Le diagramme de Hertzsprung-Russell (diagramme HR) est lun des outils les plus importants dans létude de lévolution stellaire. Développé indépendamment au début des années 1900 par Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell, il trace la température des étoiles par rapport à leur luminosité (le diagramme HR théorique), ou la couleur des étoiles (ou de type spectral) par rapport à leur magnitude absolue (le diagramme HR dobservation, également connu sous le nom de diagramme couleur-magnitude).
En fonction de sa masse initiale, chaque étoile passe par des étapes dévolution spécifiques dictées par sa structure interne et la façon dont elle produit de lénergie. Chacune de ces étapes correspond à un changement de la température et de la luminosité de létoile, que lon peut voir se déplacer vers différentes régions du diagramme HR au fur et à mesure de son évolution. Cela révèle la véritable puissance du diagramme HR – les astronomes peuvent connaître la structure interne et le stade dévolution dune étoile simplement en déterminant sa position dans le diagramme.

Le diagramme Hertzsprung-Russell des différentes étapes de lévolution stellaire. La caractéristique de loin la plus importante est la séquence principale (grise), qui va du coin supérieur gauche (étoiles chaudes et lumineuses) au coin inférieur droit (étoiles froides et pâles) du diagramme. La branche géante et les étoiles supergéantes se trouvent au-dessus de la séquence principale, et les naines blanches se trouvent en dessous.
Crédit: R. Hollow, CSIRO.

Ce diagramme Hertzsprung-Russell montre un groupe détoiles à différents stades de leur évolution. La caractéristique de loin la plus importante est la séquence principale, qui va du coin supérieur gauche (étoiles chaudes et lumineuses) au coin inférieur droit (étoiles froides et pâles) du diagramme. La branche géante est également bien peuplée et il y a de nombreuses naines blanches. Les classes de luminosité Morgan-Keenan qui distinguent les étoiles de même température mais de luminosité différente sont également tracées. – >
Il existe 3 régions principales (ou étapes évolutives) du diagramme HR:

1. La séquence principale sétendant depuis le coin supérieur gauche (chaud, lumineux étoiles) en bas à droite (étoiles froides et faibles) domine le diagramme HR. Cest ici que les étoiles passent environ 90% de leur vie à brûler de lhydrogène en hélium dans leur noyau. Les étoiles de la séquence principale ont une classe de luminosité Morgan-Keenan étiquetée V.
2. Les étoiles géantes et supergéantes rouges (classes de luminosité I à III) occupent la région au-dessus de la séquence principale. Ils ont des températures de surface basses et des luminosités élevées qui, selon la loi de Stefan-Boltzmann, signifient quils ont également de grands rayons. Les étoiles entrent dans cette étape évolutive une fois quelles ont épuisé lhydrogène dans leur cœur et ont commencé à brûler de lhélium et dautres éléments plus lourds.
3. Les étoiles naines blanches (classe de luminosité D) sont la dernière étape évolutive de faible à intermédiaire étoiles de masse, et se trouvent en bas à gauche du diagramme HR. Ces étoiles sont très chaudes mais ont de faibles luminosités en raison de leur petite taille.

Le Soleil se trouve sur la séquence principale avec une luminosité de 1 et une température denviron 5400 Kelvin.
Les astronomes utilisent généralement le diagramme HR pour résumer lévolution des étoiles ou pour étudier les propriétés dune collection détoiles. En particulier, en traçant un diagramme HR pour un amas détoiles globulaire ou ouvert, les astronomes peuvent estimer lâge de lamas à partir duquel les étoiles semblent désactiver la séquence principale (voir lentrée sur la séquence principale pour savoir comment cela fonctionne).