Er zijn een paar honderd miljard sterren in ons sterrenstelsel, de Melkweg en miljarden sterrenstelsels in het heelal. Een belangrijke techniek in de wetenschap is om dingen in groepen te sorteren of in te delen en trends of patronen te zoeken. Astronomen doen dit met sterren.
Tot dusver hebben we de helderheid en kleur of effectieve temperatuur van sterren besproken. Deze kunnen worden uitgezet om een van de meest bruikbare grafieken voor sterrenastronomie te vormen, het Hertzsprung-Russell (of H-R) diagram. Het is genoemd naar de Deense en Amerikaanse astronomen die in het begin van de twintigste eeuw onafhankelijk versies van het diagram ontwikkelden.
In een H-R-diagram wordt de helderheid of energie-output van een ster uitgezet op de verticale as. Dit kan worden uitgedrukt als een verhouding van de helderheid van de ster tot die van de zon; L * / Lsun. Astronomen gebruiken ook het historische concept van magnitude als maat voor de helderheid van een ster. De absolute magnitude is gewoon een maatstaf voor hoe helder een ster zou zijn als deze 10 parsec ver verwijderd was, en maakt het dus mogelijk om sterren eenvoudig te vergelijken. Om de zaken te verwarren: hoe lager of negatiever de magnitude, hoe helderder de ster. Een ster van magnitude 1 is per definitie 100 × helderder dan een ster van magnitude 6. Onze zon heeft een absolute magnitude van + 4,8.
De effectieve temperatuur van een ster wordt uitgezet op de horizontale as van een H-R-diagram. Een eigenaardigheid hier is dat de temperatuur in omgekeerde volgorde is uitgezet, met hoge temperatuur (ongeveer 30.000 – 40.000 K) aan de linkerkant en de koelere temperatuur (ongeveer 2.500 K) aan de rechterkant. In de praktijk meten astronomen in feite een grootheid die de kleurindex wordt genoemd en die simpelweg het verschil is in de magnitude van een ster wanneer deze wordt gemeten door twee verschillende gekleurde filters. Sterren met een negatieve kleurindex zijn blauwachtig, terwijl koelere oranje of rode sterren een positieve kleurindex hebben.
De derde mogelijke schaal voor de horizontale as is de spectraalklasse van een ster. Door het licht van een ster door een spectrograaf te splitsen, kan het spectrum worden geregistreerd en geanalyseerd. Sterren van vergelijkbare grootte, temperatuur, samenstelling en andere eigenschappen hebben vergelijkbare spectra en worden ingedeeld in dezelfde spectraalklasse. De belangrijkste spectraalklassen voor sterren variëren van O (de heetste) tot B, A, F, G, K en M (koelste). Onze zon is een G-klasse ster. Door de spectra van een onbekende ster te vergelijken met spectra van geselecteerde standaard referentiesterren kan een schat aan informatie worden bepaald, waaronder de kleur of de effectieve temperatuur.
Als we nu een Hertzsprung-Russell-diagram uitzetten voor een enkele duizenden dichtstbijzijnde of helderste sterren zien we het volgende:
Zoals we kunnen zien, verschijnen sterren niet willekeurig op de plot, maar lijken ze gegroepeerd te zijn in vier hoofdregios. Dit is zeer significant omdat het suggereert sts dat er een verband kan zijn tussen de helderheid en temperatuur van een ster. Hoewel het niet verrassend is (we hebben inderdaad al gezien dat een warmere ster meer energie per oppervlakte-eenheid afgeeft dan een koelere ster), wordt de relatie gecompliceerd door de aanwezigheid van deze vier groepen. Laten we deze eens nader bekijken.
De meeste sterren lijken in groep A te vallen. Het laat een algemene trend zien van koele, donkere sterren in de rechter benedenhoek tot hete, extreem heldere sterren in de linker bovenhoek wat past bij onze verwachte relatie tussen temperatuur en helderheid. Deze groep wordt de hoofdreeks genoemd, dus de sterren die erop worden aangetroffen, zijn de hoofdreekssterren. Onze zon is zon voorbeeld. Andere omvatten α Cen, Altair, Sirius, Achernar en Barnards Star.
Sterren in groep B zijn meestal 6000 K of koeler en toch lichter dan hoofdreekssterren met dezelfde temperatuur. Hoe kan dit? De reden hiervoor is dat deze sterren veel groter zijn dan de hoofdreekssterren.Hoewel ze dezelfde hoeveelheid energie per vierkante meter uitstralen als de hoofdreekssterren, hebben ze een veel groter oppervlak (oppervlakte ∝ straal2), de totale uitgezonden energie is dus veel groter. Deze sterren worden reuzen genoemd. Voorbeelden zijn Aldebaran en Mira.
De sterren in groep C zijn zelfs nog helderder dan de reuzen. Dit zijn de superreuzen, de grootste van de sterren met een extreem hoge lichtsterkte. Een rode superreus zoals Betelgeuze zou zich buiten de baan van Jupiter uitstrekken als het de zon in ons zonnestelsel zou vervangen.
De laatste groep van belang zijn de sterren in groep D. Uit hun positie op het HR-diagram zien we dat ze zijn erg heet maar erg zwak.Hoewel ze grote hoeveelheden energie per vierkante meter uitstoten, hebben ze een lage lichtsterkte, wat impliceert dat ze daarom erg klein moeten zijn. Groep D-sterren staan in feite bekend als witte dwergen. Sirius B en Procyon B zijn voorbeelden. Witte dwergen zijn veel kleiner dan sterren in de hoofdreeks en hebben ongeveer de grootte van de aarde. Het onderstaande diagram toont de hoofdgroepen die zijn gelabeld met voorbeeldsterren in elke groep.
