Hertzsprung-Russelldiagram
Het Hertzsprung-Russell-diagram of HR-diagram is een puntenwolk waarin op de verticale as de absolute helderheid van een ster staat, uitgedrukt als de absolute magnitude (lichtsterkte gecorrigeerd voor afstand) of als de logaritme van de lichtkracht L uitgedrukt in zonslichtkracht. Op de horizontale as staat een variabele gerelateerd aan de oppervlaktetemperatuur, zoals de B-V-kleurindex (fig. 1) of spectraalklasse (fig. 2), of de effectieve temperatuur. De temperatuur neemt toe van rechts naar links. Het diagram is de gebruikelijke basis voor de classificatie van sterren en wordt gebruikt om hun evolutie te beschrijven. Het is genoemd naar Ejnar Hertzsprung en Henry Norris Russell die het omstreeks 1910 onafhankelijk van elkaar ontdekten.
Als de lichtkracht en het spectraaltype van de sterren tegen elkaar in een grafiek uitgezet worden, ontstaat het Hertzsprung-Russell diagram, waarin een duidelijk patroon te herkennen is. Er tekent zich een band af waarin hete sterren meer licht geven dan koude sterren. Dit wordt de hoofdreeks genoemd en hierin staan alle sterren die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof naar helium. Rode reuzen en witte dwergen vallen buiten de hoofdreeks, omdat zij op een andere manier hun energie opwekken.
Structuur van het diagram
Links boven in het diagram zijn de hete heldere sterren en rechtsonder staan de koele en minder heldere sterren. De verticale as bevat de absolute (werkelijke) hoeveelheid energie die de ster uitstraalt, steeds in een logaritmische eenheid (absolute magnitude of logaritme van de lichtkracht, met de lichtkracht van de zon (3.85 × 1026 Joule/sec) als eenheid. Indien op de horizontale as ook de temperatuur logaritmisch wordt uitgezet, liggen sterren met gelijke straal op evenwijdige rechte lijnen in het diagram. Deze lijnen lopen van links boven naar rechts onder. De afstanden tussen de lijnen van gelijke straal stemmen ook overeen met de logaritme van de straal: bijvoorbeeld, de afstand tussen de lijn met sterren van 1 zonstraal en die van 10 zonstralen is gelijk aan de afstand tussen de lijnen van 10 en 100, of van 100 en 1000 zonstralen. Dit alles volgt uit de relatie:
met:
L: de bolometrische lichtkracht van de ster in Joule/sec, dit is de lichtkracht over alle golflengten.
R: de straal van de ster in meter.
σ: de Stefan-Boltzmann constante: 
Te: de effectieve temperatuur van de ster
Sterbevolking van het diagram
De hoofdreeks
Indien de sterren van een statistisch voldoende groot volume in de melkweg in het diagram geplaatst worden valt het op dat circa 90% van de sterren op een zeer nauwe band van links boven tot rechts onder liggen. Dit is de hoofdreeks. Het feit dat deze band 90% van de sterren bevat komt van het feit dat een ster 90% van haar levensduur in de stabiele fase van waterstofverbranding in de kern doorbrengt. Zie hierover de artikels over sterevolutie en Proton-protoncyclus. Voor deze sterren geldt tijdens deze stabiele fase een vrij strikt verband tussen temperatuur, lichtkracht, massa en straal. Deze vier parameters stijgen of dalen samen, maar een vijfde parameter, de totale levensduur van de ster, die ook aan deze vier verbonden is, variëert omgekeerd: hoe heter, helderder, zwaarder en groter de ster, hoe korter de levensduur.
Relatie tussen massa, straal en lichtkracht van sterren op de Hoofdreeks
De onderstaande tabel geef de waarden voor sterren over het gehele bereik van de hoofdreeks. Bij de waarden voor lichtkracht (L), straal (R), and massa (M) wordt de zon als eenheid genomen. De werkelijke waarden voor een gegeven ster kunnen soms wel 20-30% afwijken van de waarden die in de tabel worden aangegeven. De kleur van het hokje rondom de sterrenklasse geeft een benadering van de fotografische kleur van de betrokken ster.
