Il diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma HR) è uno degli strumenti più importanti nello studio dellevoluzione stellare. Sviluppato in modo indipendente allinizio del 1900 da Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell, traccia la temperatura delle stelle rispetto alla loro luminosità (il diagramma HR teorico), o il colore delle stelle (o tipo spettrale) rispetto alla loro magnitudine assoluta (il diagramma HR osservativo, noto anche come diagramma colore-magnitudine). A seconda della sua massa iniziale, ogni stella attraversa fasi evolutive specifiche dettate dalla sua struttura interna e dal modo in cui produce energia. Ciascuna di queste fasi corrisponde a un cambiamento nella temperatura e nella luminosità della stella, che può essere vista spostarsi in diverse regioni sul diagramma HR mentre si evolve. Questo rivela il vero potere del diagramma HR: gli astronomi possono conoscere la struttura interna e lo stadio evolutivo di una stella semplicemente determinandone la posizione nel diagramma.

Il diagramma di Hertzsprung-Russell le varie fasi dellevoluzione stellare. La caratteristica di gran lunga più prominente è la sequenza principale (grigia), che va dallangolo in alto a sinistra (stelle calde e luminose) a quello in basso a destra (stelle fredde e deboli) del diagramma. Il ramo gigante e le stelle supergiganti si trovano sopra la sequenza principale, mentre sotto di essa si trovano le nane bianche.
Credit: R. Hollow, CSIRO.

Questo diagramma di Hertzsprung-Russell mostra un gruppo di stelle in vari stadi della loro evoluzione. La caratteristica di gran lunga più evidente è la sequenza principale, che va dallangolo in alto a sinistra (stelle calde e luminose) a quello in basso a destra (stelle fredde e deboli) del diagramma. Anche il ramo gigante è ben popolato e ci sono molte nane bianche. Vengono tracciate anche le classi di luminosità Morgan-Keenan che distinguono tra stelle della stessa temperatura ma diversa luminosità. – >
Esistono 3 regioni principali (o stadi evolutivi) del diagramma HR:

1. La sequenza principale che si estende da sinistra in alto (calda, luminosa stelle) in basso a destra (stelle fredde e deboli) domina il diagramma HR. È qui che le stelle trascorrono circa il 90% della loro vita bruciando idrogeno in elio nei loro nuclei. Le stelle della sequenza principale hanno una classe di luminosità Morgan-Keenan etichettata V.
2. Le stelle giganti rosse e supergiganti (classi di luminosità da I a III) occupano la regione sopra la sequenza principale. Hanno basse temperature superficiali e alta luminosità che, secondo la legge di Stefan-Boltzmann, significa che hanno anche grandi raggi. Le stelle entrano in questa fase evolutiva una volta che hanno esaurito lidrogeno nei loro nuclei e hanno iniziato a bruciare elio e altri elementi più pesanti.
3. le nane bianche (classe di luminosità D) sono lo stadio evolutivo finale da basso a intermedio stelle di massa e si trovano in basso a sinistra nel diagramma HR. Queste stelle sono molto calde ma hanno una bassa luminosità a causa delle loro piccole dimensioni.

Il Sole si trova sulla sequenza principale con una luminosità di 1 e una temperatura di circa 5.400 Kelvin.
Gli astronomi generalmente usano il diagramma HR per riassumere levoluzione delle stelle o per indagare sulle proprietà di una collezione di stelle. In particolare, tracciando un diagramma HR per un ammasso di stelle globulari o aperto, gli astronomi possono stimare letà dellammasso da cui le stelle sembrano disattivare la sequenza principale (vedi la voce sulla sequenza principale per come funziona).