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Allgemeines

Hrd

Hauptreihe im HRD

Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne diesen Typs sind und im Hertzsprung-Russell- und ähnlichen Diagrammen eine relativ schmale Linie bilden.

Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (zero age main sequence, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (terminal age main sequence, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt.


Hauptreihensterne

Hauptreihensterne werden der Leuchtkraftklasse V zugeordnet, wobei sich die Hauptreihe allerdings bei den heißen Sternen verbreitert und bei den Spektralklassen O und B auch die Leuchtkraftklassen IV und III umfasst. Die Spektralklassen auf der Hauptreihe werden mit den Klassen O, B, und A in „frühe“, F und G in „mittlere“ oder „sonnenähnliche“ und K und M in „späte“ Typen eingeteilt. Die Bezeichnungen gehen auf die mittlerweise als falsch erkannte Hypothese zurück, der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus sei allein für die Energiefreisetzung in Sternen verantwortlich, und demnach die Hauptreihe eine Sequenz kontrahierender und im Laufe der Zeit abkühlender Sterne. Diese, ursprünglich rein morphologische, Einteilung an sich wurde aber auch nach der Entdeckung des Fusionsmechanismus beibehalten, da die beobachtbaren Prozesse der Sternspektren sich ebenfalls grob in dieser Art gruppieren lassen.

Die Sonne befindet sich im Diagramm nahe der Mitte (im unteren rechten Drittel der Hauptreihe), da sie ein relativ massearmer Stern ist. Ihre Masse wird traditionell auf ungefähr den Durchschnitt der Sterne geschätzt; nach neueren Forschungen liegt sie allerdings deutlich höher, und die Durchschnittsmasse der existierenden Sterne liegt bei ungefähr 0,6 Sonnenmassen.

Diese Reihe ist als solche erkennbar, weil Sterne sich die längste Zeit ihres Lebens (während des Wasserstoffbrennens im Kern) dort aufhalten. Der physikalische Zustand entspricht einem stabilen Gleichgewicht. Durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium verändert sich der chemische Aufbau der Sterne und dadurch die Farbe und die Leuchtkraft, weshalb sie sich innerhalb der Hauptreihe nach oben links bewegen. Die Hauptreihe weist außerdem eine gewisse Dicke auf, einerseits da sich der Entwicklungsweg im HR-Diagramm von zwei Sternen gleicher Masse aufgrund leicht unterschiedlicher Anfangsmetallizitäten unterscheiden kann, andererseits weil die Leuchtkraft eines Sterns auch während seiner Hauptreihenexistenz leicht steigt, allerdings nur sehr langsam in dem Maße in dem sich der Wasserstoff im Kern verbraucht und die Metallizität des Kerns steigt.

Erst beim Erlöschen des Wasserstoff-Kernbrennens und dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe nach rechts und oben und werden zu roten Riesen. Sie können die Hauptreihe jedoch in späteren Stadien, zum Beispiel auf dem Entwicklungsweg zum weißen Zwerg, durchqueren, wobei sie dabei natürlich nicht mehr die Eigenschaften von typischen Hauptreihensternen annehmen.

Durch das Temperaturgefälle zwischen dem Kern des Sterns und seiner Oberfläche wird die freigesetzte Energie kontinuierlich durch die dazwischen liegenden Schichten nach außen transportiert, bis sie schließlich in der Photosphäre abgestrahlt wird. Dieser Transport geschieht entweder durch Konvektion oder durch Strahlung und ist abhängig von den lokalen Bedingungen. Energietransport durch Konvektion tritt eher in Regionen mit einer hohen Temperaturdifferenz, einer hohen Opazität oder beiden auf. Wenn Konvektion im Kern auftritt, durchmischt diese dadurch die bisher erzeugte Helium-„Asche“ mit frischem Wasserstoff-„Brennstoff“, der für die Fusion benötigt wird.

