Diagram Hertzsprung-Russell
Diagram Hertzsprung-Russell atau diagram H-R (seringkali disebut juga sebagai diagram warna-magnitudo) adalah diagram hubungan antara magnitudo mutlak/luminositas dan kelas spektrum bintang/indeks warna. Diagram ini dikembangkan secara terpisah oleh astronom Denmark, Eijnar Hertzsprung pada tahun 1911 dan astronom Amerika Serikat, Henry Norris Russell pada tahun 1913. Diagram ini sangat penting artinya dalam astrofisika terutama dalam bidang evolusi bintang.
Pada awal abad 20, astronom sudah menyadari adanya keteraturan dalam klasifikasi Harvard sehingga bintang kelas O di satu ujung klasifikasi lebih terang secara intrinsik daripada bintang kelas lainnya hingga kelas M di ujung lainnya. Keteraturan ini mengarahkan astronom pada sebuah teori evolusi bintang (yang kini sudah tidak diakui lagi) yang menyatakan bahwa bintang
memulai hidupnya sebagai bintang kelas O yang terang dan panas dan berakhir menjadi bintang kelas M yang dingin. Jika memang teori ini benar, maka pastilah ada keteraturan dalam hubungan antara luminositas/magnitudo mutlak dengan kelas spektrumnya.
Ejnar Hertzsprung kemudian menganalisis bintang-bintang yang kelas spektrum dan magnitudo mutlaknya sudah diketahui dengan pasti, dan meng-konfirmasi hasilnya pada 1905. Hertzsprung menyajikan hasilnya hanya dalam bentuk tabel. Pada 1913, Henry Norris Russel, secara terpisah tiba pada kesimpulan yang sama dan menyajikan hasilnya dalam bentuk diagram. Lebih dari 200 bintang diplot dalam "diagram Russell", dan hasilnya kebanyakan bintang berada dalam sebuah pita yang terentang dari atas ke bawah diagram.
Astronom Denmark yang lain, Bengt Strömgren, kemudian menyarankan agar diagram tersebut dinamai berdasarkan dua nama penemunya di atas. Hingga kini nama Hertzsprung dan Russell selalu tergabung dalam penyebutannya.
Diagram Hertzsprung-Russell mempunyai beberapa bentuk dan tata namanya tidaklah terdefinisi secara ketat. Diagram aslinya mencantumkan kelas spektrum dari bintang pada sumbu horisontal dan magnitudo mutlak pada sumbu vertikal. Kuantitas pertama (kelas spektrum) sangat sulit untuk dinyatakan karena nilainya bukanlah kuantitas angka dan di versi diagram modern sering diganti dengan indeks warna B-V dari sebuah bintang. Diagram
seperti ini kadang disebut diagram warna-magnitudo. Dalam pengamatan gugus bintang dimana bintang-bintangnya memiliki jarak yang hampir sama, diagram warna-magnitudonya sering dipakai dengan sumbu vertikalnya menunjukkan magnitudo bintang yang tampak. Diagram bentuk lainnya menggunakan suhu permukaan efektif dari sebuah bintang pada satu sumbunya dan luminositas dari bintang itu pada sumbu lainnya. Bentuk
inilah yang dipakai astronom teoretis dalam menghitung model komputer yang menggambarkan evolusi sebuah bintang. Diagram tipe ini mungkin lebih tepat disebut diagram temperatur-luminositas, tetapi istilah ini hampir tidak pernah dipakai, dan nama "Diagram Hertzsprung-Russell" lah yang digunakan. Salah satu keanehan dari diagram H-R bentuk ini adalah suhu mulai ditulis dari nilai tinggi
ke nilai rendah (ke pada sumbu horizontal), yang dimaksudkan untuk membantu kemudahan perbandingan dengan diagram H-R normal yang dipakai dari pengamatan.
Meskipun kedua tipe diagram ini mirip, para astronom membuat perbedaan yang tajam di antara keduanya. Hal ini karena sulitnya mengubah dari bentuk yang satu ke bentuk yang lainnya, dan semuanya tergantung dari model atmosfer-bintang yang digunakan dan parameter-parameternya (seperti komposisi dan tekanan, selain dari suhu dan luminositas). Juga, seseorang perlu mengetahui jarak dari objek yang
diamati dan derajat serapan materi antar bintangnya. Transformasi empiris antara berbagai indeks warna dan suhu efektif biasanya bisa didapat dari literatur.
Diagram H-R digunakan untuk menunjukkan jenis-jenis bintang yang berbeda dan juga untuk mencocokkan prediksi model teoretis evolusi bintang dengan pengamatan. Pengelompokan bintang pada jalur yang berbeda (lihat gambar) menunjukkan adanya perbedaan tahap evolusi bintang.
Kebanyakan bintang mendiami suatu jalur dari atas ke bawah yang disebut sebagai deret utama. Ini dapat diinterpretasikan bahwa bagi kebanyakan bintang, makin tinggi suhu permukaannya makin terang cahayanya. Bintang pada kelompok ini adalah bintang yang sedang melangsungkan pembakaran hidrogen di intinya. Hampir 90% usia bintang dihabiskan pada tahap deret utama ini yang menjadi penyebab tingginya populasi. Bintang deret utama disebut juga sebagai bintang katai.
Kelompok yang tampak terlihat jelas berikutnya adalah kelompok yang disebut sebagai cabang raksasa, tempat bagi bintang-bintang yang sedang melangsungkan pembakaran hidrogen di kulit yang mengelilingi inti helium yang belum terbakar. Ciri lainnya yang dapat dilihat dengan jelas adalah adanya "gap" antara deret utama dan cabang raksasa. "Gap" ini disebut
sebagai gap Hertzsprung dan menunjukkan evolusi yang berlangsung cepat pada saat pembakaran hidrogen di kulit yang mengelilingi inti dimulai.