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Die '''Hauptreihe''' wird in der [[Astronomie]] durch die [[Stern]]e gebildet, die ihre [[Strahlungsenergie]] durch [[Wasserstoffbrennen]] im [[Sternaufbau|Kern]] freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]] (HRD) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner [[Sternentwicklung|Entwicklung]] auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der ''Nullalter-Hauptreihe'' ({{lang|en|zero age main sequence}}, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur ''Endalter-Hauptreihe'' ({{lang|en|terminal age main sequence}}, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Sterne in [[Leuchtkraftklasse]]n.
Fotographie Beatrice Vohler
 
== Details ==
[[Datei:Dwarf Stars.png|mini|Größenvergleich zwischen den in der Tabelle genannten Beispielsternen.]]
[[Datei:HRDiagram.png|mini|[[Farben-Helligkeits-Diagramm]] der Sterne des [[Hipparcos]]-Katalog. Die deutlich erkennbare Hauptreihe verbreitert sich bei den „frühen“ Typen.]]
Die Hauptreihe ist als solche erkennbar, weil [[Stern]]e sich die längste Zeit ihres Lebens (während des [[Wasserstoffbrennen]]s im Kern) in einem stabilen [[Gleichgewicht (Systemtheorie)|Gleichgewicht]] befinden. Die im Kern des Sterns freigesetzte [[Kernfusion|Fusions]]<nowiki />energie wird kontinuierlich nach außen transportiert, bis sie schließlich an der [[Sternoberfläche]] abgestrahlt wird, siehe [[Sternaufbau]].
 
Der Gleichgewichtszustand in dieser sogenannten Hauptreihenphase hängt kaum ab von der [[Metallizität|chemischen Zusammensetzung]], die schon bei der [[Sternentstehung]] unterschiedlich sein kann und sich im Laufe des Wasserstoffbrennens verändert, sehr empfindlich jedoch von der Masse des Sterns. Die Masse beeinflusst die beiden leicht beobachtbaren Zustandsgrößen Oberflächentemperatur und Helligkeit in gleichem Sinne. Dadurch erstreckt sich die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm und ähnlichen Diagrammen diagonal von hell und blau (heiß) links oben nach leuchtschwach und rot (kühl) rechts unten. Dabei variiert die Oberflächentemperatur nur über gut eine Größenordnung, die Helligkeit jedoch über mehr als sieben Größenordnungen. Das liegt einerseits daran, dass die Strahlungsdichte mit der vierten Potenz der Temperatur zunimmt, andererseits nimmt auch der Radius und damit die strahlende Oberfläche mit der Leuchtkraft zu.
 
Sterne bewegen sich während ihrer Hauptreihenphase ein wenig nach oben links im HR-Diagramm. Beim Erlöschen des Wasserstoff-Kernbrennens und dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe mit zunehmender Geschwindigkeit nach rechts oben und werden zu [[Roter Riese|Roten Riesen]]. Sie können die Hauptreihe jedoch in späteren Stadien, zum Beispiel auf dem Entwicklungsweg zum [[Weißer Zwerg|Weißen Zwerg]], durchqueren, wobei sie dabei natürlich nicht mehr die Eigenschaften von typischen Hauptreihensternen annehmen. Die Lage eines Sterns im HR-Diagramm relativ zur Hauptreihe wird als [[Leuchtkraftklasse]] angegeben, wobei die Hauptreihe die Leuchtkraftklasse V besetzt. Unterhalb der Hauptreihe liegen die Klassen VI und VII, oberhalb Klassen bis 0 (Hyperriesen).
 
Die Hauptreihe hat an ihrem heißen Ende, bei den [[Spektralklasse]]n O und B, eine größere Dicke und umfasst dort auch die Leuchtkraftklassen IV und III. Dies hängt damit zusammen, dass die dortigen massereichen Sterne eine nicht-konvektive äußere Hülle haben, sodass die Metallizität über die [[Opazität]] einen größeren Einfluss auf den Energietransport hat. Zudem haben massereiche Sterne eine viel geringere Lebensdauer, sodass ein größerer Teil von ihnen kurz vor dem Übergang zum Stadium eines Roten Riesen steht.
 
Die Hauptreihensterne am kühlen Ende der Hauptreihe mit [[Roter Zwerg|Spektralklasse M]] sind dagegen sämtlich jugendlich, da sie ihren Wasserstoff sehr langsam verbrauchen. Anders als die wenigen roten Punkte im Farben-Helligkeits-Diagramm rechts vermuten lassen, sind sie sehr viel zahlreicher als die heißen Sterne (bloß nicht so weit sichtbar) und dominieren mit ihrer großen Zahl den Durchschnittswert der Sternenmasse, der bei ungefähr 0,6 [[Sonnenmasse]]n (M<sub>''☉''</sub>) liegt<ref name="saj">{{Literatur|Autor=S. Ninkovic und V. Trajkovska|Titel=On the mass distribution of stars in the solar eighbourhood|Sammelwerk=Serb. Astron. J.|Band=172|ISBN=|Seiten=17–20|Hrsg=|Datum=2006|DOI=10.2298/SAJ0672017N}}</ref> was der Spektralklasse K entspricht. Dabei befindet sich die [[Sonne]] auf der Hauptreihe etwas rechts unterhalb der Mitte.
 
