Galaksissamme, Linnunradalla ja miljardeissa galakseissa on muutama sata miljardia tähteä. Yksi tärkeä tekniikka tieteessä on yrittää lajitella tai luokitella asiat ryhmiin ja etsiä trendejä tai malleja. Tähtitieteilijät tekevät tämän tähtien kanssa.
Olemme toistaiseksi keskustelleet tähtien kirkkaudesta, väristä tai todellisesta lämpötilasta. Ne voidaan piirtää muodostaen yksi tähtitieteiden hyödyllisimmistä juoneista, Hertzsprung-Russell (tai H-R) kaavio. Se on nimetty tanskalaisten ja amerikkalaisten tähtitieteilijöiden mukaan, jotka kehittivät itsenäisesti kaavion versiot 1900-luvun alussa.
H-R-kaaviossa tähden kirkkaus tai energiantuotto piirretään pystyakselille. Tämä voidaan ilmaista tähden ja Auringon valovoiman suhteena; L * / Lsun. Tähtitieteilijät käyttävät myös historiallista suuruuskäsitettä tähden kirkkauden mittana. Absoluuttinen suuruus on yksinkertaisesti mitta, kuinka kirkas tähti näyttäisi, jos 10 parsekkiä olisi kaukana, ja siten tähtiä voidaan yksinkertaisesti verrata. Pelkästään sekoittaa asioita, mitä matalampi tai negatiivisempi, sitä kirkkaampi tähti. Määritelmän mukaan suuruusluokan 1 tähti on 100 × kirkkaampi kuin yksi suuruusluokassa 6. Aurinkomme absoluuttinen suuruus on + 4,8.
Tähden tehollinen lämpötila on piirretty H-R-kaavion vaaka-akselille. Yksi omituisuus on, että lämpötila on piirretty päinvastaisessa järjestyksessä, korkealla lämpötilalla (noin 30000 – 40000 K) vasemmalla ja viileämmällä (noin 2500 K) oikealla. Käytännössä tähtitieteilijät mittaavat itse asiassa väriindeksiksi kutsutun määrän, joka on yksinkertaisesti tähden suuruuden ero mitattuna kahden erivärisen suodattimen kautta. Tähdet, joilla on negatiivinen väriindeksi, ovat sinertäviä, kun taas viileämmillä oransseilla tai punaisilla tähdillä on positiivinen väriindeksi.
Kolmas mahdollinen vaaka-akselin asteikko on tähden spektriluokka. Jakamalla tähdestä tulevan valon spektrografiin sen spektri voidaan tallentaa ja analysoida. Tähtien koko, lämpötila, koostumus ja muilla ominaisuuksilla on samanlaiset spektrit ja ne luokitellaan samaan spektriluokkaan. Tähtien pääspektriluokat vaihtelevat O: sta (kuumin) B: hen, A, F, G, K ja M (viilein). Aurinkomme on G-luokka Tähti. Vertailemalla tuntemattoman tähden spektrejä valittujen vakiotyyppisten tähtien spektreihin voidaan määrittää runsaasti tietoa, mukaan lukien sen väri tai tehollinen lämpötila.
Jos piirrämme nyt Hertzsprung-Russell -kaavion muutama tuhat lähintä tai kirkkainta tähteä näemme seuraavat:
Kuten näemme, tähdet eivät näy juonessa satunnaisesti, vaan ne ryhmitellään neljälle pääalueelle. Tämä on erittäin merkityksellistä, koska se sugge s, että tähden kirkkauden ja lämpötilan välillä voi olla jokin suhde. Vaikka ei ole yllättävää (todellakin olemme jo nähneet, että kuumempi tähti lähettää enemmän energiaa pinta-alayksikköä kohden kuin viileämpi tähti), näiden neljän ryhmän läsnäolo vaikeuttaa suhdetta. Tarkastellaan näitä tarkemmin.
Useimmat tähdet näyttävät kuuluvan A-ryhmään. Se osoittaa yleisen trendin viileistä, himmeistä tähdistä oikeassa alakulmassa aina kuumiin, erittäin kirkkaisiin tähtiin vasemmassa yläkulmassa. mikä sopii odotettuun lämpötilan ja kirkkauden väliseen suhteeseen. Tätä ryhmää kutsutaan pääsekvenssiksi, joten siitä löytyvät tähdet ovat pääjärjestys tähtiä. Aurinkomme on yksi tällainen esimerkki. Muita ovat α Cen, Altair, Sirius, Achernar ja Barnardin tähti.
Ryhmän B tähdet ovat enimmäkseen 6000 K tai viileämpiä, mutta vielä valoisampia kuin saman lämpötilan pääjärjestys tähdet. Kuinka tämä voi olla? Syynä on se, että nämä tähdet ovat paljon suurempia kuin pääsekvenssitähdet, vaikka ne lähettävät yhtä paljon energiaa neliömetriä kohti kuin pääjärjestys tähdet, niiden pinta-ala (pinta-ala ∝ säde2) on paljon suurempi, emittoitunut kokonaisenergia on siten paljon suurempi. Näitä tähtiä kutsutaan jättiläisiksi. Esimerkkejä ovat Aldebaran ja Mira.
Ryhmän C tähdet ovat jopa valoisampia kuin jättiläiset. Nämä ovat supergigantteja, suurimpia tähdistä, joilla on erittäin suuri kirkkaus. Punainen Betelgeusen kaltainen superjätti ulottuu Jupiterin kiertoradan ulkopuolelle, jos se korvaa aurinkomme aurinkokunnassamme.
Viimeinen kiinnostava ryhmä ovat ryhmän D tähdet. Asemastaan HR-kaaviossa näemme, että ne ovat erittäin kuumia, mutta hyvin himmeitä.Vaikka ne tuottavat suuria määriä energiaa neliömetriä kohden, niiden valovoima on pieni, mikä tarkoittaa, että niiden on siksi oltava hyvin pieniä. Ryhmän D tähdet tunnetaan itse asiassa valkoisina kääpiöinä. Sirius B ja Procyon B ovat esimerkkejä. Valkoiset kääpiöt ovat paljon pienempiä kuin pääsekvenssitähdet ja ovat suunnilleen maapallon kokoisia. Alla oleva kaavio näyttää pääryhmät, jotka on merkitty yhdessä kunkin ryhmän esimerkkitähtien kanssa.
