Перегляд вихідного коду сторінки Діаграма Герцшпрунга — Рассела

[[Файл:HRDiagram.png|thumb|342x342пкс|Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для 22 тисяч зір з [[Каталог Hipparcos|каталогу Hipparcos]] та близько 1000 близьких зір з [[Каталог Глізе|каталогу Глізе]]]]
'''Діагра́ма Ге́рцшпрунга—Ра́ссела''' (також ''діаграма Г—Р'' або діаграма ''спектр&nbsp;— світність'')&nbsp;— [[точкова діаграма]], що відображає залежність між [[спектральна класифікація зір|спектральним класом]] і [[світність|світністю]] [[Зоря|зір]], або між іншими величинами, безпосередньо пов'язаними з цими двома.

Зорі на діаграмі не розподілені рівномірно, а зосереджені в кількох областях. Найбільш «населена» частина діаграми&nbsp;— [[головна послідовність]], що проходить з верхнього лівого кута діаграми в правий нижній: її утворюють зорі, в ядрах яких протікає [[Ядерний синтез|термоядерна реакція]] перетворення водню на гелій. Ця стадія [[Еволюція зір|зоряної еволюції]] є найтривалішою, тому на головній послідовності перебувають 90&nbsp;% усіх зір.

Діаграма названа на честь [[Ейнар Герцшпрунг|Ейнара Герцшпрунга]] ([[Данія]]) і [[Генрі Норріс Расселл|Генрі Расселла]] ([[Сполучені Штати Америки|США]]), які вперше побудували її в різних варіантах у 1911 та 1913 роках. Це одна з найвідоміших діаграм в астрономії<ref name="atlasoftheuniverse_hr">{{cite web |url=http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html |title=The Hertzsprung Russell Diagram |work=An Atlas of the Universe |author=Richard Powell |date= |accessdate=2022-06-30 |archive-date=2010-12-31 |archive-url=https://web.archive.org/web/20101231190739/http://atlasoftheuniverse.com/hr.html }}</ref>, яка є головним інструментом у теорії будови та еволюції зір<ref name="AES" />.

== Історія ==
[[Файл:Temperature-luminosity-radius_relation_HRD.svg|міні|Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела, де пунктирними лініями вказані радіуси зір. Показано різні варіанти величин, що відкладаються по осях. Області, зафарбовані сірим кольором, заселені зорями відповідного типу.]]
У 1905 році данський астроном [[Ейнар Герцшпрунг]] виявив, що зорі можна розділити на два класи за радіусами: карлики і гіганти<ref name=":1"/>. Німецький учений [[Ганс Розенберг (фізик)|Ганс Розенберг]] у 1910&nbsp;р.<ref name=rosenberg>{{cite journal | last=Rosenberg | first=Hans | journal=Astronomische Nachrichten | volume=186 | issue=5 | pages=71–78 | date=1910| title=Über den Zusammenhang von Helligkeit und Spektraltypus in den Plejaden | bibcode=1910AN....186...71R |doi = 10.1002/asna.19101860503 | url=https://zenodo.org/record/1424873 }}</ref> і Ейнар Герцшпрунг у 1911&nbsp;р. уперше побудували діаграму «показник кольору&nbsp;— видима зоряна величина» для зір у [[Гіади (зоряне скупчення)|Гіадах]] і [[Стожари|Стожарах]]. Американський астроном [[Генрі Норріс Расселл]] у 1913&nbsp;р. побудував діаграму «спектральний клас&nbsp;— абсолютна зоряна величина» для близьких до Сонця зір<ref name=":1">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>. На діаграмах були [[головна послідовність]] і область [[Червоні гіганти|червоних гігантів]]. Пізніше відкрито послідовність [[Білий карлик|білих карликів]]<ref name=":4">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/astronomy/The-rise-of-astrophysics|title=Astronomy - The rise of astrophysics|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-10-13}}</ref>.

== Опис ==
На [[точкова діаграма|точкову діаграму]] наносять параметри певної групи зір. Це можуть бути зорі окремого зоряного скупчення, зорі в межах певної відстані від Сонця і&nbsp;т.&nbsp;д.

По горизонталі відкладають спектральний клас або пов'язані з ним величини&nbsp;— температуру поверхні або [[показник кольору]], причому зорі ранніх спектральних класів, високих температур і блакитного кольору розташовуються в лівій частині діаграми, а пізніх спектральних класів, низьких температур і червоного кольору&nbsp;— у правій частині{{Sfn|Сурдин|2015|с=146—148}}{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}<ref name=":0">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/Hertzsprung-Russell-diagram|title=Hertzsprung-Russell diagram|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-09-06}}</ref>.

По вертикалі відкладають абсолютну зоряну величину або світність у [[Логарифмічна шкала|логарифмічному масштабі]], причому яскраві зорі розташовуються у верхній частині діаграми, а тьмяні&nbsp;— у нижній. Якщо діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела будується для групи зір, розташованих на приблизно однаковій відстані від Сонця, то замість абсолютнорї зоряної величини по вертикалі можна відкладати [[Видима зоряна величина|видиму зоряну величину]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}<ref name=":02">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/Hertzsprung-Russell-diagram|title=Hertzsprung-Russell diagram|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-09-06}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=376}}.

