V naší galaxii, Mléčné dráze a miliardách galaxií ve vesmíru je několik stovek miliard hvězd. Jednou z důležitých technik ve vědě je pokusit se třídit nebo třídit věci do skupin a hledat trendy nebo vzorce. Astronomové to dělají s hvězdami.
Dosud jsme diskutovali o svítivosti a barvě nebo efektivní teplotě hvězd. Ty lze vykreslit tak, aby vytvořily jeden z nejužitečnějších grafů pro hvězdnou astronomii, Hertzsprung-Russellův (nebo H-R) diagram. Je pojmenována po dánských a amerických astronomech, kteří nezávisle vyvinuli verze diagramu na počátku dvacátého století.
V diagramu H-R je na svislé ose vykreslen jas nebo energetický výstup hvězdy. To lze vyjádřit jako poměr svítivosti hvězdy ke slunci; L * / Lsun. Astronomové také používají historický koncept velikosti jako měřítko svítivosti hvězdy. Absolutní velikost je jednoduše měřítkem toho, jak jasná by se hvězda objevila, kdyby byla vzdálená 10 parseků, a tak umožňuje jednoduché srovnání hvězd. Jen pro zmatení, čím nižší nebo negativnější velikost, tím jasnější hvězda. Podle definice je hvězda velikosti 1 100 × jasnější než hvězda velikosti 6. Naše Slunce má absolutní velikost + 4,8.
Efektivní teplota hvězdy je vynesena na vodorovnou osu diagramu H-R. Jedním podivínem je, že teplota je vynesena v opačném pořadí, přičemž vysoká teplota (kolem 30 000 – 40 000 K) vlevo a teplota chladiče (kolem 2 500 K) vpravo. V praxi astronomové ve skutečnosti měří veličinu zvanou barevný index, což je jednoduše rozdíl ve velikosti hvězdy, měřeno prostřednictvím dvou různě barevných filtrů. Hvězdy s negativním indexem barev jsou namodralé, zatímco chladnější oranžové nebo červené hvězdy mají pozitivní index barev.
Třetí možnou stupnicí pro vodorovnou osu je spektrální třída hvězdy. Rozdělením světla z hvězdy přes spektrograf lze spektrum zaznamenat a analyzovat. Hvězdy podobné velikosti, teploty, složení a další vlastnosti mají podobná spektra a jsou klasifikovány do stejné spektrální třídy. Hlavní spektrální třídy pro hvězdy se pohybují od O (nejžhavější) přes B, A, F, G, K a M (nejchladnější). Naše Slunce je třída G hvězdou. Porovnáním spekter neznámé hvězdy se spektry vybraných standardních referenčních hvězd lze určit množství informací, včetně jejich barvy nebo efektivní teploty.
Pokud nyní zakreslíme Hertzsprungův-Russellův diagram pro několik tisíc nejbližších nebo nejjasnějších hvězd vidíme následující:
Jak vidíme, hvězdy se na grafu neobjevují náhodně, ale jsou seskupeny do čtyř hlavních oblastí. To je velmi významné, protože že může existovat určitý vztah mezi svítivostí a teplotou hvězdy. I když nepřekvapuje (skutečně jsme již viděli, že žhavější hvězda vydává více energie na jednotku povrchu než chladnější hvězda), vztah je komplikován přítomností těchto čtyř skupin. Podívejme se na ně blíže.
Zdá se, že většina hvězd spadá do skupiny A. Ukazuje obecný trend od chladných, slabých hvězd v pravém dolním rohu až po horké, extrémně jasné hvězdy v levém horním rohu což zapadá do našeho očekávaného vztahu mezi teplotou a svítivostí. Tato skupina se nazývá hlavní sekvence, takže hvězdy na ní nalezené jsou hvězdami hlavní sekvence. Jedním z takových příkladů je naše Slunce. Mezi další patří α Cen, Altair, Sirius, Achernar a Barnardova hvězda.
Hvězdy ve skupině B jsou většinou 6000 K nebo chladnější, ale ještě jasnější než hvězdy v hlavní posloupnosti stejné teploty. Jak to může být? Důvodem je, že tyto hvězdy jsou mnohem větší než hvězdy s hlavní posloupností. I když vydávají stejné množství energie na metr čtvereční jako hvězdy s hlavní posloupností, mají mnohem větší povrch (plochu ∝ poloměr2), celková emitovaná energie je tedy mnohem větší. Tyto hvězdy se označují jako obři. Mezi příklady patří Aldebaran a Mira.
Hvězdy ve skupině C jsou ještě zářivější než obři. Jedná se o supergianty, největší z hvězd s extrémně vysokou svítivostí. Červená supergiant, jako je Betelgeuse, by přesahoval oběžnou dráhu Jupitera, pokud by nahradil Slunce v naší sluneční soustavě.
Poslední zajímavou skupinou jsou hvězdy ve skupině D. Z jejich polohy na HR diagramu vidíme, že jsou velmi horké, ale velmi slabé.I když vydávají velké množství energie na metr čtvereční, mají nízkou svítivost, což znamená, že proto musí být velmi malé. Hvězdy skupiny D jsou ve skutečnosti známé jako bílí trpaslíci. Sirius B a Procyon B jsou příklady. Bílé trpaslíky jsou mnohem menší než hvězdy hlavní posloupnosti a mají zhruba velikost Země. Níže uvedený diagram ukazuje hlavní skupiny označené společně s ukázkovými hvězdami v každé skupině.
