O Diagrama Cor-Magnitude - Hestzprung-Russel
O Diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecido como diagrama HR, foi publicado independentemente pelo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1967), em 1911, e pelo americano Henry Norris Russell (1877-1957), em 1913, como uma relação existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura efetiva. Historicamente, a relação magnitude vs. tipo espectral já havia sido publicada por Hans Rosenberg (1879-1940) no Astronomische Nachrichten 4445, Vol. 186, p. 71, em 1910, lembrando que Mbol=-2,5 log (L/L⊙) + 4.72.
Tanto a luminosidade (magnitude absoluta) como a temperatura fotosférica de uma estrela (cor), são características facilmente determináveis para estrelas de distâncias conhecidas: a primeira pode ser encontrada a partir da magnitude aparente, pelo módulo de distância, e a segunda a partir de sua cor ou tipo espectral. A figura anterior mostra um diagrama HR para um conjunto de estrelas nas proximidades do Sol. Nesse diagramas, os astrônomos adotam a convenção de que a temperatura cresce para a esquerda, e a luminosidade para cima. A primeira coisa que se nota em um diagrama HR, é que as estrelas não se distribuem igualmente nele, mas se concentram em alguns partes. A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada seqüência principal. O fator que determina onde uma estrela se localiza na seqüência principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais luminosas. As estrelas da seqüência principal têm, por definição, classe de luminosidade V (cinco romano), e são chamadas de anãs. Um número substancial de estrelas também se concentra acima da seqüência principal, na região superior direita (estrelas frias e luminosas). Essas estrelas são chamadas gigantes, e pertencem à classe de luminosidade II ou III. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas: são chamadas supergigantes, com classe de luminosidade I. Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quentes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas, com classe de luminosidade D. Apesar do nome, as anãs brancas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores que abrange desde as mais quentes, que são azuis ou brancas, e têm temperatura superficiais de até 200 000 K, até as mais frias, que são vermelhas, e têm temperaturas efetivas de apenas 4000 K.
Ao interpretar o diagrama HR, temos que levar em conta os efeitos de seleção: as estrelas intrinsecamente mais brilhantes são mais prováveis de aparecerem no diagrama, já que podem ser vistas a distâncias maiores. Isso significa que se fizermos um diagrama HR de uma amostra de estrelas limitada por magnitude aparente, um grande número de estrelas intrinsecamente brilhantes vão aparecer. Se fizermos outro diagrama HR, com uma amostra de estrelas limitada pela distância ao Sol, o diagrama será diferente. A aparência do diagrama HR de estrelas pertencentes a um determinado aglomerado de estrelas depende fortemente da idade do aglomerado, e por isso esses diagramas são importantes para estudos de evolução estelar.
Para uma amostra de estrelas limitada por brilho ou por distância, a seqüência principal não é uma linha fina, mas uma banda larga, especialmente no extremo vermelho, frio. A largura da seqüência principal não é devido a erros nas medidas das distâncias às estrelas, mas sim a variações na composição química de estrelas de mesma massa.
