Begriff und Historie

Ein fundamentales Diagramm in der Stellarphysik, abgekürzt HRD, in dem in einer zweidimensionalen Auftragung die Leuchtkraft eines Sterns über dessen Effektivtemperatur oder alternativ über dem Spektraltyp dargestellt ist. Es ist zu beachten, dass in der Darstellung üblicherweise die höchste Temperatur bzw. der heißeste Spektraltyp (O) ganz links ist! Historisch geht das HRD auf die Astronomen Ejnar Hertzsprung (1873 – 1967) und Henry Noris Russel (1877 – 1923) zurück, die allerdings andere stellare Zustandsgrößen verwendeten (die zu den oben genannten proportional sind und daher das HRD in seiner Gestalt nicht verändern), nämlich absolute, visuelle Helligkeit über Farbindex (z.B. B-V, Differenz aus Helligkeit im blauen und visuellen Frequenzband). Heute nennt man diese ursprüngliche Darstellung Farben-Helligkeitsdiagramm (FHD).
Das HRD ist ein Zustandsdiagramm, das Auskunft über den Entwicklungszustand eines Sterns gibt. Damit ist es wesentliches Werkzeug der Sternentwicklung. Man kann aus der Position eines Sterns im HRD ziemlich eindeutig seinen Zustand charakterisieren und somit Sterne klassifizieren. Es gibt z.B. eindeutig zugeordnete Gebiete im HRD für

• Protosterne,
• Rote Riesen,
• Rote Zwerge,
• Weiße Zwerge,
• Pulsationsveränderliche wie den Cepheiden, und RR Lyrae-Sternen
• und für typische Vertreter der Yerkes-Leuchtkraftklassen.

Hauptreihe, Instabilitätsast, Hayashi-Linie

Vor allem aber gibt es eine charakteristische Linie, die von besonders vielen Sternen bevölkert wird: die Hauptreihe (engl. main sequence). Hier befinden sich Sterne im hydrostatischen Gleichgewicht. Gerade entstandene Sterne, die Protosterne und YSOs, zünden die Fusionsreaktionen und wandern auf die Hauptreihe. Man nennt sie daher Alter-Null-Hauptreihensterne oder ZAMS-Sterne (ZAMS: Zero-age Main Sequence). Die Sonne ist ebenfalls ein typischer Hauptreihenstern. Die Stellarphysiker können mit einfachen Modellen viele Eigenschaften von Sternen ableiten und z.B. Masse-Radius-Beziehungen, Masse-Leuchtkraft-Beziehungen oder Masse-Temperatur-Beziehungen bestimmen. Sie belegen, dass die Masse, der etwa von rechts unten nach links oben verlaufenden Hauptreihe im HRD nach links zunimmt: hellere Hauptreihensterne sind also auch (wie man auch sofort naiv annehmen würde) schwerer.
Nun kann man hervorragend Entwicklungspfade im HRD nachzeichnen und bekommt so eine Vorstellung davon, wie sich Sterne im Laufe ihres 'Lebens' entwickeln. Es stellt sich heraus, dass der wesentliche Parameter der Sternentwicklung die Sternmasse ist. Sie bestimmt die Zentraltemperatur im Sterninnern und regelt die thermonuklearen Fusionsprozesse. Letztendlich bestimmen gerade diese Prozesse das Schicksal am Ende der Sternentwicklung.
Weitere charakteristische Linien im HRD sind der Instabilitätsast, den pulsierende Sterne wie die Cepheiden und RR Lyrae-Sterne besiedeln und die Hayashi-Linie. Letztere markiert voll konvektive Sterne, die nur in ihrer Randregion radiativ sind, d.h. Energie durch Strahlung transportieren, und nur durch ihre Masse und chemische Zusammensetzung charakterisiert sind. Die Hayashi-Linie repräsentiert eine steile Linie im HRD, die näherungsweise von rechts oben nach links unten verläuft. Sie ist nur numerisch berechenbar und wurde von dem japanischen Astronomen C. Hayashi entdeckt. Rechts von der Hayashi-Linie ist kein Stern im hydrostatischen Gleichgewicht möglich. Die jungen, noch kontrahierenden Protosterne sind in diesem Bereich zu finden.

Massearme Sterne

Massearme Sterne, wie die Sonne, können ihren Zustand recht lange beibehalten und haben typische Lebensdauern im Bereich von Milliarden Jahren. Im Innern läuft vor allem die pp-Reaktion ab, eine Fusion von Wasserstoffkernen zu Heliumkernen. Marginal relevant ist der CNO-Zyklus, der ebenfalls im Wesentlichen Helium produziert. Nach einer Phase des Aufblähens zu einem Roten Riesen, steht am Ende der Sternentwicklung massearmer Sterne ein Kompaktes Objekt: ein Weißer Zwerg.

Massereiche Sterne

Hingegen haben massereiche Sterne kürzere Lebensdauern von einigen Millionen Jahren. Sie sind so heiß, dass zahlreiche Prozesse in ihren Schalen ablaufen (Schalenbrennen) und sie viel schwerere Elemente bis maximal zum Element Eisen (Ordnungszahl 26) fusionieren können. Noch schwerere Elemente können nur in den r-Prozessen und p-Prozessen der Supernovae Typ II oder in den s-Prozessen bei so genannten AGB-Sternen gebildet werden.