Lebensdauer und leuchtkraft von sternen

Am Anfang des 20. Jahrhunderts begannen die beiden Astronomen Hertzsprung und Russell die Daten aller Sterne, deren Entfernung bekannt war, in ein Diagramm einzutragen, und zwar verwendeten sie die Sternfarbe (welche ein Maß für die Oberflächentemperatur ist) und die Sternleuchtkraft als Achsen. Dieses Diagramm heißt verblüffender Weise Hertzsprung-Russell-Diagramm. Sie fanden heraus, daß sich 90% aller Sterne auf dem Diagramm in einer einzigen Linie befinden. Diese Linie nennt man auch Hauptreihe. Wie wir inzwischen wissen, sind diese beiden Variablen naturgemäß auf diese Weise verknüpft. Da alle Sterne die gleiche Entwicklung durchlaufen, können wir aus dem Diagramm schließen, daß alle Sterne etwa 90% ihrer Lebensdauer auf der Hauptreihe verbringen. Offenbar befinden sie sich dann in einer langdauernden Phase ihrer Entwicklung. Tatsächlich konnte später bestätigt werden, daß sie sich in der Phase des Wasserstoffbrennens befinden, welche von allen Brennphasen am längsten dauert. Je später die Brennphase, desto kürzer dauert sie. Es kann sogar sein, daß die Wasserstoffbrennphase viele Milliarden Jahre dauert, während die letzte Brennphase nur wenige Stunden in Anspruch nimmt.
Massereiche Sterne haben eine viel größere Oberflächentemperatur als masserärmere, da die Gravitation hier größer ist. Sie sind deshalb auch viel leuchtkräftiger. Allerdings verbrauchen sie auch ihren Brennstoff viel schneller und leben deshalb kürzer.
Fertigt man nun eine Hertzsprung-Russell-Diagramm an, wobei man aber nur Sterne mit einer bestimmten Mindesthelligkeit mit einbezieht, so erkennt man wiederum die Hauptreihe, die sich quer durchs Bild zieht, aber zusätzlich noch beachtliche Sterngruppen rechts darüber und kleinere links darunter.


Laut dem Boltzmann-Gesetz sendet eine bestimmte Fläche soviel Strahlung - und damit Helligkeit - aus, wie es der vierten Potenz ihrer Temperatur entspricht. Die rechte obere Gruppe hat aber eine sehr geringe Temperatur, müßte also ziemlich dunkel sein. Da sie dies jedoch offenbar nicht ist, müssen wir folgern, daß ihre Oberfläche größer ist. Hat ein Stern die gleiche Helligkeit wie ein anderer mit doppelter Temperatur, so muß seine Oberfläche 24mal, also 16mal so groß sein. Deshalb nennt man diese Sterngruppe, die aus großen, kühlen Sternen besteht, auch Rote Riesen.
Jetzt wissen wir auch, was es mit der kleineren Gruppe links unten auf sich hat. Sie besteht offenbar aus Sternen, die eine sehr hohe Temperatur aufweisen, dafür aber nur eine geringe Oberfläche haben. Sie werden Weiße Zwerge genannt.
Die Sterne der Hauptreihe werden von links unten nach rechts oben gleichzeitig heißer und heller. Daraus können wir folgern, daß ihre Oberflächen (und somit auch ihre Radien) nahezu gleich groß sind, und daß sie je nach Masse unterschiedlich heiß sind.