У згорнутих блоках нижче можна ознайомитися зі зв'язоком між різними величинами, які використовують для побудови діаграми або які можна визначати безпосередньо з діаграми:
{{collapse top|title=Абсолютна зоряна величина і світність}}
[[Абсолютна зоряна величина]] зорі <math>M</math> пов'язана з її повною [[Світність|світністю]] <math>L</math>. Цей зв'язок зручно виражати в [[Сонячна світність|сонячних одиницях]] <math>L_\odot = 1</math> і використовувати болометричну (виміряну з урахуванням випромінювання у всіх ділянках спектру) абсолютну зоряну величину [[Сонце|Сонця]] <math>M_\text{bol}^\odot = +4{,}7^m</math>. Для болометричної абсолютної зоряної величини досліджуваної зорі <math>M_\text{bol}</math> залежність набуває наступного вигляду{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=374—375}}:

<math>\lg L = -0.4(M_\text{bol} - M_\text{bol}^\odot).</math>

Зв'язок повної світності і абсолютної зоряної величини в певній [[Фотометрична система|фотометричній смузі]], наприклад зоряної величини <math>M_V</math> у [[Система UBV|смузі V]], також включає відповідну [[Болометричне виправлення|болометричну поправку]] <math>\text{BC}_V</math> яка залежить від температури зорі. Ця величина за визначенням дорівнює різниці болометричної зоряної величини і зоряної величини в цій фотометричній смузі: <math>\text{BC}_V = M_\text{bol} - M_V</math>. Тоді зв'язок світності і зоряної величини виглядає так{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=374—375}}:

<math>\lg L = -0.4(M_V + \text{BC}_V - M_\text{bol}^\odot).</math>
{{collapse bottom}}
{{collapse top|title=Абсолютна і видима зоряна величина}}
За визначенням, абсолютна зоряна величина зорі дорівнює [[Видима зоряна величина|видимій зоряній величині]], яку мала б зоря, перебуваючи на відстані 10 [[парсек]]. Тоді зв'язок між ними виражається формулою{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=373—374}}:

<math>M = m + 5 - 5 \lg r,</math>

де <math>M</math>&nbsp;— абсолютна зоряна величина, <math>m</math>&nbsp;— видима, а <math>r</math>&nbsp;— відстань до зорі в парсеках{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=373—374}}. Якщо зорі певної групи мають приблизно однакову відстань від Сонця (наприклад, усі розглядувані зорі перебувають у віддаленому зоряному скупченні), то відстань <math>r</math> для них можна вважати однаковою. Тоді різниця між <math>M</math> і <math>m</math> є константою, і використання видимої зоряної величини <math>m</math> замість абсолютної зоряної величини <math>M</math> приводить лише до вертикального зсуву діаграми без її викривлення.
{{collapse bottom}}
{{collapse top|title=Спектральні класи, ефективні температури та показники кольору}}
Спектр випромінювання зорі в першому наближенні схожий на спектр [[Абсолютно чорне тіло|абсолютно чорного тіла]], і до нього можна застосувати [[закон зміщення Віна]]: чим вища температура абсолютно чорного тіла, тим у коротших хвилях буде максимум спектру, а випромінювання матиме блакитніший [[показник кольору]]<ref name=":2">{{Cite web|url=https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l4_p2.html|title=Colors, Temperatures, and Spectral Types of Stars|website=[[Університет штату Пенсільванія|Pennsylvania State University]]|accessdate=2022-09-15}}</ref>.

[[Спектральна класифікація зір|Спектральний клас]] зорі визначається за наявністю й інтенсивністю різних [[Спектральна лінія поглинання|ліній поглинання]] в її спектрі, які виникають унаслідок переходів [[електрон]]ів між певними [[Енергетичний рівень|енергетичними рівнями]]. Частота цих переходів і їхня ймовірність сильно залежать від температури, тому спектральний клас також виявляється пов'язаним з температурою<ref name=":2"/>.

