Der er et par hundrede milliarder stjerner i vores galakse, Mælkevejen og milliarder af galakser i universet. En vigtig teknik inden for videnskab er at prøve at sortere eller klassificere ting i grupper og søge tendenser eller mønstre. Astronomer gør dette med stjerner.
Indtil videre har vi diskuteret stjernernes lysstyrke og farve eller effektive temperatur. Disse kan plottes for at danne, hvad der er et af de mest nyttige plotter til stjerneastronomi, Hertzsprung-Russell (eller HR) -diagrammet. Det er opkaldt efter de danske og amerikanske astronomer, der uafhængigt udviklede versioner af diagrammet i det tidlige tyvende århundrede.
I et HR-diagram er en stjernes lysstyrke eller energiudgang plottet på den lodrette akse. Dette kan udtrykkes som et forhold mellem stjernens lysstyrke og solens; L * / Lsun. Astronomer bruger også det historiske begreb om størrelse som et mål for stjernens lysstyrke. Absolut størrelse er simpelthen et mål for, hvor lys en stjerne ville se ud, hvis 10 parsec var langt væk, og dermed gør det muligt at sammenligne stjerner. Bare for at forvirre ting, jo lavere eller mere negativ størrelsen, jo lysere er stjernen. Per definition er en stjerne af størrelsesorden 1 100 × lysere end en af størrelsesorden 6. Vores sol har en absolut størrelse på + 4,8.
En stjernes effektive temperatur afbildes på den vandrette akse i et HR-diagram. Et særpræg her er, at temperaturen er afbildet i omvendt rækkefølge med høj temperatur (omkring 30.000 – 40.000 K) til venstre og den køligere temperatur (omkring 2.500 K) til højre. I praksis måler astronomer faktisk en mængde kaldet farveindeks, der simpelthen er forskellen i en stjernes størrelse målt ved hjælp af to forskellige farvede filtre. Stjerner med et negativt farveindeks er blålig, mens køligere orange eller røde stjerner har et positivt farveindeks.
Den tredje mulige skala for den vandrette akse er en stjernes spektralklasse. Ved at opdele lyset fra en stjerne gennem et spektrografi kan dets spektrum registreres og analyseres. Stjerner af samme størrelse, temperatur, sammensætning og andre egenskaber har lignende spektre og klassificeres i den samme spektralklasse. De vigtigste spektrale klasser for stjerner spænder fra O (den hotteste) til B, A, F, G, K og M (sejeste). Vores sol er en G-klasse Ved at sammenligne spektrene for en ukendt stjerne med spektre af udvalgte standardreferencestjerner kan et væld af oplysninger, herunder dens farve eller effektive temperatur, bestemmes.
Hvis vi nu tegner et Hertzsprung-Russell-diagram for en nogle få tusinde nærmeste eller lyseste stjerner ser vi følgende:
Som vi kan se, vises stjerner ikke tilfældigt på plottet, men ser ud til at være grupperet i fire hovedregioner. Dette er meget vigtigt, da det suger sts at der kan være et vist forhold mellem en stjernes lysstyrke og temperatur. Selvom det ikke er overraskende (faktisk har vi allerede set, at en varmere stjerne udsender mere energi pr. Enhed overfladeareal end en køligere stjerne) er forholdet kompliceret af tilstedeværelsen af disse fire grupper. Lad os undersøge disse nærmere.
De fleste stjerner synes at falde i gruppe A. Det viser en generel tendens fra kølige, svage stjerner i nederste højre hjørne op til varme, ekstremt lyse stjerner i øverste venstre hjørne som passer ind i vores forventede forhold mellem temperatur og lysstyrke. Denne gruppe kaldes hovedsekvensen, så stjerner, der findes på den, er hovedsekvensstjerner. Vores sol er et sådant eksempel. Andre inkluderer α Cen, Altair, Sirius, Achernar og Barnards stjerne.
Stjerner i gruppe B er for det meste 6.000 K eller køligere, men alligevel lysere end hovedsekvensstjerner med samme temperatur. Hvordan kan dette være? Årsagen er, at disse stjerner er meget større end hovedsekvensstjerner. Selvom de udsender den samme mængde energi pr. Kvadratmeter som hovedsekvensstjerner, har de meget større overfladeareal (areal ∝ radius2) er den samlede udsendte energi således meget større. Disse stjerner omtales som kæmper. Eksempler inkluderer Aldebaran og Mira.
Stjernerne i gruppe C er endnu mere lysende end kæmperne. Disse er superkæmperne, den største af stjerner med ekstremt høje lysstyrker. En rød superkæmpe som Betelgeuse ville strække sig ud over Jupiters bane, hvis den erstattede Solen i vores solsystem.
Den sidste gruppe af interesse er de stjerner i gruppe D. Fra deres position på HR-diagrammet ser vi, at de er meget varme og alligevel meget svage.Selvom de udsender store mængder energi pr. Kvadratmeter, har de lav lysstyrke, hvilket betyder, at de derfor skal være meget små. Gruppe D-stjerner er faktisk kendt som hvide dværge. Sirius B og Procyon B er eksempler. Hvide dværge er meget mindre end hovedrækkefølge stjerner og er omtrent på størrelse med jorden. Diagrammet nedenfor viser hovedgrupperne mærket sammen med eksempler på stjerner i hver gruppe.