Die Unterteilung der Hauptreihensterne findet im Allgemeinen nach der ZAMS-Masse statt und richtet sich nach verschiedenen Eigenschaften des Sterninneren oder der Sternentwicklung. Welche Einteilung jeweils gewählt wird, hängt vom Zweck ab. Die Unterteilung in einen „unteren“ und „oberen“ Bereich basiert auf den Prozessen, durch die in Sternen Energie freigesetzt wird. Sterne unterhalb 1,5 M<sub>''☉''</sub> verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium ([[Proton-Proton-Reaktion]]). Oberhalb dieser Masse (in der oberen Hauptreihe) dominiert der [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus]]. Eine andere Unterteilung in „hohe“, „mittlere“ und „niedrige“ Massen basiert auf den [[Sternaufbau#Energietransport|Energietransportmechanismen]] innerhalb des Sterns: Sterne niedriger Masse (<0,5 M<sub>''☉''</sub>) sind vollkonvektiv, Sterne mittlerer Masse (0,5–1,5M<sub>''☉''</sub>) haben eine radiative Strahlungstransportzone im Kern und eine konvektive Hülle, massereiche Sterne (>1,5M<sub>''☉''</sub>) haben einen konvektiven Kern und eine radiative Hülle. Alternativ kann man zwischen „hohen“ und „mittleren“ Massen eine Grenze von etwa 8M<sub>''☉''</sub> ansetzen, da sich Sterne höherer ZAMS-Masse im Allgemeinen zu einer [[Supernova]] entwickeln, solche niedrigerer Masse dagegen zu [[Weißer Zwerg|Weißen Zwergen]]. In [[Doppelstern]]systemen kann die Entwicklung vor allem wegen [[Wechselwirkender Doppelstern|Massentransfer]] zwischen den Komponenten anders verlaufen.
 
== Geschichte ==
Der dänische Astronom [[Ejnar Hertzsprung]] entdeckte 1906 in [[Potsdam]], dass die rötlichsten Sterne – klassifiziert als K- und M-Sterne – in zwei verschiedene Gruppen unterteilt werden können. Diese Sterne sind entweder sehr viel heller als die Sonne oder viel schwächer. Um diese Gruppen zu unterscheiden, nannte er sie „Riesen“ und „Zwerge“. Im folgenden Jahr begann er mit der Untersuchung von Sternhaufen, großen Gruppierungen von Sternen, die alle ungefähr in derselben Entfernung liegen. Er veröffentlichte erste Diagramme, die die Farbe mit der Leuchtkraft dieser Sterne verglichen. Diese Diagramme zeigten eine herausragende, kontinuierliche Reihe von Sternen, die er Hauptreihe nannte.<ref name="brown">{{cite book | first=Laurie M.  | coauthors= Abraham Pais, A. B. Pippard | last=Brown | authorlink=Patrick Moore (Astronom) | language=Englisch | year=1995 | title=Twentieth Century Physics | publisher=CRC Press | id=ISBN 0-7503-0310-7 }}</ref>
 
An der [[Princeton University]] verfolgte [[Henry Norris Russell]] eine ähnliche Idee. Er untersuchte die Beziehung zwischen der spektralen Klassifikation von Sternen und ihrer [[Absolute Helligkeit|absoluten Helligkeit]], d.&nbsp;h. der Helligkeit unabhängig von der Entfernung. Zu diesem Zweck benutzte er eine Auswahl von Sternen, die verlässliche [[Parallaxe]]n haben und die bereits in Harvard kategorisiert wurden. Nachdem er die Spektraltypen dieser Sterne gegen ihre absolute Helligkeit aufgezeichnet hatte, fand er, dass die Zwergsterne einer deutlichen Beziehung folgten. Dies erlaubte es, die wahre Helligkeit eines Zwergsterns mit hinreichender Genauigkeit vorherzusagen.<ref name="obs36">{{cite journal|last=Russell | first=H. N. | language=Englisch | title=Giant and dwarf stars | journal=The Observatory | year=1913 | volume=36 | pages=324–329 | bibcode=1913Obs....36..324R }}</ref>
 
Bei den roten Sternen, die von Hertzsprung beobachtet wurden, folgten die roten [[Zwergstern]]e der Spektral-Leuchtkraft-Beziehung von Russell. Die [[Riesenstern]]e waren jedoch viel heller als die Zwerge und unterlagen demzufolge nicht der gleichen Beziehung. Russell schlug vor, dass die „Riesensterne eine niedrige Dichte oder eine große Oberflächenleuchtkraft haben müssen, und das Gegenteil gilt für die Zwergsterne.“ Die gleiche Kurve zeigte, dass es sehr wenige weiße schwache Sterne gibt.<ref name="obs36" />
 
1933 führte [[Bengt Strömgren]] den Begriff Hertzsprung-Russell-Diagramm ein, um ein Spektral-Leuchtkraft Diagramm zu bezeichnen.<ref>{{cite journal|last=Strömgren | first=Bengt | language=Englisch | title=On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagramm | journal=Zeitschrift für Astrophysik | year=1933 | volume=7 | pages=222–248 | bibcode=1933ZA......7..222S }}</ref> Dieser Name spiegelt die parallele Entwicklung dieser Technik von Hertzsprung und Russell Anfang des Jahrhunderts wider.<ref name="brown" />
 
Als Entwicklungsmodelle von Sternen während der 1930er Jahre entwickelt wurden, zeigte sich für Sterne mit einheitlicher chemischer Zusammensetzung eine Beziehung zwischen der Masse des Sterns einerseits und seiner Leuchtkraft und seinem Radius andererseits. Das heißt, sobald die Masse und Zusammensetzung eines Sterns bekannt ist, kann der Radius und die Leuchtkraft berechnet werden. Diese Beziehung wurde bekannt als das [[Vogt-Russell-Theorem]], benannt nach Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. (Im Nachhinein wurde entdeckt, dass dieses Theorem nicht für Sterne mit ungleichmäßiger Zusammensetzung gilt).<ref>{{cite book  | first=Evry L. | last=Schatzman | year=1993 | language=Englisch | coauthors= Francoise Praderie | title=The Stars | publisher=Springer | id=ISBN 3-540-54196-9 }}</ref>
 