Таким чином, температура на поверхні зорі, її спектральний клас і показник кольору виявляються взаємозалежними<ref name=":2"/>. Нижче наведена таблиця, що показує зв'язок між спектральним класом, [[Ефективна температура|ефективною температурою]] та [[Показник кольору B−V|показником кольору BV]] для зір головної послідовності{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=378—379}}.
{| class="wikitable" style="margin:auto; clear:both;"
|+Зв'язок між спектральним класом, [[Ефективна температура|ефективною температурою]] та [[Показник кольору B−V|показником кольору B-V]]{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=378—379}}:
![[Спектральна класифікація зір|Спектральний клас]]
!Ефективна температура, [[Кельвін|K]]
![[Показник кольору B−V]]<sup>[[Зоряна величина|m]]</sup>
|-
|O5
|40000
|−0,35
|-
|B0
|28000
|−0,31
|-
|B5
|15500
|−0,17
|-
|A0
|10000
|0,0
|-
|A5
|8500
|0,16
|-
|F0
|7400
|0,30
|-
|F5
|6600
|0,45
|-
|G0
|6600
|0,57
|-
|G5
|5400
|0,70
|-
|K0
|4700
|0,84
|-
|K5
|4000
|1,11
|-
|M0
|3600
|1,39
|-
|M5
|3000
|1,61
|-
|M8
|2660
|2,00
|}
{{collapse bottom}}
{{collapse top|title=Радіуси зір}}
Положення зорі на діаграмі Герцшпрунга-Рассела також відображає її розміри, оскільки [[ефективна температура]] <math>T_\text{eff}</math>, радіус <math>R</math> і світність <math>L</math> пов'язані одна з одною [[Закон Стефана — Больцмана|законом Стефана&nbsp;— Больцмана]]{{Sfn|Сурдин|2015|с=148—149}}:

<math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_\text{eff}^4,</math>

де <math>\sigma</math>&nbsp;— [[Стала Стефана — Больцмана|стала Стефана&nbsp;— Больцмана]]{{Sfn|Сурдин|2015|с=148—149}}. Таким чином, радіус зорі виражають через температуру й світність наступним чином{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=380}}:

<math>R = R_\odot \left(\frac{T_\odot}{T_\text{eff}}\right)^2 \left(\frac{L}{L_\odot}\right)^{1/2},</math>

де <math>R_\odot,~T_\odot,~L_\odot</math>&nbsp;— [[Радіус Сонця|радіус]], температура і світність Сонця відповідно. Також поширене подання логарифма радіуса через відповідні величини й використання сонячних одиниць для радіуса й світності, тобто <math>R_\odot = 1,~L_\odot = 1</math>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=380}}:

<math>\lg R = \frac{1}{2} \lg L + 2 \lg \frac{T_\odot}{T_\text{eff}}.</math>
{{collapse bottom}}

== Вид діаграми та зв'язок з еволюцією зір ==
На діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела зорі розподілені не рівномірно, а зосереджені переважно у кількох областях. Такий розподіл відображає особливості [[зореутворення]] і перебігу [[Еволюція зір|еволюції зір]]: маса, хімічний склад та вік зорі визначають її положення на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела<ref name=":12">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>{{Sfn|Засов, Постнов|2011|с=152}}.

== Послідовності на діаграмі ==
{{Діаграма ГР}}
[[Файл:Gaia’s_Hertzsprung-Russell_diagram_ESA393151.jpg|thumb|342x342пкс|Діаграма Герцшпрунга-Рассела за даними [[Gaia]] для більш ніж 4 мільйонів зір на відстані до 5 тисяч світлових років від Сонця]]
Зорі на цій діаграмі розташовані не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають ''послідовностями''<ref name="AES">{{А-Е-С|стаття=Герцшпрунга-Рессела діаграма|сторінка=109|літера=g}}</ref> або [[Клас світності|класами світності]]. У кожному класі світності існує певна залежність між кольором та світністю<ref name=":13">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=377}}.

Класи світності позначаються римськими цифрами. Нижче наведено основні класи світності у порядку зменшення світності{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=377}}<ref name=":3">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/3540508|title=Светимости классы|last=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210416110525/https://bigenc.ru/physics/text/3540508|archivedate=2021-04-16|accessdate=2021-04-16|deadurl=no}}</ref>:

* I&nbsp;— [[надгігант]]и. Вирізняють кілька підкласів:
** 0, Ia-0 або Ia<sup>+</sup>&nbsp;— найяскравіші надгіганти або [[гіпергігант]]и.
** Ia&nbsp;— яскраві надгіганти.
** Iab&nbsp;— нормальні надгіганти.
** Ib&nbsp;— надгіганти низької світності.
* II&nbsp;— [[Яскравий гігант|яскраві гіганти]].
* III&nbsp;— [[Гігант (зоря)|гіганти]].
* IV&nbsp;— [[субгігант]]и.
* V&nbsp;— зорі [[Головна послідовність|головної послідовності]].
* VI&nbsp;— [[субкарлик]]и.
* VII&nbsp;— [[Білий карлик|білі карлики]].

Така найпростіша схема класів світності називається [[Спектральна класифікація зір#Йєркська класифікація|йєркською класифікацією]]. Деякі автори виділяють на діаграмі й інші області{{Sfn|Сурдин|2015|с=150}}<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/HRdiag.html|title=Hertzsprung-Russell diagram|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2022-09-14}}</ref>.