Anders als morphologisch in früh, mittel und spät kann die Hauptreihe auch nach physikalischen Kriterien aufgeteilt werden. Dies Unterteilungen finden im Allgemeinen nach der ZAMS-Masse statt und richten sich nach verschiedenen Eigenschaften des Sterninneren oder der Sternentwicklung. Welche Einteilung jeweils gewählt wird hängt vom Zweck ab, der damit verfolgt wird. Die Unterteilung in einen „unteren“ und „oberen“ Bereich basiert auf den Prozessen, durch die in Sternen Energie freigesetzt wird. Sterne unterhalb 1,5 Sonnenmassen (M☉) verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium (Proton-Proton-Reaktion). Oberhalb dieser Masse (in der oberen Hauptreihe) werden in den Kernfusionsprozessen Atome wie Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff als Zwischenprodukte für die Produktion von Helium aus Wasserstoffatomen verwendet (Bethe-Weizsäcker-Zyklus). Weitere Unterteilungen der Hauptreihe in „hohe“, „mittlere“ und „niedrige“ Massen basieren beispielsweise auf des Energietransportmechanismen innerhalb des Sterns: Sterne niedriger Masse (<0,5 M☉) sind vollkonvektiv, Sterne mittlerer Masse (0,5–1,5M☉) haben eine radiative Strahlungstransportzone im Kern und eine konvektive Hülle, massereiche Sterne (>1,5M☉) haben einen konvektiven Kern und eine radiative Hülle. Alternativ kann man zwischen „hohen“ und „mittlere“ Massen eine Grenze von etwa 8M☉ ansetzen, da sich Sterne höherer ZAMS-Masse zu einer Supernova entwickeln, solche niedrigerer Masse dagegen zu weißen Zwergen.


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. Während dieses ersten Kollapses erzeugt der Vor-Hauptreihenstern Energie durch gravitative Kontraktion. Beim Erreichen einer geeigneten Dichte beginnt im Kern die Energieproduktion durch einen exothermischen Prozess (Kernfusion), bei dem Wasserstoff in Helium umgewandelt wird.

Sobald die Kernfusion von Wasserstoff der beherrschende Energieproduktionsprozess wird und die überschüssige Energie aus der gravitativen Kontraktion verschwunden ist, erreicht der Stern eine Kurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm, die Hauptreihe. Astronomen bezeichnen dieses Stadium manchmal als Nullalter-Hauptreihe („Zero age main sequence“, ZAMS). 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.

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 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.

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. 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. 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.


Struktur

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.

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. 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.

Klasse A-Sterne mittlerer Masse wie Sirius können die Energie vollständig durch Strahlung transportieren. 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 Stern vollständig konvektiv. Das im Kern produzierte Helium wird im ganzen Stern verteilt, dadurch entsteht eine relativ einheitliche Atmosphäre.


Änderung 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 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. So war zum Beispiel die Leuchtkraft der jungen Sonne nur bei ca. 70 % ihres heutigen Wertes.

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. 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 chemischen Zusammensetzung – wegen der initialen Häufigkeiten und des Entwicklungsstadiums des Sterns – kann das Vorhandenseins eines nahen Begleitsterns, einer schnellen Rotation 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 Unterzwerge verschmelzen Wasserstoff in ihrem Kern und markieren so die untere Grenze der verbreiterten Hauptreihe aufgrund der chemischen Zusammensetzung.

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.


Lebensdauer

Die Lebensdauer, die ein Stern auf der Hauptreihe verbringt, wird bestimmt durch zwei Faktoren. Der Gesamtbetrag der Energie, der durch Kernfusion von Wasserstoff erzeugt werden kann, ist beschränkt durch die Menge an verfügbaren Wasserstoff, der im Kern verarbeitet werden kann. Für einen Stern im Gleichgewicht muss die im Kern erzeugte Energie mindestens gleich sein zu der Energie, 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.

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 11×10 hoch 9 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.

Im Durchschnitt folgen die Hauptreihensterne einem empirischen Masse-Leuchtkraft-Gesetz. Die Leuchtkraft (L) eines Sterns hängt näherungsweise mit der Gesamtmasse (M) zusammen.

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.

Eine etwas unerwartete Tatsache ist, dass 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.

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 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. 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.

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. Für Sterne unterhalb einem Zehntel der Sonnenmasse wird die Opazität abhängig von der Temperatur, so dass sich die Leuchtkraft nahezu zur vierten Potenz der Masse des Sterns verhält.

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 Graphs 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.


Entwicklungswege

Sobald ein Hauptreihenstern in Kern seinen Wasserstoff 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 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, in wie weit Materie verdichtet werden kann.

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 M67 (gelb).

Für Sterne mit mehr als einer halben Sonnenmasse kann der Kern eine Temperatur erreichen, bei der es möglich wird, dass Kohlenstoff aus Helium über den Drei-Alpha-Prozess erzeugt wird.

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


Anmerkungen

  • Quelle: WIKIPEDIA