Ein verfeinertes Schema für die stellare Einstufung wurde 1943 von [[William Wilson Morgan]] und [[Philip C. Keenan]] veröffentlicht.<ref>{{cite book | first=W. W. | last=Morgan | coauthors=Keenan, P. C.; Kellman, E. | year=1943 | language=Englisch | title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification | publisher=The University of Chicago press | location=Chicago, Illinois }}</ref> Die [[MK-System|MK-Klassifizierung]] ordnete jedem Stern einen Spektraltyp – basierend auf der [[Harvard-Klassifikation]] – und neu eine Leuchtklasse zu. Die Spektraltypen der Sequenz folgten absteigenden Temperaturen mit Farben von Blau bis Rot. Diese wurden aus historischen Gründen mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet. Die Leuchtkraftklassen reichten von I bis V geordnet nach fallender Leuchtkraft. Sterne der Leuchtkraftklasse V gehörten zur Hauptreihe.<ref name="tnc">{{cite book | first=Albrecht | last=Unsöld | year=1969 | language=Englisch | title=The New Cosmos | pages=p. 268 | publisher=Springer-Verlag New York Inc. }}</ref>
 
== Merkmale ==
Hauptreihensterne wurden durch Stern[[modell]]e ausgiebig untersucht, so dass ihre Entstehung und Entwicklungsgeschichte relativ gut verstanden sind. Die Position von Sternen auf der Hauptreihe liefert Informationen über ihre physikalischen Eigenschaften.
 
Die [[Temperatur]] eines Sterns kann näherungsweise bestimmt werden, indem man ihn als einen idealen Strahler behandelt, einen [[Schwarzer Körper|Schwarzen Körper]]. In diesem Fall sind die Leuchtkraft ''L'' und der Radius ''R'' abhängig von der Temperatur ''T'' durch das [[Stefan-Boltzmann-Gesetz]]:
 
:<math>L = 4\pi \sigma R^2 T^4</math>
 
wobei ''σ'' die [[Stefan-Boltzmann-Gesetz|Stefan–Boltzmann-Konstante]] ist. Die Temperatur und Zusammensetzung der [[Photosphäre]] eines Sterns bestimmt die Energieabstrahlung in unterschiedlichen Wellenlängen. Der [[Farbindex]] oder ''B''&nbsp;−&nbsp;''V'' misst die Differenz in diesen Energie-Emissionen mit Hilfe von Filtern, welche die [[scheinbare Helligkeit]] des Sterns im blauen ''(B)'' und grün-gelben ''(V)'' Licht messen. (Durch Messung dieser Differenz entfällt die Notwendigkeit, die Helligkeit anhand der Entfernung zu korrigieren.) Dadurch kann die Position des Sterns im HR-Diagramm benutzt werden, um Radius und Temperatur abzuschätzen.<ref>{{cite web | url=http://astro.unl.edu/naap/hr/hr_background3.html | language=Englisch | title=Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram | publisher=University of Nebraska | accessdate=2007-12-06}}</ref> Da die Temperatur auch die physikalischen Eigenschaften des [[Plasma (Physik)|Plasmas]] in der Photosphäre ändert, bestimmt die Temperatur ebenso den Spektraltyp.
 
=== Entstehung ===
Sobald sich ein [[Protostern]] aus dem Zusammenbruch einer riesigen molekularen Wolke aus Gas und Staub im lokalen interstellaren Medium bildet, ist seine ursprüngliche Zusammensetzung homogen und besteht aus 70 % Wasserstoff, 28 % Helium und Spuren anderer Elemente.<ref>{{cite journal|last=Gloeckler | first=George | language=Englisch | coauthors= Johannes Geissc | title=Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions  | journal=Advances in Space Research  | year=2004 | volume=34 | issue=1 | pages=53–60 | bibcode=2004AdSpR..34...53G | doi=10.1016/j.asr.2003.02.054}}</ref> Während dieses ersten Kollapses erzeugt der Vor-Hauptreihenstern Energie durch gravitative Kontraktion. Beim Erreichen einer geeigneten Dichte beginnt im Kern die Energieproduktion durch einen exothermen Prozess ([[Kernfusion]]), bei dem Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.<ref name="tnc" />
 
Sobald die Kernfusion von Wasserstoff der beherrschende Energieproduktionsprozess wird und die überschüssige Energie aus der gravitativen Kontraktion verschwunden ist,<ref>{{cite journal|last=Schilling | first=Govert | language=Englisch | title=New Model Shows Sun Was a Hot Young Star | journal=Science | year=2001 | volume=293 | issue=5538 | pages=2188–2189 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/293/5538/2188 | accessdate=2007-02-04 | doi=10.1126/science.293.5538.2188 | pmid=11567116 }}</ref> erreicht der Stern eine Kurve im [[Hertzsprung-Russell-Diagramm]], die Hauptreihe. Astronomen bezeichnen dieses Stadium manchmal als Nullalter-Hauptreihe („Zero age main sequence“, ZAMS).<ref>{{cite web | url=http://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence | language=Englisch | title=Zero Age Main Sequence | work=The SAO Encyclopedia of Astronomy | publisher=Swinburne University | accessdate=2007-12-09}}</ref> Diese Kurve wurde durch Computermodelle errechnet (ab dem Zeitpunkt, ab dem ein Stern mit der Heliumproduktion beginnt); seine Helligkeit und seine Oberflächentemperatur erhöhen sich üblicherweise mit dem Alter von diesem Zeitpunkt an.<ref name="Clayton">{{cite book | first=Donald D. | last=Clayton | year=1983 | language=Englisch | title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis| publisher=University of Chicago Press | id=ISBN 0-226-10953-4 }}</ref>
 
