W naszej galaktyce, Drodze Mlecznej i miliardach galaktyk we Wszechświecie znajduje się kilkaset miliardów gwiazd. Jedną z ważnych technik w nauce jest próba sortowania lub klasyfikowania rzeczy w grupy i poszukiwanie trendów lub wzorców. Astronomowie robią to z gwiazdami.
Do tej pory omawialiśmy jasność i kolor lub efektywną temperaturę gwiazd. Można je wykreślić, tworząc jeden z najbardziej przydatnych wykresów dla astronomii gwiazd, diagram Hertzsprunga-Russella (lub H-R). Został nazwany na cześć duńskich i amerykańskich astronomów, którzy niezależnie opracowali wersje diagramu na początku XX wieku.
Na wykresie H-R jasność lub energia gwiazdy jest naniesiona na osi pionowej. Można to wyrazić jako stosunek jasności gwiazdy do światła Słońca, L * / Lsun. Astronomowie również używają historycznej koncepcji wielkości jako miary jasności gwiazdy. Wielkość bezwzględna jest po prostu miarą tego, jak jasna byłaby gwiazda, gdyby była odległa o 10 parseków, co pozwala na proste porównanie gwiazd. Żeby wszystko zmylić, im mniejsza lub bardziej ujemna jasność, tym jaśniejsza gwiazda. Z definicji gwiazda o wielkości 1 jest 100 razy jaśniejsza niż gwiazda o wielkości 6. Nasze Słońce ma absolutną wielkość + 4,8.
Efektywna temperatura gwiazdy jest wykreślona na poziomej osi wykresu H-R. Jedynym dziwactwem jest to, że temperatura jest wykreślana w odwrotnej kolejności, z wysoką temperaturą (około 30 000 – 40 000 K) po lewej stronie i niższą temperaturą (około 2500 K) po prawej. W praktyce astronomowie faktycznie mierzą wielkość zwaną indeksem koloru, który jest po prostu różnicą jasności gwiazdy mierzoną przez dwa różne kolorowe filtry. Gwiazdy o ujemnym indeksie koloru są niebieskawe, podczas gdy chłodniejsze gwiazdy pomarańczowe lub czerwone mają dodatni indeks koloru.
Trzecią możliwą skalą na osi poziomej jest klasa widmowa gwiazdy. Dzięki rozdzieleniu światła gwiazdy przez spektrograf można rejestrować i analizować jej widmo. Gwiazdy o podobnej wielkości, temperaturze, składzie i inne właściwości mają podobne widma i są klasyfikowane w tej samej klasie widmowej. Główne klasy widmowe gwiazd obejmują zakres od O (najgorętszy) do B, A, F, G, K i M (najchłodniejszy). Nasze Słońce należy do klasy G. Porównując widma nieznanej gwiazdy z widmami wybranych standardowych gwiazd odniesienia, można określić bogactwo informacji, w tym jej kolor lub temperaturę efektywną.
Jeśli teraz wykreślimy wykres Hertzsprunga-Russella dla kilka tysięcy najbliższych lub najjaśniejszych gwiazd, które widzimy:
Jak widać, gwiazdy nie pojawiają się losowo na wykresie, ale wydają się być zgrupowane w czterech głównych regionach. Jest to bardzo istotne, ponieważ sugeruje sts, że może istnieć związek między jasnością a temperaturą gwiazdy. Chociaż nie jest to zaskakujące (rzeczywiście widzieliśmy już, że cieplejsza gwiazda emituje więcej energii na jednostkę powierzchni niż chłodniejsza gwiazda), związek jest skomplikowany przez obecność tych czterech grup. Przyjrzyjmy się im bliżej.
Większość gwiazd wydaje się należeć do grupy A. Pokazuje ogólny trend od chłodnych, słabych gwiazd w prawym dolnym rogu do gorących, niezwykle jasnych gwiazd w lewym górnym rogu. co wpisuje się w oczekiwany przez nas związek między temperaturą a jasnością. Grupa ta nazywana jest ciągiem głównym, więc gwiazdy w niej znalezione są gwiazdami ciągu głównego. Nasze Słońce jest jednym z takich przykładów. Inne to α Cen, Altair, Syriusz, Achernar i Gwiazda Barnarda.
Gwiazdy w grupie B mają przeważnie 6000 K lub są chłodniejsze, ale jaśniejsze niż gwiazdy ciągu głównego o tej samej temperaturze. Jak to możliwe? Powodem jest to, że gwiazdy te są znacznie większe niż gwiazdy ciągu głównego i chociaż emitują taką samą ilość energii na metr kwadratowy jak gwiazdy ciągu głównego, mają znacznie większą powierzchnię (promień pola ∝2), a zatem całkowita emitowana energia jest znacznie większa. Te gwiazdy są nazywane olbrzymami. Przykładami są Aldebaran i Mira.
Gwiazdy z grupy C są jeszcze jaśniejsze niż olbrzymy. Są to nadolbrzymy, największe z gwiazd o niezwykle wysokich jasnościach. Czerwony nadolbrzym, taki jak Betelgeuse, rozciągnąłby się poza orbitę Jowisza, gdyby zastąpił Słońce w naszym Układzie Słonecznym.
Ostatnią interesującą grupą są te gwiazdy z grupy D. Z ich pozycji na diagramie HR widzimy, że są bardzo gorące, ale bardzo słabe.Chociaż emitują duże ilości energii na metr kwadratowy, mają niską jasność, co oznacza, że muszą być bardzo małe. Gwiazdy z grupy D są w rzeczywistości znane jako białe karły. Przykładami są Syriusz B i Procjon B. Białe karły są znacznie mniejsze niż gwiazdy ciągu głównego i mają mniej więcej rozmiar Ziemi. Poniższy diagram przedstawia główne grupy oznaczone razem z przykładowymi gwiazdami w każdej grupie.