=== Головна послідовність та субкарлики ===
Абсолютна більшість зір (близько 90&nbsp;%, включаючи [[Сонце]]) розташовані на [[Головна послідовність|головній послідовності]]&nbsp;— діагональній смузі, яка проходить від лівого верхнього кута діаграми до правого нижнього, тобто від яскравих і гарячих зір спектрального класу [[Зорі спектрального класу O|O]] до холодних і тьмяних зір класу [[Зорі спектрального класу M|M]]<ref name=":14">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|с=148—149}}. Світності зір на головній послідовності варіюються від {{E|−4|0}} до {{E|6|0}} {{Світність Сонця}} (і, відповідно, [[Абсолютна зоряна величина|абсолютні зоряні величини]]&nbsp;— від -6<sup>m</sup> до +16<sup>m</sup><ref name=":22">{{Cite web|url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|last=Zombeck M. V.|pages=71—73|publisher=[[Cambridge University Press]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101229225253/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|archivedate=2010-12-29|accessdate=2021-04-01|deadurl=no}}</ref>), а температури&nbsp;— від 3 до 50 тисяч [[Кельвін|K]]{{Sfn|Сурдин|2015|с=151}}<ref name=":6">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|title=Звезды: их строение, жизнь и смерть|last=Батурин В. А., Миронова И. В.|website=[[Астронет]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20200629070940/http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/ms.htm|archivedate=2020-06-29|accessdate=2021-04-01|deadurl=no}}</ref>. Незалежно від розміру, зорі головної послідовності заведено називати «[[Карликова зоря|карликами]]»&nbsp;— наприклад, [[Червоний карлик|червоні карлики]] та [[Жовтий карлик|жовті карлики]]. Однак не всі зорі, які називають карликами, відносяться до головної послідовності: наприклад, [[Білий карлик|білі карлики]] або [[Коричневий карлик|коричневі карлики]] не є зорями головної послідовності<ref>{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2363028|title=Главная последовательность|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210417183249/https://bigenc.ru/physics/text/2363028|archivedate=2021-04-17|accessdate=2021-04-03|deadurl=no}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfstar.html|title=Dwarf star|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220207010128/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/D/dwarfstar.html|archivedate=2022-02-07|accessdate=2021-04-03|deadurl=no}}</ref>.

На головній послідовності знаходяться зорі, що спалюють [[водень]] у своїх ядрах. Це найтриваліша стадія еволюції, з чим і пов'язана велика населеність цієї області. За час знаходження на головній послідовності параметри зорі змінюються мало. Положення зорі на ній переважно залежить від маси, і набагато слабше&nbsp;— від віку та хімічного складу. Чим більша маса зорі, тим більша її температура і світність, і тим вище вона знаходиться на головній послідовності. Нижня частина головної послідовності значно населеніша, ніж верхня частина, оскільки масивніші зорі формуються в меншій кількості і швидше еволюціонують, залишаючи головну послідовність<ref name=":15">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|с=148—152}}.

[[Субкарлик]]и утворюють послідовність, яка проходить вздовж головної послідовності, у спектральних класах від [[Зорі спектрального класу A|A]] до [[Зорі спектрального класу M|M]], але нижче її приблизно на 1,5<sup>[[Зоряна величина|m]]</sup>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=377}}. Як і зорі головної послідовності, субкарлики спалюють водень у своїх ядрах, але відрізняються нижчим [[Металічність|вмістом важких елементів]]<ref>{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/4170768|title=Субкарлики|last=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-17|archive-date=2021-03-05|archive-url=https://web.archive.org/web/20210305014654/https://bigenc.ru/physics/text/4170768}}</ref>.

=== Гіганти та субгіганти ===
[[Гігант (зоря)|Гігантами]] називають зорі великих розмірів, які на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела розташовані вище, ніж головна послідовність<ref>{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/giant-star|title=Giant star|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-09-14}}</ref>. Найпомітніша гілка гігантів у спектральних класах [[Зорі спектрального класу G|G]], [[Зорі спектрального класу K|K]], [[Зорі спектрального класу M|M]]: у цих спектральних класах зорі чітко розділені на карлики головної послідовності і на зорі-гіганти{{Sfn|Karttunen et al.|2016|с=236}}. Наприклад, у зір-гігантів при переході від спектрального класу G0 до класу M5 світність у середньому зростає від 30 до 1000{{Світність Сонця}}, у той час як у зір головної послідовності у тих же спектральних класах світність знижується від 1,5 до 0,01{{Світність Сонця}}. Гіганти спектральних класів K та M складають підтип, знаний як [[червоні гіганти]]<ref>{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2107676|title=Красные гиганты и сверхгиганты|last=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-14|archive-date=2021-05-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20210518192437/https://bigenc.ru/physics/text/2107676}}</ref>. [[Субгігант]]и&nbsp;— зорі, які на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела займають проміжну область між головною послідовністю та гігантами<ref name=":132">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/subgiant.html|title=Subgiant|last=David Darling|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210420040747/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/subgiant.html|archivedate=2021-04-20|accessdate=2021-02-09|deadurl=no}}</ref>.

