Das Hertzsprung-Russell-Diagramm
Sterne lassen sich nach zwei Größen ordnen: Oberflächentemperatur und Leuchtkraft. Stelle die Masse eines Sterns ein und beobachte, wo er im Diagramm landet – und wie er sich im Lauf seines Lebens durch das Diagramm bewegt.
Sternvorschau
Nahaufnahme des aktuell eingestellten Sterns (schematisch, nicht maßstabsgetreu) – Farbe und Größe folgen Temperatur und Radius, die Animation passt sich der aktuellen Entwicklungsphase an.
So funktioniert's
Der Regler stellt die Masse eines neu entstandenen Sterns ein. Aus der Masse ergeben sich – über feste physikalische Beziehungen – automatisch seine Leuchtkraft, sein Radius und seine Oberflächentemperatur. Der Punkt im Diagramm zeigt, wo dieser Stern auf der Hauptreihe liegt.
Die x-Achse (Temperatur) läuft ungewöhnlich herum: heiße, blaue Sterne stehen links, kühle, rote Sterne rechts – so wurde das Diagramm 1911/1913 von Hertzsprung und Russell eingeführt und so wird es bis heute gezeichnet.
Mit „Entwicklung abspielen" verlässt der Stern die Hauptreihe und durchläuft im Zeitraffer sein weiteres Leben – vom Riesen- bzw. Überriesenstadium bis zum Endstadium (Weißer Zwerg, Neutronenstern oder Schwarzes Loch), abhängig von seiner Anfangsmasse. Der Regler „Entwicklungsphase" lässt sich auch von Hand hin- und herschieben, um jeden Zwischenschritt in Ruhe zu betrachten.
Tipp: „Bekannte Sterne zeigen" blendet einige real vermessene Sterne zur Orientierung ein – von Roten Zwergen bis zu Überriesen.
Physikalischer Hintergrund
Die Leuchtkraft eines Hauptreihensterns hängt stark von seiner Masse ab (Masse-Leuchtkraft-Beziehung, hier stückweise angenähert): L ≈ M^3.5 für sonnenähnliche und schwerere Sterne, mit flacheren Potenzen für sehr leichte Rote Zwerge und sehr schwere Sterne.
Aus Leuchtkraft L und Radius R (angenähert über R ≈ M^0.8 bzw. M^0.57) folgt die Temperatur über das Stefan-Boltzmann-Gesetz: T = T☉ · (L/L☉)^0.25 / (R/R☉)^0.5. Diese Formel ist so kalibriert, dass sie für M = 1 M☉ exakt die Sonnenwerte liefert.
Die Lebensdauer auf der Hauptreihe skaliert mit t ≈ 10 Mrd. Jahre / M^2.5 – schwere, helle Sterne verbrauchen ihren Wasserstoffvorrat trotz größerer Menge sehr viel schneller als leichte, leuchtschwache Sterne.