<!-- Der Stern bleibt nahe seiner initialen Position in der Hauptreihe, bis etwa 10 Prozent der ursprünglich im Kern vorhandenen Wasserstoffmenge in Helium umgewandelt wurde. -->
Diese Phase ist die längste in einem Sternenleben, da alle weiteren Phasen (das so genannte [[Drei-Alpha-Prozess|Heliumbrennen]], das [[Kohlenstoffbrennen]] und weitere Phasen) sehr viel schneller ablaufen. Ab dann beginnt er sich zu einem leuchtkräftigeren Stern zu entwickeln. (Im HR-Diagramm wandert der sich entwickelnde Stern nach oben und rechts der Hauptreihe). Damit stellt die Hauptreihe das Stadium des primären Wasserstoff-Brennens eines Sternenlebens dar.<ref name="tnc" />
 
Die Mehrheit der Sterne eines typischen HR-Diagramms liegen entlang der Hauptreihen-Linie. Diese Linie ist deshalb so ausgeprägt, weil der Spektraltyp und die Leuchtkraft nur von der Sternmasse abhängen, solange im Kern Wasserstoff fusioniert wird - und dies tun fast alle Sterne die meiste Zeit ihres „aktiven“ Lebens.<ref>{{cite web | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html | language=Englisch | title=Main Sequence Stars | publisher=Australia Telescope Outreach and Education | accessdate=2007-12-04 }}</ref> Die Sterne der Hauptreihe werden Zwergsterne genannt. Dies nicht deshalb, weil sie ungewöhnlich klein wären, sondern weil sie kleiner im Durchmesser und weniger leuchtkräftig sind als der andere Haupttypus von Sternen, die Riesen.<ref>{{cite book | first=Patrick | last=Moore | authorlink=Patrick Moore (Astronom) | language=en
| year=2006 | title=The Amateur Astronomer | publisher=Springer | id=ISBN 1-85233-878-4 }}</ref> [[Weißer Zwerg|Weiße Zwerge]] sind eine andere Sternart, die kleiner sind als die Sterne der Hauptreihe – ungefähr die Größe der [[Erde]]. Sie repräsentieren das Endstadium von vielen Sternen der Hauptreihe.<ref>{{cite web | url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/W/White+Dwarf | language=Englisch | title=White Dwarf | work=COSMOS – The SAO Encyclopedia of Astronomy | publisher=Swinburne University | accessdate=2007-12-04 }}</ref>
 
=== Kernfusion ===
[[Datei:PPvsCNO.png|mini|hochkant=2|Relative Energieproduktion für den [[Proton-Proton-Reaktion|Proton-Proton-]] (PP), [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus|CNO-]] und [[Drei-Alpha-Prozess|Triple-α]]-Fusionsprozesse in Abhängigkeit der Temperatur. Bei Temperaturen wie im Kern der Sonne ist der PP-Prozess dominant.<br />Achtung: Temperaturskale ist fehlerhaft!]]
 
Alle Hauptreihensterne haben eine Kernregion, in der durch Kernfusion Energie freigesetzt wird. Die Temperatur und Dichte dieses Kerns sind in dieser Höhe notwendig, um eine Kernfusionsrate zu unterhalten, um den Rest des Sterns zu stützen. Eine Reduktion der Energiefreisetzung würde dazu führen, dass sich die darüberliegenden Masse zusammenzieht, und Temperatur und Druck für die Kernfusion würden wieder erhöht. Ebenso würde eine Erhöhung der Energieproduktion dazu führen, dass der Stern expandiert und der Druck auf den Kern nachlässt. So bildet der Stern ein selbstregulierendes System im [[Hydrostatisches Gleichgewicht|hydrostatischen Gleichgewicht]], welches während der gesamten Hauptreihenzeit stabil ist.<ref name="brainerd">{{cite web | last=Brainerd | first=Jim | date=16. Februar 2005 | language=Englisch | url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html | title=Main-Sequence Stars | publisher=The Astrophysics Spectator | accessdate=2007-12-04 }}</ref>
 
Astronomen teilen die Hauptreihe in einen oberen und unteren Bereich, basierend auf dem Typ der Fusionsprozesse im Kern. Sterne im oberen Teil der Hauptreihe haben genügend Masse für den [[Bethe-Weizsäcker-Zyklus|CNO-Zyklus]], um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Dieser Prozess benutzt [[Kohlenstoff]], [[Stickstoff]] und [[Sauerstoff]] als [[Katalysator]]en im Fusionsprozess. Im unteren Teil der Hauptreihe entsteht die Energie als Resultat des [[Proton-Proton-Reaktion|Proton-Proton-Prozesses]], bei dem Wasserstoff direkt in Helium verschmolzen wird.<ref name="hannu">{{cite book | first=Hannu | last=Karttunen | year=2003 | language=Englisch | title=Fundamental Astronomy | publisher=Springer | id=ISBN 3-540-00179-4 }}</ref>
 
Bei einer Kerntemperatur von etwa 18 Millionen [[Kelvin]] sind beide Fusionsprozesse gleich effizient. Dies ist die Kerntemperatur eines Sterns mit 1,5facher Sonnenmasse. Deshalb besteht der obere Teil der Hauptreihe aus Sternen oberhalb dieser Masse. Die obere Massengrenze für Hauptreihensterne wird bei 120–200 Sonnenmassen erwartet.<ref>{{cite journal|last=Oey | first=M. S. | language=Englisch | coauthors= C. J. Clarke | title=Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit | journal=[[The Astrophysical Journal]] | year=2005 | volume=620 | issue=1 | pages=L43–L46 | bibcode=2005ApJ...620L..43O | doi=10.1086/428396 }}</ref> Die untere Grenze für eine anhaltende Kernfusion liegt bei etwa 0,08 Sonnenmassen.<ref name="hannu" />
 