Зорі потрапляють в область субгігантів, а потім&nbsp;— гігантів після того, як в ядрі зорі вичерпується [[водень]], ядро стає [[Гелій|гелієвим]], а ядерне горіння водню за [[Вуглецево-азотний цикл|CNO-циклом]] триває в сферичній оболонці навколо ядра{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|сторінки=141—142}}. Потужність енерговиділення збільшується, а разом із нею і світність. Зовнішні шари зорі розширюються, температура зорі при цьому знижується, тому на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела вона зміщується вгору і вправо, потрапляючи в область червоних гігантів{{Sfn|Сурдин|2015|с=152}}. Границею між стадіями субгігантів та гігантів вважають поширення [[Конвективна зона|конвективної зони]] на всю оболонку зорі: на стадії субгіганта зовнішні шари зорі ще не повністю конвективні{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|с=265}}. Масивніші зорі можуть ставати [[Блакитні гіганти|блакитними гігантами]], коли вже зійшли з головної послідовності і знаходяться на шляху перетворення на [[надгігант]]&nbsp;— для них ця стадія еволюції аналогічна стадії [[субгігант]]у для менш масивних зір<ref>{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/blue_giant.html|title=Blue giant|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2022-09-14}}</ref>.

Гіганти проходять кілька стадій еволюції, кожній із яких відповідають певні області на діаграмі{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=236, 269—270}}:

* [[Відгалуження червоних гігантів|Гілка червоних гігантів]] проходить у спектральних класах K і M зі швидким збільшенням світності до пізніх класів, аж до абсолютної зоряної величини −3<sup>m</sup> так що на діаграмі вона розташовані практично вертикально. На цій стадії в ядрах зір не відбувається жодних реакцій, а ядерне горіння водню проходить в оболонці навколо ядра<ref name=":222">{{Cite web|url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|last=Zombeck M. V.|pages=71—73|publisher=[[Cambridge University Press]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101229225253/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|archivedate=2010-12-29|accessdate=2021-04-01|deadurl=no}}</ref>{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=236, 269—270}}.
* [[Горизонтальне відгалуження|Горизонтальна гілка]] проходить горизонтально поблизу абсолютної зоряної величини 0<sup>m</sup> з великим розкидом спектральних класів. Зорі горизонтальної гілки [[Потрійна альфа-реакція|спалюють гелій]] у ядрі. Повноцінна горизонтальна гілка спостерігається в системах, які бідні на важкі елементи; для систем з високим вмістом металів, зокрема, в зорях [[Галактичний диск|галактичного диску]] навколо Сонця спостерігають лише компактну та щільно населену червону частину горизонтальної гілки, яка називається [[Червоне згущення|червоним згущенням]]<ref name=":222" />{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|с=103}}. Через частину горизонтальної гілки проходить [[смуга нестабільності]]&nbsp;— область, на якій зорі схильні до [[Пульсуючі змінні зорі|пульсацій]], тому деякі зорі горизонтальної гілки також є [[Змінні типу RR Ліри|змінними типу RR Ліри]]{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=236, 269—270, 303}}.
* [[Асимптотичне відгалуження гігантів|Асимптотична гілка гігантів]] проходить від горизонтальної гілки до верхньої частини гілки червоних гігантів. Зорі на відповідній стадії еволюції вже вичерпали гелій у ядрі і горіння гелію відбувається в оболонці навколо ядер цих зір{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=236, 269—270}}.
Зорі, особливо масивні, мало часу проводять у стадії субгігантів. З цієї причини на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела область, де повинні знаходитися субгіганти проміжної і великої маси, не надто населена, і, наприклад, на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для зір в околиці Сонця між головною послідовністю і гілкою гігантів існує проміжок, знаний як [[розрив Герцшпрунга]]. У той же час, наприклад, на діаграмах для кулястих зоряних скупчень гілка субгігантів добре помітна{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|с=265}}.

=== Надгіганти ===
[[Надгігант]]и&nbsp;— найяскравіші зі всіх зір, [[Світність|світності]] яких становлять від десятків тисяч до мільйонів [[Сонячна світність|світностей Сонця]], а [[Абсолютна зоряна величина|абсолютні зоряні величини]] в середньому варіюються від -4<sup>m</sup> до -8<sup>m</sup><ref name=":022">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html|title=Supergiant|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180107120135/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html|archivedate=2018-01-07|accessdate=2021-03-23|deadurl=no}}</ref><ref name=":122">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/3540119|title=Сверхгиганты|last=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210509084950/https://bigenc.ru/physics/text/3540119|archivedate=2021-05-09|accessdate=2021-03-23|deadurl=no}}</ref><ref name=":23">{{Cite web|language=en|url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|last=Zombeck M. V.|pages=65—73|publisher=[[Cambridge University Press]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20101229225253/http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|archivedate=2010-12-29|accessdate=2021-03-23|deadurl=no}}</ref>. На діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела ці зорі займають найвищу частину{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=377}}.

Масивні зорі стають надгігантами після того, як у їх надрах вичерпується водень. Згоряння водню триває у сферичному шарі, а в ядрі починають йти ядерні реакції за участю все важчих елементів. Зовнішні шари зорі розширюються й охолоджуються, і зоря, рухаючись праворуч по діаграмі, стає надгігантом: спочатку [[Блакитні надгіганти|блакитним]], потім [[Червоний надгігант|червоним]]<ref name=":123">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/3540119|title=Сверхгиганты|last=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|archiveurl=https://web.archive.org/web/20210509084950/https://bigenc.ru/physics/text/3540119|archivedate=2021-05-09|accessdate=2021-03-23|deadurl=no}}</ref>{{Sfn|Сурдин|2015|с=154—155, 159—161}}, проте якщо зоря втратить частину маси, то вона може знову стати блакитним надгігантом<ref name=":023">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html|title=Supergiant|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20180107120135/http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html|archivedate=2018-01-07|accessdate=2021-03-23|deadurl=no}}</ref>.

