כשהאסטרונומים הבינו כמה מגוונים הכוכבים, הצעד הראשון שלהם היה למצוא דרך הגיונית לסדר ולחקור את הנתונים, כדי לגלות קשרים בין סוגי הכוכבים השונים. אפשר היה לעשות זאת בדרכים רבות, אבל שיטה אחת הפכה למסורת. על בסיס עבודתה של אנני קאנון, האסטרונום הדני איינר הרצשפרונג והאסטרונום האמריקאי הנרי נוריס ראסל הגו, כל אחד בנפרד, את הרעיון לשרטט את הסוג הספקטרלי של כוכבים מול הנגיהות (luminosity) שלהם. הם עשו את העבודה הזו בין 1905 ל-1915. הגרף שיצרו נקרא בדרך כלל דיאגרמת H-R, לכבוד הרצשפרונג וראסל.
הטמפרטורה היא הגורם העיקרי שקובע את ההבדלים בין הספקטרומים של הכוכבים. זכרו שזו הטמפרטורה של השכבה החיצונית, הפוטוספירה – הליבה הפנימית, שבה מתרחש ההיתוך, אינה נראית. במקור נקבעו שמות הסוגים לפי העוצמה של קווי המימן בסדרת באלמר (A – החזקים ביותר); כשממיינים אותם לפי טמפרטורה, הסדר הוא O, B, A, F, G, K ו-M. הסוגים הספקטרליים קשורים ישירות לטמפרטורות של הכוכבים, ולכן רוב האסטרופיזיקאים משרטטים דיאגרמות H-R עם סולם טמפרטורה במקום סולם של סוגים ספקטרליים. לפי הגרסה המקורית של ראסל, ולפי המסורת של האסטרונומים מאז, הכוכבים הקרים יותר נמצאים מימין.
מקומות שונים בדיאגרמת H-R מתאימים לסוגים שונים של כוכבים, וחשוב להבין למה. ראשית, לפי חוק וין, לכוכבים בטמפרטורות שונות יש צבעים שונים: כוכבים אדומים יותר קרים יותר, וכוכבים כחולים יותר חמים יותר. שנית, החלק העליון של הדיאגרמה מתאים לכוכבים בעלי נגיהות גדולה יותר, והחלק התחתון לכוכבים בעלי נגיהות קטנה יותר.
השמש נמצאת בערך באמצע הדיאגרמה (נגיהות של שמש אחת, סוג ספקטרלי G). אם נעלה מהמקום של השמש, נגיע לכוכבים בעלי נגיהות גדולה משל השמש, אף שהטמפרטורה שלהם זהה. הכוכבים האלה חייבים להיות גדולים מהשמש, כי לפי חוק סטפן-בולצמן, כל מטר רבוע על פני כוכב בטמפרטורה של השמש מקרין אותה כמות אנרגיה כמו מטר רבוע על פני השמש. לכן, כדי לקבל נגיהות כוללת גדולה יותר, צריך יותר מטרים רבועים של שטח פנים, כלומר כוכב גדול יותר. באופן דומה, כוכב שנמצא בדיאגרמה מתחת לשמש חייב להיות קטן ממנה. לסיכום, על הסדרה הראשית, כוכבים בעלי נגיהות גדולה הם חמים וגדולים, וכוכבים בעלי נגיהות קטנה הם קרים וקטנים.
האם יש כוכבים בכל חלקי הדיאגרמה, או רק בשילובים מסוימים של טמפרטורה ונגיהות? התשובה היא שרק כמה אזורים בדיאגרמת H-R צפופים בכוכבים; כוכבים שהיו נמצאים בחלקים אחרים של הדיאגרמה נדירים או לא קיימים. כבר דיאגרמת H-R הראשונה חשפה תגלית חשובה: ברוב הכוכבים יש קשר רציף בין הטמפרטורה של פני השטח לבין הנגיהות. הרצשפרונג כינה את הכוכבים האלה כוכבי הסדרה הראשית. הם נמצאים על הרצועה האלכסונית שיורדת בדיאגרמה משמאל למעלה לימין למטה: מכוכבים כחולים, חמים ובעלי נגיהות גדולה (משמאל למעלה) ועד כוכבים אדומים, קרים וחלשים (מימין למטה). מתברר שלכל כוכבי הסדרה הראשית יש משהו משותף: כולם מפיקים את האנרגיה שלהם בהיתוך מימן להליום, בדיוק כמו השמש.