=== Struktur ===
{{Siehe auch|Sternaufbau}}
[[Datei:Solar internal structure-de.svg|mini|hochkant=1.2|Dieses Diagramm zeigt einen Querschnitt durch einen sonnenähnlichen Stern.]]
Durch die Temperaturdifferenz zwischen Kern und der Oberfläche wird die Energie nach außen transportiert. Die Energie wird entweder durch Konvektion oder durch Strahlung transportiert. Eine Strahlungszone, in der die Energie durch Strahlung transportiert wird, ist gegen Konvektion stabil und das Plasma wird dort wenig durchmischt. In der Konvektionszone wird die Energie jedoch durch Massentransport von Plasma verteilt, indem heißeres Material aufsteigt und kälteres Material absinkt. Konvektion ist ein effizienterer Modus als Strahlung, um Energie zu transportieren, wird jedoch nur unter Bedingungen auftreten, bei denen ein steiler [[Temperaturgradient]] auftritt.<ref>{{cite book  | first=Lawrence H. | last=Aller | language=Englisch | year=1991 | title=Atoms, Stars, and Nebulae | publisher=Cambridge University Press | id=ISBN 0-521-31040-7 }}</ref><ref name="brainerd" />
 
In massereichen Sternen ist die Rate der Energieproduktion durch den CNO-Zyklus gegenüber der Temperatur sehr empfindlich, so dass sich die Fusion sehr stark im Kern konzentriert. Folglich besteht ein hohes Temperaturgefälle im Kern, wodurch eine Konvektionszone für einen besseren Energietransport entsteht.<ref name="hannu" /> Die Vermischung von Material um den Kern entfernt die Helium-Asche der wasserstofferzeugenden Region, wodurch mehr Wasserstoff im Stern verbrannt werden kann. Die äußeren Regionen massereicher Sterne transportieren Energie durch Strahlung ohne Konvektion.<ref name="brainerd" />
 
Klasse A-Sterne mittlerer Masse wie [[Sirius]] können die Energie vollständig durch Strahlung transportieren.<ref>{{cite web | language=Englisch | last=Lochner | first=Jim | coauthors= Meredith Gibb, Phil Newman | date=6. September 2006 | url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | title=Stars | publisher=NASA | accessdate=2007-12-05 }}</ref> Sterne mit durchschnittlicher Größe und kleiner Masse wie die Sonne haben eine Kernregion, die stabil ist gegen Konvektion, und eine umgebende Konvektionszone nahe der Oberfläche. Dadurch entsteht eine gute Vermischung der äußeren Schichten, aber auch eine weniger effiziente Verbrennung von Wasserstoff im Stern. Das mögliche Resultat ist der Aufbau eines heliumreichen Kerns, der von einer wasserstoffreichen Region umgeben ist. Im Gegensatz hierzu sind kalte und massearme Sterne vollständig konvektiv. Das im Kern produzierte Helium wird im ganzen Stern verteilt, dadurch entsteht eine relativ einheitliche Atmosphäre.<ref name="brainerd" />
 
=== Änderungen der Farbe und Helligkeit ===
 
Weil sich nicht fusionsfähige Helium-Asche im Kern ansammelt, führt die Verminderung des Wasserstoffs pro Masseeinheit zu einer allmählichen Senkung der Rate der Kernfusion innerhalb dieser Masse. Zum Ausgleich erhöhen sich die Kerntemperatur und der Druck langsam, welches eine Erhöhung der Gesamt-Fusionsrate bewirkt. Dies führt zu einer stetigen Zunahme der Leuchtkraft und des Radius’ des Sterns im Laufe der Zeit.<ref name="Clayton" /> So war zum Beispiel die Leuchtkraft der jungen Sonne nur bei ca. 70 % ihres heutigen Wertes.<ref>{{cite journal|last=Gough | first=D. O. | language=Englisch | title=Solar interior structure and luminosity variations | journal=Solar Physics | year=1981 | volume=74 | pages=21–34 | bibcode=1981SoPh...74...21G | doi=10.1007/BF00151270 }}</ref> Der Leuchtkraftzuwachs ändert die Position des Sterns im HR-Diagramm, was dazu führt, dass sich das Hauptreihenband verbreitert, da die Sterne in unterschiedlichen Stadien ihres Lebens beobachtet werden.<ref>{{cite book  | first=Thanu | last=Padmanabhan | year=2001 | language=Englisch | title=Theoretical Astrophysics | publisher=Cambridge University Press | id=ISBN 0-521-56241-4 }}</ref> Die Sterne in der Hauptreihe liegen nicht auf einer engen Kurve im HR-Diagramm. Dies liegt hauptsächlich an Beobachtungsungenauigkeiten, die die Entfernungsbestimmung des Sterns beeinflussen, und an der Übernahme von unaufgelösten Doppelsternen. Jedoch würden auch perfekte Beobachtungen zu einer verbreiterten Hauptreihe führen, da die Masse nicht der einzige Parameter eines Sterns ist.
 