=== Білі карлики ===
[[Білий карлик|Білі карлики]]&nbsp;— зорі з відносно високими температурами, але малим радіусом, через що вони мають невеликі світності та розташовуються в нижньому лівому кутку діаграми. За однакових спектральних класів білі карлики приблизно на 10<sup>[[Зоряна величина|m]]</sup> тьмяніші зір головної послідовності<ref name=":16">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2356225|title=Герцшпрунга – Рессела диаграмма|last=Миронов А. В.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-06|archive-date=2022-09-28|archive-url=https://web.archive.org/web/20220928204256/https://bigenc.ru/physics/text/2356225}}</ref>{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|с=418}}.

Зорі масами до кількох мас Сонця наприкінці свого життя стають білими карликами. Після того, як зоря на стадії червоного гіганта вичерпує речовину для [[Ядерна реакція|ядерних реакцій]], вона скидає свої зовнішні оболонки. Зі скинутої речовини виникає [[планетарна туманність]], в центрі якої залишається колишнє ядро зорі, що має дуже високу температуру,&nbsp;— це ядро і стає білим карликом. Білі карлики витрачають на випромінювання [[Теплова енергія|теплову енергію]], запасену в їх надрах, поступово остигають і тьмяніють<ref name=":03">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/Hertzsprung-Russell-diagram|title=Hertzsprung-Russell diagram|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-09-06}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/1856580|title=Белые карлики|last=Блинников С. И.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|accessdate=2022-09-17|archive-date=2022-09-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20220920170755/https://bigenc.ru/physics/text/1856580}}</ref>.

== Межі діаграми ==

=== Межа Гампфрі&nbsp;— Девідсона ===
[[Файл:Lbvstar.png|thumb|Межа Хемпфрі&nbsp;— Девідсона на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела (відзначений зеленою лінією)]]
[[Файл:Hayashi track it.svg|thumb|[[Межа Хаяші]] та еволюційні треки зір різних мас]]
Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела обмежена згори {{не перекладено|Межа Гампфрі — Девідсона|межею Гампфрі&nbsp;— Девідсона|en|Humphreys-Davidson limit}}<!-- Проблема вікіфікації: Сторінка [[:en:Humphreys-Davidson limit]] (→ [[:en:Eddington luminosity#Humphreys–Davidson limit]]) перекладена як [[Межа Еддінгтона]], хоча хотіли [[Межа Гампфрі — Девідсона]] (SashkoR0B0T)-->, також відомою як межа [[Корнеліс де Ягер|де Ягера]] ({{Lang-en|de Jager limit}}). Вище цієї межі стабільні зорі, що не виявляють [[Змінні зорі|змінність]], не спостерігаються. Для червоних надгігантів гранична світність становить близько 3 {{E|5}} {{Світність Сонця}}, вона зростає зі збільшенням температури та для блакитних надгігантів становить 1,6 {{E|6}} {{Світність Сонця}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1984A&A...138..246D|author=de Jager C.|title=The stability limit of hypergiant photospheres.|date=1984-09-01|видання=Astronomy and Astrophysics|том=138|pages=246–252|issn=0004-6361}}</ref>{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=274—275}}. Ймовірно, зорі занадто високої світності також дуже швидко втрачають масу, що також обмежує максимальну світність зір, проте точний механізм, що призводить до появи такої межі, невідомий<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993MNRAS.263..375G|author=Glatzel W., Kiriakidis M.|title=Stability of Massive Stars and the Humphreys / Davidson Limit|date=1993-07-01|видання=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|том=263|pages=375|issn=0035-8711|doi=10.1093/mnras/263.2.375}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002A&A...393..503W|author=Weis K., Duschl W. J.|title=Outflow from and asymmetries in the nebula around the LBV candidate Sk-69°279|date=2002-10-01|видання=Astronomy and Astrophysics|том=393|pages=503–510|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361:20021047}}</ref><ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2020A&A...635A.175H|author=Higgins E. R., Vink J. S.|title=Theoretical investigation of the Humphreys-Davidson limit at high and low metallicity|date=2020-03-01|видання=Astronomy and Astrophysics|том=635|pages=A175|issn=0004-6361|doi=10.1051/0004-6361/201937374}}</ref>.

