Hertzsprung-Russell Diagram (HRD)

A csillagokat jellemző paraméterek nem függetlenek egymástól, közöttük különböző empirikus összefüggések léteznek. Kapcsolat van a sugár és az abszolút fényesség, a sugár és a tömeg, valamint a felszíni hőmérséklet és az abszolút fényesség között is. Ezek az összefüggések nem véletlenek, hanem az ún. Vogt-Russell tétel következményei, mint ahogyan ebből származtatható a csillagászat legfontosabb állapotdiagramja, a Hertzsprung-Russell diagram.

Ejnar Hertzsprung 1905-ben vette észre, hogy ugyanahhoz a színképtípushoz különböző abszolút fényességű csillagok tartozhatnak, törpék is és óriáscsillagok is. 1913-ban Henry Norris Russell olyan grafikont rajzolt fel, amelynek vízszintes tengelyén az S _p spektráltípust, függőleges tengelyén pedig az M_V abszolút fényességet tüntette fel. Azonnal feltűnt, hogy a grafikonon a csillagok különböző ágak mentén, szabályosan helyezkednek el. Az ilyen típusú grafikonoknak a csillagászatban nagy jelentőségük van, s Hertzsprung-Russell diagramnak, vagy röviden HRD-nek hívjuk őket.

A csillagok a HRD-n különböző ágak mentén helyezkednek el. A bal felső saroktól a jobb alsó felé húzódó ágat főágnak, a jobb felső sarokban található csoportosulást pedig óriáságnak nevezzük. A főágbeli csillagok az ún. fősorozati csillagok, míg az óriáság csillagai az ún. óriáscsillagok. A diagramon a bal alsó sarokban is vannak csillagok, ezek kb. 10^m-val halványabbak, mint az ugyanolyan színképtípusú fősorozati csillagok, ezért sugaruk is jóval kisebb azoknál. Ezeket a csillagokat fehér törpéknek nevezzük.

Sematikus Hertzsprung-Russell diagram.
A csillagok a HRD-n különböző ágak mentén helyezkednek el.

A legközelebbi csillagok HRD-je.
Ezen a diagramon is jól kirajzolódik a főág és az óriáság.

Hertzsprung-Russell diagram (HRD).
A 100 pc-nél közelebbi csillagok HRD-je a Hipparcos asztrometriai mesterséges hold mérései alapján. A 100 pc-nél közelebbi csillagokra viszonylag pontos a parallaxis-, s így a távolságmeghatározás is, ezért ezek abszolút vizuális fényessége a látszó fényességből kellő pontossággal kiszámítható. Minél több mezőbeli csillagot ábrázolunk, az ágak annál inkább elmosódnak, de még mindig jól felismerhetők maradnak. Ahalvány csillagok esetén a spektráltípus meghatározása nehéz, ezért a színképtípus helyett szokás a könnyebben mérhető B - V színindexet feltüntetni.

Minél több mezőbeli csillagot ábrázolunk, az ágak annál inkább elmosódnak, de még mindig jól felismerhetők maradnak. Ezért célszerű bizonyos csillagcsoportok - például nyílt és gömbhalmazok - HRD-jét külön elkészíteni. A következő ábrán az M3 gömbhalmaz HRD-je látható. V = 19^m és V = 21^m között jól megfigyelhető az óriáság. V = 15-16^m körül, ami kb. M _V = 0 abszolút fényességnek felel meg, látható az ún. horizontális ág, ami a gömbhalmazok szín-fényesség diagramjára jellemző. Mivel a gömbhalmazok idősebbek, mint a nyílt halmazok, a horizontális ágban fejlődésük későbbi fázisában lévő csillagok helyezkednek el. B - V = 0.2 és 0.4 között a horizontális ágban sokkal kevesebb csillag van, mint ettől balra, illetve jobbra. Ezt a részt RR Lyrae űrnek nevezzük, mert itt helyezkednek el az RR Lyrae típusú változócsillagok. Olyan gömbhalmazokban, ahol ilyeneket nem tudunk megfigyelni, az RR Lyrae űr üres.

Az M3 gömbhalmaz HRD-je.
Az M3 gömbhalmaz HRD-je 10,000 csillag fotografikus fotometriai adatai alapján. Mivel a gömbhalmaz összes csillaga gyakorlatilag ugyanolyan távolságban van tőlünk, ezért az abszolút vizuális fényesség helyett a látszó fényesség használható.