| Type ster | Straal | Massa | Lichtkracht | Temperatuur |
|---|---|---|---|---|
| R/R☉ | M/M☉ | L/L☉ | K | |
| O2 | 16 | 158 | 54,000 | |
| O5 | 14 | 58 | 46,000 | |
| B0 | 5.7 | 16 | 16,000 | 29,000 |
| B5 | 3.7 | 5.4 | 750 | 15,200 |
| A0 | 2.3 | 2.6 | 63 | 9,600 |
| A5 | 1.8 | 1.9 | 24 | 8,700 |
| F0 | 1.5 | 1.6 | 9.0 | 7,200 |
| F5 | 1.2 | 1.35 | 4.0 | 6,400 |
| G0 | 1.05 | 1.08 | 1.45 | 6,000 |
| G2 | 1.0 | 1.0 | 1.0 | 5,900 |
| G5 | 0.98 | 0.95 | 0.70 | 5,500 |
| K0 | 0.89 | 0.83 | 0.36 | 5,150 |
| K5 | 0.75 | 0.62 | 0.18 | 4,450 |
| M0 | 0.64 | 0.47 | 0.075 | 3,850 |
| M5 | 0.36 | 0.25 | 3,200 |
Reuzen en superreuzen
Bovenaan rechts bevinden zich de rode reuzen en superreuzen. Rood gezien hun relatief lage effectieve temperatuur van typisch zo'n 3000 K, reus omdat hun straal een factor 100 to 1000 groter is dan bij een hoofdreeksster van dezelfde temperatuur. Dit zijn sterren die in de eindfase van hun leven zitten, en erorm uitgezette, maar zeer ijle buitenlagen hebben. Deze sterren zijn ook onderhevig aan een continu massaverlies door sterrewind.
Links bovenaan op de hoofdreeks bevinden zich de blauwe reuzen. Dit zijn hoofdreekssterren met een zeer hoge massa, tot enkele tientallen keer de massa van de zon. De blauwe kleur is een gevolg van hun hoge temperatuur (een paar tienduizenden Kelvin). Ze stralen het grootste deel van hun energie uit in het ultraviolet. De hogere massa gaat gepaard met een nog veel hogere lichtkracht waardoor de totale levensduur drastisch lager is dan bij een ster zoals de zon.
Witte dwergen
Onder de hoofdreeks vindt met een groep sterren, de witte dwergen. Dit zijn eindproducten van sterren met lagere massa zoals de zon. De weinige energie die ze nog uitstralen is thermische afkoeling. In deze sterren vinden geen kernfusies meer plaats. Het zijn sterren met een massa van een kleine ster, maar met de afmeting van een planeet.
Sterevolutie
De sterren bevinden zich direct na hun vorming op de hoofdreeks en blijven daar circa 90% van hun totale levensduur. Als de waterstof in de kern is gefuseerd tot helium zal de kern door de zwaartekracht inkrimpen. Dit heeft twee gevolgen: ten eerste zal de temperatuur in de kern stijgen tot een niveau dat kernfusie van helium in zwaardere elementen (koolstof, stikstof) op gang komt, en de ster dan weer tijdelijk in een relatief stabiele fase doet belanden. Ten tweede zal rond de samentrekkende ster een zone ontstaan waarin waterstofverbranding plaatsgrijpt, de zogenaamde waterstof-schilverbranding. De grote energieproductie die hiermee gepaard gaat doet de lichtkracht van de ster stijgen, en doet de buitenlagen enorm uitzetten. De ster is nu een rode reus geworden, en verlaat de hoofdreeks om zich langs de rechterzijde van het HR-diagram naar omhoog te bewegen.
De verdere evolutie wordt sterk bepaald door de massa van de ster, en wordt beschreven door de sterevolutie. Onze zon bevindt zich momenteel reeds vijf miljard jaar op de hoofdreeks, en zal er nog zo'n vijf miljard jaar blijven vooraleer een rode reus te worden. Daarna zal ze via het stadium van planetaire nevel in een witte dwerg evolueren. Het pad dat een ster tijdens haar evolutie in het Hertzsprung-russel diagram volgt heet een evolutiespoor. Evolutiesporen kunnen theoretisch worden berekend door middel van wiskundige modellen van sterren. Door evolutiesporen van verschillende massa's te plotten op het Hertzsprung-russeldiagram van een bolvormige sterrenhoop kan de leeftijd en de afstand van de bolhoop bepaald worden.