=== Лінія Хаяші ===
Область на діаграмі, в якій можуть перебувати червоні гіганти, обмежена праворуч [[Межа Хаяші|межею Хаяші]]. Якщо зоря хімічно однорідна й повністю охоплена [[Конвекція|конвекцією]], то [[градієнт]] температури в ній дорівнює {{не перекладено|Адіабатичний градієнт температури|адіабатичному градієнту|ru|Адиабатический градиент температуры}}. Тоді температура поверхні зорі пов'язана з її масою і хімічним складом та слабко залежить від світності. При фіксованій масі та хімічному складі лишається зв'язок між температурою й світністю, який на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела набуває вигляду практично вертикальної лінії&nbsp;— [[трек Хаяші|лінії Хаяші]]. Лінії Хаяші проходять на ділянці температур 3000—5000 [[Кельвін|K]], а праворуч від них на діаграмі простягається так звана заборонена зона{{Sfn|Kippenhahn et al.|2013|сторінки=271—278}}.

За тієї ж маси, світності та хімічного складу зоря може мати й вищу температуру, ніж задається треком Хаяші: тоді середній градієнт температури в ній нижчий за адіабатичний, і мають бути зони, де ефективним стає променеве перенесення енергії (конвекція в них відсутня). Проте нижчу температуру зоря мати не може. Якщо уявити, що температура поверхні зорі стала нижчою за межу Хаяші, то середній градієнт температури в ній виявиться вищим, ніж адіабатичний градієнт, і це призведе до сильної конвекції всередині зорі. Енергія буде ефективно переноситися до поверхні, і температура підніматиметься доти, доки її градієнт знову не стане адіабатичним, а зоря не повернеться до треку Хаяші{{Sfn|Kippenhahn et al.|2013|сторінки=271—278}}.

== Вид діаграми для різних вибірок зір ==
Діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела, побудовані для вибірок зір, складених за різними ознаками, помітно різняться. Наприклад, діаграма для [[Кулясте скупчення|кулястого зоряного скупчення]] виглядає інакше, ніж діаграма, побудована для близьких до Сонця зір<ref name=":04">{{Cite web|language=en|url=https://www.britannica.com/science/Hertzsprung-Russell-diagram|title=Hertzsprung-Russell diagram|website=[[Encyclopedia Britannica]]|accessdate=2022-09-06}}</ref>{{Sfn|Karttunen et al.|2016|с=236}}.

=== Найближчі зорі та найяскравіші зорі ===
Під час аналізу діаграми Герцшпрунга Рассела необхідно враховувати можливий вплив [[Селективне упередження|систематичної помилки відбору]]. Так, яскравіші зорі можуть бути виявлені на дальших відстанях, ніж тьмяніші, і мають більше шансів потрапити у певну вибірку зір. Через це діаграма, побудована для близьких зір, істотно відрізняється від діаграми для зір, які виглядають яскравими&nbsp;— у першому випадку зорі-гіганти та яскраві зорі головної послідовності на діаграму практично не потрапляють, хоча вони присутні у другому випадку{{Sfn|Karttunen et al.|2016|с=236}}.

=== Зоряні скупчення ===
[[Файл:Star_clusters_HRDs.svg|thumb|352x352пкс|Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для різних зоряних скупчень]]
[[Файл:M5_colour_magnitude_diagram.png|thumb|300x300пкс|Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для [[Мессьє 5|кулястого зоряного скупчення M 5]]. Бордовим кольором позначені головна послідовність, гілка субгігантів та нижня частина гілки червоних гігантів; червоним&nbsp;— гілка червоних гігантів; жовтим ― горизонтальна гілка, зеленим ― змінні типу RR Ліри, блакитним ― асимптотична гілка гігантів]]
Навіть якщо відстань до зоряного скупчення невідома, можна припустити, що всі зорі перебувають на одній відстані від спостерігача, отже, для усіх зір скупчення різниця між видимою і абсолютною зоряними величинами однакова і можна побудувати діаграму, використовуючи видимі зоряні величини зір. Таким чином, помилки у визначенні відстані до окремих зір не впливають на оцінку їх зоряної величини, крім того, зорі всередині скупчення досить однорідні за характеристиками, так що на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для скупчення вдається досить чітко виділити різні області{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=103—104}}. Вигляд діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для більшості зоряних скупчень вказує на те, що зорі всередині окремого скупчення мають однаковий хімічний склад та вік, тобто утворилися практично одночасно. Інакше кажучи, зорі одного скупчення на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела розташовані поблизу певної [[Ізохрона (астрономія)|ізохрони]]. Аналіз діаграм, заснованих на спостереженнях, а також порівняння їх з теоретично розрахованими ізохронами дає можливість визначити вік і [[Металічність|металевість]] скупчення, а також відстань до нього{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|с=259}}.

Побудова діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для [[Кулясте скупчення|кулястих скупчень]] ускладнене високою концентрацією зір усередині цих об'єктів, оскільки зорі поблизу одна одної легко прийняти за один об'єкт. Для [[Розсіяне скупчення|розсіяних скупчень]] ця проблема є менш гострою, оскільки зорі у них розташовані не так щільно. Однак близькість таких об'єктів до [[Галактичний диск|диска Галактики]] призводить до того, що на тлі скупчення часто розташовані зорі поля (які легко сплутати з зорями скупчення), і, крім того, на вигляд скупчення впливає [[міжзоряне поглинання]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=332—334, 381}}.

