דיאגרמת הרצשפרונג-ראסל – הבדלי גרסאות

ב[[אסטרונומיה]], '''דיאגרמת הרצשפרונג-ראסלהרצשפרונג־ראסל''' היא [[תרשים]] הקושר את ה[[בהירות|בהירות המוחלטת]] של [[כוכב]] ל[[טמפרטורה|טמפרטורת]] פני השטח שלו, ובכך גם ל[[צבע]] שלו. כשמסדרים את הכוכבים בשמים ב[[דיאגרמה]] כזו, מתברר שרובם מסודרים לאורכה של עקומה הנקראת '''[[הסדרה הראשית]]'''. את הדיאגרמה הציעו ופיתחו האסטרונומים [[איינר הרצשפרונג]] ו[[הנרי נוריס ראסל]] בשנת [[1910]].

ככל שמסת הכוכב גדולה יותר, קצב ה[[היתוך גרעיני|היתוך הגרעיני]] גדול יותר, ולכן חייו קצרים יותר. ל[[ננס אדום|ננסים אדומים]] שמסתם כעשירית ממסת השמש יש משך חיים משוער של 100 מיליארד שנים, בעוד שלכוכב דמוי השמש יש אורך חיים של 10 מיליארד שנים. לכוכבים בעלי מסה גדולות מ־10 מסות שמש משך חיים קצר מאוד של כ-100כ־100 מיליון שנים ו[[על-ענק|על-ענקיםעל־ענקים]] לא ישרדו יותר מ-10מ־10 מיליון שנים.

מידת ההארה של כוכב היא למעשה שטף האנרגיה (ליחידת שטח ליחידת זמן) המתקבל מכוכב נתון. ניתן לחשב גודל זה כך: <math>\ H=\sigma\ {T^4}</math>, כאן <math>\ \sigma</math> הוא [[קבוע סטפן-בולצמן|קבוע סטפן־בולצמן]] ([[קבוע הקרינה]]) ו-ו־<math>\ T</math> היא הטמפרטורה ב[[קלווין]] (K).

[[קובץ:HRDiagram-he-.gif|ממוסגר|מרכז|דיאגרמת הרצשפרונג-ראסלהרצשפרונג־ראסל, מתורגמת מ-מ־[http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html Powell]. הנקודות מציינות 23,000 כוכבים מקטלוגים של כוכבים סמוכים.]]

בדיאגרמה אפשר לראות שהרוב הגדול של כוכבי השמיים ממוקמים ברצועה היורדת באלכסון, מן הפינה השמאלית-עליונההשמאלית־עליונה שבה כוכבים בהירים וחמים - סיווג ספקטרלי O וטמפרטורה שמעל ל-25ל־25,000 [[קלווין]] - עד לפינה הימנית-תחתונההימנית־תחתונה, שבה כוכבים קרים וחיוורים יותר - סיווג ספקטרלי M וטמפרטורה מתחת ל-3ל־3,500 מעלות. בפינה השמאלית-תחתונההשמאלית־תחתונה ממוקמים ה[[ננס לבן|ננסים הלבנים]], ומעל לסדרה הראשית מצויים [[ענק אדום|ענקים]] ו[[על-ענק|על-ענקיםעל־ענקים]] אדומים. [[השמש]] שלנו, השייכת לקבוצה G2V, ממוקמת במרכז התמונה, עם הארה יחסית 1, וטמפרטורה של 5,400 קלווין.

הקצאת האותיות הנהוגה כיום נותרה כשריד לשיטות קטגוריזציה קודמות אשר ננטשו לאחר החלת השימוש בדיאגרמת HR. החלוקה הנהוגה הינההיא לטיפוסים: "
O, B, A, F, G, K, M"ו־M. עזר ידוע לשינון סיווג זה הינוהוא ה[[אקרוסטיכון]]:{{ש}} '''O'''h, '''B'''e '''A F'''ine '''G'''irl/'''G'''uy, '''K'''iss '''M'''e.{{ש}}על ידי מחקר ספקטרוסקופי ניתן להבחין בהבדלים משמעותיים בין הטיפוסים השונים ככל שטמפרטורת פני השטח עולה אורך הגל בו נפלטת מרבית האנרגיה עולה (בהתאם ל[[חוק וין]]). הבדל נוסף ומשמעותי לא פחות הוא השינוי ב[[ספקטרום בליעה|קווי הבליעה]]. בכוכבים קרים מטיפוס M ניתן להבחין בקווים מולקולריים ואילו בכוכבים חמים מטיפוס O קווים אלו כלל אינם נמצאים, לעומת זאת ישנם קווי בליעה של אטומים מיוננים.