Zusätzlich zu Variationen der [[Metallizität|chemischen Zusammensetzung]] – wegen der initialen Häufigkeiten und des Entwicklungsstadiums des Sterns<ref>{{cite journal|last=Wright | first=J. T. | language=Englisch | title=Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? | journal=The Astronomical Journal | year=2004 | volume=128 | issue=3 | pages=1273–1278 | arxiv=astro-ph/0406338 | doi=10.1086/423221 }}</ref> – kann das Vorhandenseins eines nahen Begleitsterns,<ref>{{cite book  | first=Roger John | last=Tayler | year=1994 | language=Englisch | title=The Stars: Their Structure and Evolution | publisher=Cambridge University Press | id=ISBN 0-521-45885-4 }}</ref> einer schnellen Rotation<ref>{{cite journal|last=Sweet | coauthors=Roy, A. E. | first=I. P. A. | language=Englisch | title=The structure of rotating stars | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | year=1953 | volume=113 | pages=701–715 | bibcode=1953MNRAS.113..701S }}</ref> oder eines stellaren Magnetfeldes dazu führen, dass sich ein Stern auf der Hauptreihe bewegt, um nur einige Faktoren zu nennen.
 
Es gibt zum Beispiel Sterne mit einer sehr niedrigen Häufigkeit von Elementen mit höherer Atommasse als Helium – bekannt als metallarme Sterne -, die leicht unterhalb der Hauptreihe liegen. Diese [[Unterzwerg]]e verschmelzen Wasserstoff in ihrem Kern und markieren so die untere Grenze der verbreiterten Hauptreihe aufgrund der chemischen Zusammensetzung.<ref>{{cite journal|last=Burgasser | first=Adam J. | language=Englisch | title=Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs | journal=Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun | pages= 237 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co. | date=5.-9. Juli, 2004 | location=Hamburg, Germany | arxiv=astro-ph/0409178 }}</ref>
 
Eine fast senkrechte Region des HR-Diagramms ist bekannt als Instabilitätsstreifen und wird besetzt von pulsierenden veränderlichen Sternen. Diese Sterne verändern ihre Helligkeit in regelmäßigen Abständen. Dieser Streifen schneidet die Hauptreihe im oberen Bereich in der Region der Klasse A und F Sterne, mit einer Masse von ein bis zwei Sonnenmassen. Hauptreihensterne in dieser Region erfahren jedoch nur kleine Änderungen in der Helligkeit und sind demzufolge schwierig zu entdecken.<ref>{{cite book | first=S. F. | last=Green | coauthors= Mark Henry Jones, S. Jocelyn Burnell | year=2004 | title=An Introduction to the Sun and Stars | publisher=Cambridge University Press | id=ISBN 0-521-54622-2 }}</ref>
 
=== Lebensdauer ===
Die Lebensdauer, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, wird durch zwei Faktoren bestimmt. Der Gesamtbetrag der Energie, der durch Kernfusion von Wasserstoff erzeugt werden kann, ist beschränkt durch die Menge an verfügbarem Wasserstoff, der im Kern verarbeitet werden kann. Für einen Stern im Gleichgewicht muss die im Kern erzeugte Energie mindestens gleich der Energie sein, die über die Oberfläche abgestrahlt wird. Da sich die Leuchtkraft aus der Menge an Energie, die pro Zeiteinheit ausgestrahlt wird, errechnet, kann die gesamte Lebensdauer in einer ersten Annäherung abgeschätzt werden durch die produzierte Gesamtenergie geteilt durch die Leuchtkraft des Sterns.<ref>{{cite web | last=Richmond | first=Michael | language=Englisch | date=10. November 2004 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | title=Stellar evolution on the main sequence  | publisher=Rochester Institute of Technology | accessdate=2007-12-03 }}</ref>
 
[[Datei:Isochrone ZAMS Z2pct.png|mini|360px|Dieses Diagramm gibt ein Beispiel der Masse-Leuchtkraft-Beziehung von Null-Alter-Hauptreihensternen. Die Masse und Leuchtkraft sind relativ zur heutigen Sonne angegeben.]]
Unsere Sonne ist seit ungefähr 4,6 Milliarden Jahren ein Hauptreihenstern und wird es für weitere 6,4 Milliarden Jahre bleiben. Dies ergibt eine gesamte Lebenszeit auf der Hauptreihe von 11&nbsp; Milliarden Jahren. Nachdem der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, wird sie expandieren, ein [[Roter Riese]] werden und dabei Heliumatome zu Kohlenstoff fusionieren. Weil der Energieausstoß bei der Heliumfusion pro Masseneinheit nur ein Zehntel des Energieausstoßes des Wasserstoff-Prozesses beträgt, wird dieses Stadium nur 10 % der aktiven Lebenszeit des Sterns betragen. Deshalb sind im Durchschnitt etwa 90 % der beobachteten Sterne auf der Hauptreihe.<ref>{{cite book | first=David | last=Arnett | year=1996 | language=Englisch | title=Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present | publisher=Princeton University Press | id=ISBN 0-691-01147-8 }} – Hydrogen fusion produces 8×10<sup>18</sup>&nbsp;[[Erg (Einheit)|erg]]/[[Gramm|g]] while helium fusion produces 8×10<sup>17</sup>&nbsp;erg/g.</ref> Im Durchschnitt folgen die Hauptreihensterne einem empirischen Masse-Leuchtkraft-Gesetz.<ref>Für eine detaillierte historische Rekonstruktion der theoretischen Ableitung dieser Beziehung von Eddington von 1924 siehe:{{cite book | first=Stefano | last=Lecchini | year=2007 | language=Englisch | title=How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation | publisher=Bern Studies in the History and Philosophy of Science  | id=ISBN 3-9522882-6-8}}</ref>
 
Die Leuchtkraft (''L'') eines Sterns hängt näherungsweise mit der Gesamtmasse (''M'') zusammen wie in der folgenden Gleichung:
:<math>\begin{matrix}L\ \propto\ M^\frac{7}{2}\end{matrix}</math>
Die Menge an Brennstoff, der für die Kernfusion verfügbar ist, ist proportional zu der Masse des Sterns. Deshalb kann die Lebensdauer eines Sterns der Hauptreihe geschätzt werden, indem man ihn mit der Sonne vergleicht:<ref>{{cite web | last = Richmond | first = Michael | language=Englisch | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | title = Stellar evolution on the main sequence | accessdate = 2006-08-24 }}</ref>
 
