diagramas de Hertzsprung-Russell

Os diagramas de Hertzsprung-Russell, ou simplesmente diagramas HR, são gráficos da luminosidade em função da temperatura, ou da grandeza ou magnitude absoluta em função da classe espetral. A sua importância histórica advém, não só por ter permitido a constatação de que as estrelas evoluem, mas por se terem tornado de extrema importância no estudo da evolução estelar.

Devem o seu nome a dois astrónomos: o dinamarquês Ejnar Hertzsprung e o americano Henry Norris Russell, que, independentemente, em 1911 verificaram que num diagrama deste tipo as estrelas não ocupavam uma posição aleatória, mas situavam-se maioritariamente em determinadas posições, de acordo com a sua massa e o seu raio.

Tendo em conta que o raio das estrelas, a sua luminosidade e a temperatura à superfície variam amplamente, esperava-se que as estrelas estivessem distribuídas uniformemente no diagrama de HR. No entanto, constatou-se que, num diagrama deste tipo, a maioria das estrelas se encontra posicionada, aproximadamente, ao longo de uma curva a que se chamou Sequência Principal. Esta constatação teve uma grande importância para as teorias da evolução estelar. O diagrama mostra também que as estrelas amarelas e vermelhas (do tipo espetral G-K-M), fora da Sequência Principal, estão dispostas, claramente, num grupo denominado de gigantes vermelhas. Outro grupo também importante, situado na parte inferior esquerda, é o das anãs-brancas.

Destes três grupos importantes, as anãs brancas são as estrelas de menor raio e as gigantes vermelhas as de maior raio. O raio das estrelas da sequência principal aumenta com a luminosidade mas não de forma proporcional.
As posições das diferentes estrelas na Sequência Principal variam de acordo com a sua massa. O diagrama HR foi e é uma poderosa ferramenta no estudo da evolução estelar. Atualmente, são utilizados para os mais diversos fins como ferramentas, como, por exemplo, na determinação da idade das estrelas de um enxame estelar ou como um método para determinar distâncias. A sua aplicação estende-se também à fase de formação estelar e pós-Sequência Principal.