דיאגרמת H-R שימושית מאוד בחקר התכונות של כוכבים, אבל היא אינה תמונה של המקומות של הכוכבים בחלל. היא גרף של שתי תכונות נמדדות של כוכבים, וכל נקודה בה מייצגת את התכונות של כוכב אחר בשמיים. דיאגרמת H-R היא כלי שאפשר ליישם על כל קבוצה של כוכבים. ניקח, למשל, את 100 הכוכבים הקרובים ביותר לשמש. הם קרובים מספיק כדי שנוכל למדוד במדויק את המרחקים אליהם, ולגלות גם כוכבים בעלי נגיהות נמוכה מאוד, והם נחשבים מייצגים של כל הכוכבים בסביבת השמש. יותר מ-90% מהכוכבים במדגם המייצג הזה נמצאים על הסדרה הראשית, ודיאגרמת H-R מראה שרוב הכוכבים הקרובים חלשים וקרים מהשמש.
כשאסטרונומים מנסים להגדיל את המדגם הסטטיסטי ולכלול כוכבים רחוקים יותר, הם נתקלים בבעיה: במרחקים גדולים, הכוכבים בעלי הנגיהות הנמוכה חלשים מכדי שנראה אותם. הכוכבים הרחוקים היחידים שאנחנו רואים הם כוכבים חריגים, בעלי נגיהות גדולה. למעשה, רוב הכוכבים הבולטים בשמי הלילה הם כוכבים רחוקים בעלי נגיהות גדולה במיוחד – כוכבים נדירים למדי בכל נפח של חלל. במילים אחרות, אף שכוכבי ענק נדירים מטבעם, קל הרבה יותר לראות אותם מאשר ננסים. לכן במרחקים גדולים איננו מקבלים מדגם מייצג של כוכבים – אנחנו רואים רק את הבהירים.
למה הנראוּת של הכוכבים חשובה? התשובה הפשוטה היא שאנחנו כלואים במקומנו בחלל: אנחנו יכולים לצפות ביקום רק מהמקום הקבוע שלנו בכדור הארץ. יש כוכבים חלשים כל כך, שהם חומקים מהטלסקופים שלנו, ויש כוכבים בהירים כל כך, שאנחנו רואים אותם ממרחק עצום. כשאסטרונומים עורכים סקרים של כוכבים, הם מוגבלים לאור שהטלסקופים שלהם קולטים, ומפקד כזה נותן תשובה שונה מאוד מספירה של כל הכוכבים בנפח מסוים. באופן כללי, מכאן, מכדור הארץ, נספור יותר מדי כוכבים בעלי נגיהות גדולה (ענקים) ופחות מדי כוכבים חלשים (ננסים), בהשוואה לצפיפות האמיתית שלהם בחלל. יכול להיות הבדל גדול בין מה שקל לנו לראות לבין מה שבאמת נמצא שם.
באדיבות NASA, ESA ו-G. Bacon (STScI)
כל אחד מ-20 הכוכבים הבהירים ביותר בשמיים הוא בעל נגיהות גדולה משל השמש, וכולם מלבד שלושה רחוקים יותר מכל 20 מערכות הכוכבים הקרובות ביותר. הכוכבים הבהירים ביותר והכוכבים הקרובים ביותר הם קבוצות שונות מאוד: הבהירים ביותר הם בעלי נגיהות גדולה ורחוקים, ואילו רוב הקרובים ביותר חלשים מהשמש. מבחינת הפיזור האמיתי שלהם בחלל, כוכבים חמים ובעלי נגיהות גדולה הם נדירים, וכוכבים קרים ובעלי נגיהות קטנה נמצאים בכל מקום.
הרצשפרונג כינה בצדק את הכוכבים בעלי הנגיהות הגדולה "לווייתנים בין הדגים". לכן הסטטיסטיקה של הכוכבים הבולטים אינה נותנת לנו מדגם מייצג: היא מוטה לטובת ה"לווייתנים". ובכל זאת, רשימה של כוכבים כאלה חשובה, כי היא מראה שחלק מה"לווייתנים" אינם נמצאים על הסדרה הראשית של דיאגרמת H-R.
→ הסעיף הקודם: 12.19 מיון כוכבים | הסעיף הבא: 12.21 מדגם לפי נפח ומדגם לפי בהירות ←