Kosmologie für Fußgänger

ehe sie wieder vergehen. Das ist vermutlich mit ein Grund, warum sehr massereiche Sterne schwer zu finden sind. Ihr Leben ist so kurz, dass eine Entdeckung in den Weiten des Universums eher zufällig ist.
    Kommen wir nochmals auf die Leuchtkraft der Sterne zurück. Es kann passieren, dass uns ein sehr leuchtkräftiger Stern schwächer erscheint als ein leuchtschwacher. Das geschieht meist dann, wenn der leuchtschwache Stern in großer Nähe, der leuchtstarke Stern aber in großer Entfernung von uns entfernt steht. Um diesem Dilemma zu entgehen, haben die Astronomen den Begriff »absolute Helligkeit« eingeführt. Darunter versteht man die Helligkeit, die ein Stern für einen Beobachter auf der Erde hätte, wenn er sich in einer genau definierten Normentfernung befinden würde. Diese Normentfernung entspricht einer Strecke, für die das Licht, das sich mit einer Geschwindigkeit von 300 000 Kilometern pro Sekunde ausbreitet, 32,6 Jahre benötigen würde. Die Helligkeit eines Sterns geben die Astronomen in »Magnituden« an, beziehungsweise in »Größen«. Je kleiner der Magnitudenwert beziehungsweise die Größe des Sterns ist, desto heller erstrahlt er. Die »Größe« hat in diesem Fall jedoch nichts mit den Abmessungen des Sterns zu tun, sondern ist lediglich ein Maß für dessen Helligkeit.
    Sterne mit einer Helligkeit von sechs Magnituden beziehungsweise sechster Größe kann man gerade noch mit bloßem Auge erkennen. Ein Stern nullter Größe erscheint uns viel heller, so hell wie der Stern Wega. Noch hellere Sterne haben sogar negative Größen. So ist unsere Sonne ein Stern mit einer Helligkeit von minus 27 Magnituden! Dass sie uns so hell erscheint, ist jedoch nicht Ausdruck ihrer großen Leuchtkraft, sondern hängt damit zusammen, dass sie mit 150 Millionen Kilometern für astronomische Verhältnisse nur einen Katzensprung von der Erde entfernt ist. Könnte man die Sonne auf die Normentfernung in das Weltall hinausschieben, so hätte sie nur noch eine absolute Helligkeit von viereinhalb Magnituden. Das heißt, sie erschiene uns rund eine Billion Mal weniger hell und wäre nur noch als ein sehr schwacher Stern zu erkennen. Um Sterne miteinander vergleichen zu können, muss man also ihre absolute Helligkeit kennen.
    Nun sind Astronomen in der Regel ordentliche Leute und können es folglich nicht leiden, wenn es im Zoo der Sterne kunterbunt zugeht. Infolgedessen haben einige versucht, Ordnung in das Gewirr von Helligkeiten, Leuchtkräften, Massen und Sterntemperaturen zu bringen. Was dabei herausgekommen ist, bezeichnen die Astronomen nach den Erfindern dieser Ordnung als Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die Astronomen Einar Hertzsprung und Henry Norris Russell waren es nämlich, die als Erste, und zwar unabhängig voneinander, auf die Idee kamen, die Sterne nach Helligkeit und Oberflächentemperatur zu klassifizieren. Dazu erstellten sie ein Diagramm, auf dessen waagerechter Achse die Temperatur und senkrecht dazu die absolute Helligkeit eingetragen war. Auf der senkrechten Achse nahm die absolute Helligkeit von unten nach oben zu, auf der horizontalen Achse fiel die Temperatur von links nach rechts ab.
    Nachdem die Astronomen die damals bekannten Sterne in dem Diagramm erfasst hatten, ergab sich ein ziemlich überraschendes Bild. Man hätte erwarten können, dass sich die Fläche des Diagramms relativ gleichmäßig mit Sternen füllt, aber bis auf wenige Sterne lagen alle auf einem ziemlich schmalen Band, das nahezu in gerader Linie schräg das Diagramm durchquerte. Dieses Band beginnt bei hoher Helligkeit und hoher Temperatur in der oberen linken Ecke und endet mit geringer Helligkeit und niedriger Temperatur in der rechten unteren Ecke des Diagramms. Bis auf einen weiteren, jedoch nicht sehr ausgeprägten Ast, der bei gleich bleibend hoher absoluter Helligkeit nahezu horizontal von links nach rechts das Diagramm querte und auf den wir noch zu sprechen kommen werden, blieb der Rest des Diagramms praktisch leer.
    Nach eingehender Untersuchung stellte sich heraus, dass alle Sterne, die in dem schmalen Band lagen, gerade dabei waren, ihren Wasserstoff im Kern zu verbrennen. Dass man fast nur solche Sterne gefunden hatte, beruhte natürlich darauf, dass Sterne die längste Zeit ihres Lebens im Stadium des Wasserstoffbrennens verbringen. Sterne, die diesen Entwicklungsabschnitt bereits hinter sich haben, sind nur noch relativ kurze Zeit aktiv und somit viel seltener zu beobachten. Fortan bezeichnete man das Band als