:<math>\begin{matrix} \tau_{ms}\ \sim \ 10^{10} \text{Jahre} \cdot \left( \frac{M}{M_{\bigodot}} \right) \cdot \left( \frac{L_{\bigodot}}{L} \right)\ =\ 10^{10} \text{Jahre} \cdot \left( \frac{M_{\bigodot}}{M} \right) ^\frac{5}{2} =\ 10^{10} \text{Jahre} \cdot \left( \frac{L_{\bigodot}}{L} \right) ^\frac{5}{7} \end{matrix}</math>
 
wobei ''M'' und ''L'' die Masse und die Leuchtkraft des Sterns sind, oder <math>\begin{smallmatrix}M_{\bigodot}\end{smallmatrix}</math> ist eine Sonnenmasse, <math>\begin{smallmatrix}L_{\bigodot}\end{smallmatrix}</math> ist die [[Sonnenleuchtkraft]] und <math>\tau_{ms}</math> ist die geschätzte Lebenszeit des Sterns auf der Hauptreihe.
 
Dies ist ein unerwartetes Ergebnis, da massereichere Sterne mehr Brennstoff haben und man deswegen annehmen könnte, dass sie länger brennen. Stattdessen leben die leichtesten Sterne mit einer Masse von einem Zehntel der Sonne über eine Billion Jahre.<ref>{{cite journal|last=Laughlin | first=Gregory | language=Englisch | title=The End of the Main Sequence | journal=The Astrophysical Journal | year=1997 | volume=482 | pages=420–432 | doi= 10.1086/304125 }}</ref> Für die massereichsten Sterne passt diese Masse-Leuchtkraft-Beziehung kaum zur geschätzten Lebensdauer, welche nur einige Millionen Jahre beträgt. Eine genauere Darstellung ergibt eine unterschiedliche Funktion für unterschiedliche Massebereiche.
 
Die Masse-Leuchtkraft-Beziehung hängt davon ab, wie effizient Energie vom Kern zur Oberfläche transportiert werden kann.
Eine höhere [[Opazität]] hat eine isolierende Wirkung, so dass mehr Energie im Kern verbleibt. So muss der Stern nicht so viel Energie aufbringen, um im [[Hydrostatisches Gleichgewicht|hydrostatischen Gleichgewicht]] zu verbleiben.
Im Gegensatz dazu führt eine niedrigere Opazität dazu, dass Energie schneller entweicht und der Stern mehr Brennstoff verbrauchen muss, um im Gleichgewicht zu bleiben.<ref>{{Webarchiv|url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html | wayback=20080224022715 | text=Mass-Luminosity Relationship}}</ref> Zu beachten ist allerdings, dass eine ausreichend hohe Opazität dazu führt, dass der Energietransport über Konvektion geschieht und sich dadurch die Bedingungen ändern, um im Gleichgewicht zu bleiben.<ref>{{cite book  | first=Donald D. | last=Clayton | year=1983 | language=Englisch | title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | publisher=University of Chicago Press | id=ISBN 0-226-10953-4 }}</ref> In einem massereichen Hauptreihenstern ist die Opazität dominiert durch die Streuung von Elektronen, welche bei steigenden Temperaturen annähernd konstant bleibt. Deshalb erhöht sich die Leuchtkraft nur zur dritten Potenz der Sternenmasse.<ref>{{cite book | first=Dina | last=Prialnik | year=2000 | language=Englisch| title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | publisher=Cambridge UniversityPress | id=ISBN 0-521-65937-X }}</ref> Für Sterne unterhalb eines Zehntels der Sonnenmasse wird die Opazität abhängig von der Temperatur, so dass sich die Leuchtkraft nahezu zur vierten Potenz der Masse des Sterns verhält.<ref>{{cite book  | first=Claus E. | last=Rolfs| language=Englisch | coauthors=Rodney, William S. | year=1988 | title=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics | publisher=University of Chicago Press | id=ISBN 0-226-72457-3 }}</ref> Für sehr massearme Sterne tragen auch Moleküle in der Sternatmosphäre zur Opazität bei. Unterhalb einer halben Sonnenmasse verändert sich die Leuchtkraft zur 2,3. Potenz der Masse, was im Diagramm in einer Abflachung des Graphen resultiert. Diese Verbesserungen sind jedoch weiterhin nur eine Annäherung an die Realität, und die Leuchtkraft-Masse-Beziehung kann sich auch abhängig von der Sternzusammensetzung ändern.<ref>{{cite journal|last=Kroupa | first=Pavel | language=Englisch | title=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems | journal=Science | year=2002 | volume=295 | issue=5552 | pages=82–91 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/82 | accessdate=2007-12-03 | doi=10.1126/science.1067524 | pmid=11778039 }}</ref>
 
=== Entwicklungswege ===
Sobald ein Hauptreihenstern seinen Wasserstoff im Kern verbrannt hat, wird durch den Verlust der Energieerzeugung der gravitative Kollaps wieder aufgenommen. Der den Kern umgebende Wasserstoff erreicht die notwendige Temperatur und den Druck, um zu fusionieren. Dadurch bildet sich eine wasserstoffbrennende Schale um den Heliumkern. Als Folge dieser Änderungen dehnt sich die äußere Hülle aus, die Temperatur sinkt und der Stern verwandelt sich in einen [[Roter Riese|Roten Riesen]]. Ab diesem Punkt verlässt der Stern die Hauptreihe und erreicht den Riesenast. (Der Weg eines Stern innerhalb des HR-Diagramms wird Entwicklungsweg genannt). Der Heliumkern des Sterns zieht sich weiterhin zusammen, bis er durch den sogenannten degenerierten Elektronendruck aufgehalten wird – einen quantenmechanischen Effekt, welcher einschränkt, inwieweit Materie verdichtet werden kann.
[[Datei:Open cluster HR diagram ages.gif|mini|Dieses Bild zeigt ein Hertzsprung-Russell-Diagramm für zwei offene Sternhaufen. [[NGC 188]] (blau) ist der ältere der beiden und zeigt ein früheres Abknicken von der Hauptreihe als [[Messier 67|M67]] (gelb).]]
 
