtigt die sonnennahen Sterne innerhalb einer Entfernung von 10 Parsec oder etwa 33 Lichtjahren und enthält außerdem die scheinbar hellsten Sterne am Himmel. Es zeigt die typischen Merkmale jedes HRD für eine normale Sternverteilung. Besonders auffällig ist, dass mehr als 90 % der Sterne längs einer Diagonale von links oben nach rechts unten liegen. In den Gebieten außerhalb dieser Hauptreihe dagegen befinden sich nur wenige Objekte.
 
Grundlegende Bedeutung hat das HRD sowohl für das Studium der räumlichen und statistischen Verteilung unterschiedlicher Sterntypen als auch für die Aussage über die individuelle Entwicklung einzelner Objekte. So manifestiert sich die Entwicklung von Hauptreihensternen über Riesen zu Weißen Zwergen in einem typischen Durchlaufen des HRD. Die Sterne wandern von der Hauptreihe aus zunächst nach oben ins Revier der Riesen und fallen dann nach unten ins Reich der Weißen Zwerge.
 
Bei den Hauptreihensternen handelt es sich durchweg um Zwergsterne der Leuchtkraftklasse V. Sterne oberhalb der Hauptreihe gehören in das Reich der Riesen und Überriesen. Die Riesensterne zerfallen in mehrere Gruppen, die unterschiedliche »Äste« im HRD bevölkern: Der Ast der Roten Riesen setzt bei den kühlen Spektralklassen K und M ein und steigt fast senkrecht von der Hauptreihe auf.
 
Abgesetzt davon ist der Horizontalast, ein waagrechtes Band von Riesen nahezu konstanter Helligkeit mit der hundertfachen Leuchtkraft der Sonne. Ferner erkennt man den asymptotischen Riesen-Ast, der am Horizontalast einsetzt, sich asymptotisch dem Ast der Roten Riesen nähert und im rechten oberen Bereich des HRD im Übergangsgebiet der leuchtkräftigsten Roten Riesen und Überriesen zu den Planetarischen Nebeln ausläuft. In diesem Abschnitt des HRD liegen die hellsten kühlen Sterne mit Temperaturen zwischen 2500 und 3000 K und einer Leuchtkraft, die 10 000- bis 100 000-mal stärker ist als die der Sonne. Diese Sterne besitzen extrem ausgedehnte Hül- len, deren Radien das Tausendfache des Sonnenradius erreichen können.
 
Mehrere Größenordnungen unter der Hauptreihe befindet sich das Reich der Weißen Zwerge. Ihr bekanntester Repräsentant ist der Stern Sirius B, der Begleiter des Sirius. Als das natürliche Endstadium der sehr zahlreichen massearmen Sterne müssen Weiße Zwerge recht oft im Kosmos vorkommen. Sie sind aber nur schwer zu entdecken, da ihre Leuchtkraft äußerst gering ist und nur ein Tausendstel bis ein Zehntausendstel der Sonnenleuchtkraft beträgt. Ihre Anzahl ist nur in der Sonnenumgebung gut bekannt.
 
Neben diesen deutlich unterscheidbaren Hauptklassen des HRD existieren noch vereinzelte Objekte zwischen Hauptreihe und Riesen-Ast; diese »Unterriesen« stellen Übergänge von den Hauptreihensternen zu den Roten Riesen dar. Analog gilt dies auch für die Unterzwerge, die zwischen Hauptreihe und Weißen Zwergen liegen und den Übergang von den Zentralsternen der Planetarischen Nebel zu den Weißen Zwergen markieren.
 
Ein HRD stellt eine Momentaufnahme dar, in die einzelne Objekte gemäß ihrer Effektivtemperatur und Leuchtkraft eingetragen werden. Eine besonders stabile Situation im Leben eines Sterns ist das Wasserstoffbrennen, das bis zu zehn Milliarden Jahre dauert und im Vergleich zu andern Prozessen wie dem Helium- oder Kohlenstoffbrennen sehr lange Zeiträume überbrückt. Dies erklärt, warum wir den Großteil der Sterne in der Phase des Wasserstoffbrennens beobachten.
 
