Există câteva sute de miliarde de stele în galaxia noastră, Calea Lactee și miliarde de galaxii în Univers. O tehnică importantă în știință este încercarea de a sorta sau clasifica lucrurile în grupuri și de a căuta tendințe sau tipare. Astronomii fac asta cu stelele.
Până acum am discutat despre luminozitatea și culoarea sau temperatura efectivă a stelelor. Acestea pot fi trasate pentru a forma ceea ce este unul dintre cele mai utile comploturi pentru astronomia stelară, diagrama Hertzsprung-Russell (sau H-R). Acesta poartă numele astronomilor danezi și americani care au dezvoltat independent versiuni ale diagramei la începutul secolului al XX-lea.
Într-o diagramă H-R, luminozitatea sau puterea de energie a unei stele este reprezentată pe axa verticală. Aceasta poate fi exprimată ca un raport dintre luminozitatea stelei și cea a Soarelui; L * / Lsun. Astronomii folosesc, de asemenea, conceptul istoric de magnitudine ca măsură a luminozității unei stele. Magnitudinea absolută este pur și simplu o măsură a cât de strălucitoare ar apărea o stea la distanță de 10 parseci și astfel permite compararea stelelor. Doar pentru a confunda lucrurile, cu cât magnitudinea este mai mică sau mai negativă, cu atât steaua este mai strălucitoare. Prin definiție, o stea de magnitudine 1 este 100 × mai strălucitoare decât una de magnitudine 6. Soarele nostru are o magnitudine absolută de + 4,8.
Temperatura efectivă a unei stele este reprezentată grafic pe axa orizontală a unei diagrame H-R. O ciudățenie aici este că temperatura este reprezentată grafic în ordine inversă, cu temperatura ridicată (în jur de 30.000 – 40.000 K) în stânga și temperatura mai rece (în jur de 2.500 K) în dreapta. În practică, astronomii măsoară de fapt o cantitate numită index de culoare, care este pur și simplu diferența de magnitudine a unei stele atunci când este măsurată prin două filtre colorate diferite. Stelele cu un indice de culoare negativ sunt albăstrui, în timp ce stelele mai portocalii sau roșii au un indice de culoare pozitiv.
A treia scară posibilă pentru axa orizontală este clasa spectrală a stelei. Prin împărțirea luminii de la o stea printr-un spectrograf spectrul său poate fi înregistrat și analizat. Stele de dimensiuni, temperatură, compoziție și alte proprietăți au spectre similare și sunt clasificate în aceeași clasă spectrală. Principalele clase spectrale pentru stele variază de la O (cea mai fierbinte) la B, A, F, G, K și M (cea mai tare). Soarele nostru este o clasă G. Prin compararea spectrelor unei stele necunoscute cu spectrele stelelor de referință standard selectate, se poate determina o mulțime de informații, inclusiv culoarea sau temperatura efectivă.
Dacă arătăm acum o diagramă Hertzsprung-Russell pentru o câteva mii de stele apropiate sau mai strălucitoare vedem următoarele:
După cum putem vedea, stelele nu apar aleatoriu pe complot, dar par a fi grupate în patru regiuni principale. Acest lucru este foarte semnificativ, deoarece sugerează afirmă că poate exista o relație între luminozitatea și temperatura unei stele. Deși nu este surprinzător (într-adevăr am văzut deja că o stea mai fierbinte emite mai multă energie pe unitate de suprafață decât o stea mai rece) relația este complicată de prezența acestor patru grupuri. Să le examinăm mai atent.
Majoritatea stelelor par să se încadreze în grupa A. Arată o tendință generală de la stele reci și slabe în colțul din dreapta jos până la stele fierbinți, extrem de strălucitoare, în colțul din stânga sus. care se potrivește cu relația noastră așteptată dintre temperatură și luminozitate. Acest grup se numește secvența principală, astfel încât stelele găsite pe ea sunt stele secvenței principale. Soarele nostru este un astfel de exemplu. Printre altele se numără α Cen, Altair, Sirius, Achernar și steaua lui Barnard.
Stelele din grupul B sunt în mare parte 6.000 K sau mai reci, dar mai luminoase decât stelele secvenței principale de aceeași temperatură. Cum poate fi asta? Motivul este că aceste stele sunt mult mai mari decât stelele secvenței principale.Deși emit aceeași cantitate de energie pe metru pătrat ca stelele secvenței principale, au o suprafață mult mai mare (aria ∝ rază2), energia totală emisă este astfel mult mai mare. Aceste stele sunt denumite giganți. Exemplele includ Aldebaran și Mira.
Stelele din grupa C sunt chiar mai luminoase decât giganții. Acestea sunt supergigantele, cea mai mare dintre stelele cu luminozități extrem de mari. Un roșu supergigant precum Betelgeuse s-ar extinde dincolo de orbita lui Jupiter dacă ar înlocui Soarele în sistemul nostru solar.
Ultimul grup de interes sunt acele stele din grupul D. Din poziția lor pe diagrama HR vedem că sunt foarte fierbinți, dar foarte slabi.Deși emit cantități mari de energie pe metru pătrat, acestea au o luminozitate redusă, ceea ce înseamnă că, prin urmare, trebuie să fie foarte mici. Stelele din grupul D sunt de fapt cunoscute sub numele de pitici albi. Sirius B și Procyon B sunt exemple. Piticii albi sunt mult mai mici decât stelele secvenței principale și au aproximativ dimensiunea Pământului. Diagrama de mai jos prezintă principalele grupuri etichetate împreună cu exemplele de stele din fiecare grup.