Für Sterne mit mehr als einer halben Sonnenmasse<ref>{{cite journal|language=Englisch | author= Hans O. U. Fynbo et al. | title=Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances | journal=Nature | year=2004 | volume=433 | pages=136–139 | doi=10.1038/nature03219 }}</ref> kann der Kern eine Temperatur erreichen, bei der es möglich wird, dass Kohlenstoff aus Helium über den [[Drei-Alpha-Prozess]] erzeugt wird.<ref>{{cite web | language=Englisch | last=Sitko | first=Michael L. | date=24. März 2000 | url=http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html | title=Stellar Structure and Evolution | publisher=University of Cincinnati | accessdate=2007-12-05 | offline=yes | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050326090756/http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html | archivedate=2005-03-26 }}</ref><ref>{{cite web | author=Staff | date=12. Oktober 2006 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html| title=Post-Main Sequence Stars | publisher=Australia Telescope Outreach and Education | accessdate=2008-01-08 }}</ref>
 
Sobald sich ein [[Sternhaufen]] zu einer bestimmten Zeit bildet, hängt die Lebensdauer der Sterne von ihrer individuellen Masse ab.
Die massereichsten Sterne werden die Hauptreihe zuerst verlassen, gefolgt von den Sternen mit weniger Masse. Dies geschieht in Abhängigkeit ihrer Position im HR-Diagramm, beginnend auf der linken Seite und sich nach rechts unten fortsetzend. Die Position der Sterne dieses Haufens, welche hier die Hauptreihe verlassen, ist bekannt als Abzweigpunkt. Sobald man die Lebensdauer von Sternen an diesem Punkt der Hauptreihe kennt, kann man das Alter dieses Sternhaufens abschätzen.<ref>{{cite journal|last=Krauss | first=Lawrence M. | language=Englisch | coauthors= Brian Chaboyer,| title=Age Estimates of Globular Clusters in the Milky Way: Constraints on Cosmology | journal=Science | year=2003 | volume=299 | issue=5603 | pages=65–69 | doi= 10.1126/science.1075631| pmid=12511641 }}</ref>
 
== Beispiele ==
{| class="wikitable" style="text-align:center"
|-
! Spektralklasse
! Farbe
! Einteilung
! Bezeichnung<br/>(ggf. nicht exklusiv)
! Beispielstern
! Oberflächentemperatur
! Masse
! Radius
! Leuchtkraft
|- style="background:#AABFFF"
| '''O'''
|align=left  |blau
|align=left  |früh
|
|style="text-align:left"| [[Han (Stern)|Zeta Ophiuchi]]
| 30.000&nbsp;K&nbsp;oder&nbsp;mehr
| 8&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 5,4&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 1.630&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#CAD7FF"
| '''B'''
|align=left  |blauweiß
|align=left  |früh
|
|style="text-align:left"| [[Regulus (Stern)|Regulus&nbsp;A]]
| 10.000–30.000&nbsp;K
| 3,5&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 4&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 150&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#F8F7FF"
| '''A'''
|align=left  |weiß
|align=left  |früh
|
|style="text-align:left"| [[Sirius]], [[Wega]]
| 7.500–10.000&nbsp;K
| 2,2&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 2,4&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 25&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#FCF4D8"
| '''F'''
|align=left  |weißgelb
|align=left  |sonnenähnlich
|
|style="text-align:left"| [[Theta Bootis]]
| 6.000–7.500&nbsp;K
| 1,5&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 1,8&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 4,4&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#FFF2A1"
| '''G'''
|align=left  |gelb
|align=left  |sonnenähnlich
| [[Gelber Zwerg]]
|style="text-align:left"| [[Sonne]]
| 5.500–6.000&nbsp;K
| 1&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 1&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 1&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#FFD870"
| '''K'''
|align=left  |orange
|align=left  |spät
|
|style="text-align:left"| [[Epsilon Eridani]]
| 4.000–5.500&nbsp;K
| 0,8&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 0,8&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 0,3&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|- style="background:#FBC886"
| '''M'''
|align=left  |rot
|align=left  |spät
|[[Roter Zwerg]]
|style="text-align:left"| [[Gliese 581|Gliese&nbsp;581]]
| 2.500–4.000&nbsp;K
| 0,3&nbsp;''M''<sub>☉</sub>
| 0,4&nbsp;''R''<sub>☉</sub>
| 0,002&nbsp;''L''<sub>☉</sub>
|}
 
== Siehe auch ==
* {{WikipediaDE|hauptreihe}}
* {{WikipediaDE|Sternentwicklung}}
* {{WikipediaDE|Sternpopulation}}
* {{WikipediaDE|Spektroskopie}}
* {{WikipediaDE|Massenverteilung}}
* {{WikipediaDE|Klassifizierung der Sterne}}
 
== Einzelnachweise ==
<references />
 
[[Kategorie:Stern]]
 
{{Wikipedia}}

Aktuelle Version vom 10. Mai 2020, 10:42 Uhr

Fotographie Beatrice Vohler