Aufbau und Struktur eines stabilen Sterns werden prinzipiell durch die vier Grundparameter Masse, Effektivtemperatur, Leuchtkraft und Elementzusammensetzung festgelegt. Das Hertzsprung-Russell-Diagramm erfasst davon lediglich zwei Größen, die Effektivtemperatur und die Leuchtkraft. Deshalb lassen sich aus der Lage eines Sterns im HRD keine direkten Rückschlüsse auf dessen Masse oder chemische Zusammensetzung ziehen. Die Beobachtung zeigt aber, dass im Milchstraßensystem die schweren Elemente (also alle Elemente schwerer als Helium) räumlich sehr unterschiedlich verteilt sind und dass diese Verteilung den verschiedenen Sternpopulationen entspricht. Dies sieht man zum Beispiel deutlich beim Vergleich des Farben-Helligkeits-Diagramms (FHD) eines galaktischen offenen Sternhaufens (Population I) mit demjenigen eines Kugelsternhaufens (Population II). In einem Farben-Helligkeits-Diagramm ist auf der horizontalen Achse der Farbindex B —V aufgetragen, auf der vertikalen Achse die scheinbare Helligkeit. Die Darstellungen in einem FHD ist gleichwertig mit der in einem HRD.
 
Trägt man in einem HRD oder in einem FHD nur Sterne mit annähernd gleicher chemischer Zusammensetzung ein, bleibt als unbekannte Größe nur noch die individuelle Sternmasse übrig. Bei Hauptreihenobjekten mit bekannter Leuchtkraft lässt sich die Masse dann mittels der Masse-Leuchtkraft-Beziehung direkt berechnen.
 
Prof. Dr. Erwin Sedlmayr, Dipl.-Phys. Karin Sedlmayr und Dr. Achim Goeres
 
Weiterführende Erläuterungen finden Sie auch unter:
 
Sterne: Aufbau und Entwicklung
 
Grundlegende Informationen finden Sie unter:
 
Astronomie: Hierarchische Ordnung des Kosmos
 
 
Cambridge-Enzyklopädie der Astronomie, herausgegeben von Simon Mitton. Aus dem Englischen. Sonderausgabe München 1989.
 
Der große JRO-Atlas der Astronomie, herausgegeben von Jean Audouze u. a. Aus dem Französischen. München 21990.
 Greenstein, George: Der gefrorene Stern. Pulsare, schwarze Löcher und das Schicksal des Alls. Aus dem Amerikanischen. Taschenbuchausgabe München 21989.
 Henkel, Hans Rolf: Astronomie. Thun u. a. 41991.
 Herrmann, Joachim: dtv-Atlas zur Astronomie. Tafeln und Texte. Mit Sternatlas. München 111993.
 Herrmann, Joachim: Großes Lexikon der Astronomie. München 41986.
 Kaler, James B.: Sterne. Die physikalische Welt der kosmischen Sonnen. Aus dem Amerikanischen. Heidelberg u. a. 1993.
 Langer, Norbert: Leben und Sterben der Sterne. München 1995.
 
Lexikon der Astronomie, bearbeitet von Rolf Sauermost. 2 Bände. Lizenzausgabe Heidelberg u. a. 1995.
 
Meyers Handbuch Weltall, Beiträge von Joachim Krautter u. a. Mannheim u. a. 71994.
 Oberhummer, Heinz: Kerne und Sterne. Einführung in die nukleare Astrophysik. Leipzig u. a. 1993.
 Scheffler, Helmut / Elsässer, Hans: Physik der Sterne und der Sonne. Mannheim u. a. 21990.
 Smolin, Lee: Warum gibt es die Welt? Die Evolution des Kosmos. Aus dem Amerikanischen. München 1999.
 Unsöld, Albrecht / Baschek, Bodo: Der neue Kosmos. Berlin 51991.
 Voigt, Hans-Heinrich: Abriß der Astronomie. Mannheim u. a. 51991.
 Weigert, Alfred / Wendker, Heinrich J.: Astronomie und Astrophysik. Ein Grundkurs. Weinheim u. a. 31996.
 Zimmermann, Helmut / Weigert, Alfred: ABC-Lexikon Astronomie. Heidelberg u. a. 81995.

Universal-Lexikon. 2012.

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