Det er noen hundre milliarder stjerner i vår galakse, Melkeveien og milliarder av galakser i universet. En viktig teknikk i vitenskapen er å prøve å sortere eller klassifisere ting i grupper og oppsøke trender eller mønstre. Astronomer gjør dette med stjerner.
Så langt har vi diskutert lysstyrke og farge eller effektiv temperatur til stjerner. Disse kan plottes for å danne det som er en av de mest nyttige plottene for stjernastronomi, Hertzsprung-Russell (eller HR) -diagrammet. Den er oppkalt etter de danske og amerikanske astronomene som uavhengig utviklet versjoner av diagrammet tidlig på det tjuende århundre.
I et HR-diagram er lysstyrken eller energiutgangen til en stjerne tegnet på den vertikale aksen. Dette kan uttrykkes som et forhold mellom stjernens lysstyrke og solens; L * / Lsun. Astronomer bruker også det historiske størrelsesbegrepet som et mål på stjernens lysstyrke. Absolutt størrelsesorden er ganske enkelt et mål på hvor lys en stjerne vil se ut hvis 10 parsec er fjernt og dermed gjør det mulig å sammenligne stjerner. Bare for å forvirre ting, jo lavere eller mer negativ størrelsen, jo lysere blir stjernen. Per definisjon er en stjerne med styrke 1 100 × lysere enn en med styrke 6. Solen vår har en absolutt styrke på + 4,8.
Den effektive temperaturen til en stjerne er tegnet på den horisontale aksen i et HR-diagram. En særeie her er at temperaturen er tegnet i omvendt rekkefølge, med høy temperatur (rundt 30.000 – 40.000 K) til venstre og den kjøligere temperaturen (rundt 2500 K) til høyre. I praksis måler astronomer faktisk en mengde som kalles fargeindeks, som ganske enkelt er forskjellen i størrelsen på en stjerne når den måles gjennom to forskjellige fargede filtre. Stjerner med negativ fargeindeks er blålig, mens kjøligere oransje eller røde stjerner har en positiv fargeindeks.
Den tredje mulige skalaen for den horisontale aksen er en stjernes spektralklasse. Ved å dele lyset fra en stjerne gjennom et spektrografi, kan spektrumet registreres og analyseres. Stjerner av lignende størrelse, temperatur, sammensetning og andre egenskaper har lignende spektre og er klassifisert i samme spektralklasse. De viktigste spektralklassene for stjerner spenner fra O (den hotteste) til B, A, F, G, K og M (kuleste). Vår sol er en G-klasse Ved å sammenligne spektrene til en ukjent stjerne med spektrene for utvalgte standardreferansestjerner, kan en mengde informasjon inkludert fargen eller den effektive temperaturen bestemmes.
Hvis vi nå tegner et Hertzsprung-Russell-diagram for en noen få tusen nærmeste eller lyseste stjerner ser vi følgende:
Som vi kan se, vises ikke stjerner tilfeldig på plottet, men ser ut til å være gruppert i fire hovedregioner. Dette er svært viktig ettersom det suger m at det kan være noe sammenheng mellom lysstyrken og temperaturen til en stjerne. Selv om det ikke er overraskende (vi har allerede sett at en varmere stjerne avgir mer energi per overflatenhet enn en kjøligere stjerne), er forholdet komplisert av tilstedeværelsen av disse fire gruppene. La oss undersøke disse nærmere.
De fleste stjerner ser ut til å falle i gruppe A. Det viser en generell trend fra kjølige, svake stjerner i nedre høyre hjørne til varme, ekstremt lyse stjerner i øverste venstre hjørne. som passer inn i vårt forventede forhold mellom temperatur og lysstyrke. Denne gruppen kalles hovedsekvensen, så stjerner som finnes på den er hovedsekvensstjerner. Vår sol er et slikt eksempel. Andre inkluderer α Cen, Altair, Sirius, Achernar og Barnards stjerne.
Stjerner i gruppe B er for det meste 6000 K eller kjøligere, men likevel lysere enn hovedsekvensstjerner med samme temperatur. Hvordan kan dette være? Årsaken er at disse stjernene er mye større enn hovedsekvensstjerner. Selv om de avgir samme mengde energi per kvadratmeter som hovedsekvensstjerner, har de mye større overflateareal (areal ∝ radius2), den totale energien som sendes ut er dermed mye større. Disse stjernene blir referert til som giganter. Eksempler inkluderer Aldebaran og Mira.
Stjernene i gruppe C er enda lysere enn gigantene. Dette er superkjempene, den største av stjerner med ekstremt høy lysstyrke. En rød superkjempe som Betelgeuse ville strekke seg utenfor Jupiters bane hvis den erstattet Solen i vårt solsystem.
Den siste gruppen av interesse er de stjernene i gruppe D. Fra deres posisjon på HR-diagrammet ser vi at de er veldig varme, men veldig svake.Selv om de avgir store mengder energi per kvadratmeter, har de lav lysstyrke, noe som betyr at de derfor må være veldig små. Gruppe D-stjerner er faktisk kjent som hvite dverger. Sirius B og Procyon B er eksempler. Hvite dverger er mye mindre enn hovedstjerne og er omtrent på størrelse med jorden. Diagrammet nedenfor viser hovedgruppene som er merket sammen med eksempler på stjerner i hver gruppe.