==== Кулясті скупчення ====
У кулястих скупченнях [[головна послідовність]] обмежена згори відносно невисокою світністю й утворює на [[Субгігант|гілку субгігантів]], яка з'єднана з головною послідовністю [[Точка повороту головної послідовності|точкою повороту]]. У той же час в околиці Сонця спостерігають зорі і у верхній частині головної послідовності. Це означає, що зорі в кулястих скупченнях старі, оскільки у верхній частині головної послідовності можуть бути лише молоді зорі. Крім того, у кулястих скупченнях гілка субгігантів досить вузька: ця особливість вказує на те, що всі зорі, які спочатку були розташовані на головній послідовності трохи вище за точку повороту, одночасно залишають головну послідовність{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=335—336}}. Невелика кількість зір на головній послідовності вище за точку повороту&nbsp;— [[Блакитні приблуди|блакитних бродяг]]&nbsp;— пояснюють [[Зіткнення зір|злиттями зір]] або обміном масами між ними<ref name=":142">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/blue_straggler.html|title=Blue straggler|last=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|archiveurl=https://web.archive.org/web/20220115062953/https://www.daviddarling.info/encyclopedia/B/blue_straggler.html|archivedate=2022-01-15|accessdate=2022-01-12|deadurl=no}}</ref>. Крім того, через знижений вміст металів головна послідовність в кулястих скупченнях проходить нижче, ніж, наприклад, у розсіяних скупченнях{{Sfn|Karttunen et al.|2016|с=364}}.

Сама ж гілка субгігантів у верхній частині переходить у [[Відгалуження червоних гігантів|гілку червоних гігантів]]. Крім цього, на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела для кулястих скупчень добре помітна [[Горизонтальне відгалуження|горизонтальна гілка]], часто спостерігається [[Асимптотичне відгалуження гігантів|асимптотична гілка гігантів]] і тьмяні [[Білий карлик|білі карлики]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|с=334}}<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2008arXiv0806.4456M|author=Moehler S., Bono G.|title=White Dwarfs in Globular Clusters|date=2008-06-01|видання=}}</ref>.

==== Розсіяні скупчення ====
У розсіяних зоряних скупченнях також спостерігають головну послідовність, і на відміну від кулястих скупчень вона доходить до вищих світностей, що пов'язано з молодшим віком зір у розсіяних скупченнях, хоча найяскравіша частина головної послідовності також відсутня{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=381—382}}.

Ще одна особливість&nbsp;— велика ширина нижньої частини головної послідовності. Її пояснюють тим, що деякі зорі ще не встигли вийти на головну послідовність після [[Зореутворення|формування]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=381—382}}.

Зорі у верхній частині головної послідовності еволюціонують досить швидко, тому область, де знаходяться зорі на пізніх стадіях еволюції, у розсіяних скупченнях зазвичай заселена слабо. Послідовність зір може різко обриватися в точці повороту, на відміну від кулястих скупчень, де вона переходить у гілку субгігантів, і на діаграмі може спостерігатися [[розрив Герцшпрунга]]{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=383—384}}.

== Еволюційні треки та ізохрони ==
[[Еволюція зір]] призводить до зміни зовнішніх параметрів із часом. Цю зміну зручно описувати за допомогою діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела: шлях, який зоря проходить діаграмою протягом життя, називається еволюційним треком{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|с=110}}. У більшості випадків ці зміни параметрів зорі відбуваються надто повільно, щоб їх можна було помітити протягом історії астрономічних спостережень{{Sfn|Karttunen et al.|2016|с=299}}.

Найпростіша модель [[Зоряне населення|зоряного населення]] з погляду еволюції передбачає, що зорі у ній сформувалися одночасно з однакової речовини, а відрізняються лише масою. Оскільки зорі різної маси еволюціонують із різною швидкістю, то за однакового віку вони можуть бути на різних еволюційних стадіях. Ця модель, попри простоту, добре описує [[Зоряне скупчення|зоряні скупчення]] та деякі [[Галактика|галактики]]. У рамках такої моделі на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела зорі повинні вишиковуватися вздовж кривої, яка називається [[Ізохрона (астрономія)|ізохроною]]{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|с=259}}.

Аналіз діаграми Герцшпрунга&nbsp;— Рассела, наприклад, для зоряного скупчення і порівняння її з теоретично розрахованими ізохронами дає можливість визначити його вік і [[металічність]], а також відстань до нього{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|сторінки=259—314}}.
{{Gallery
|align = center
|Файл:Evolutionary_track_1m.svg|Еволюційний трек зорі з масою Сонця
|Файл:PMS_evolution_tracks.svg|Еволюційні треки протозір різної маси та їх [[ізохрони]]
|Файл:MS_and_RGB_isochrones.png|Ізохрони зір з сонячним складом і різним віком (вказано десятковий логарифм віку у роках)
}}

=== Змінні зорі на діаграмі ===
[[Файл:Variable_stars_in_the_HRD.svg|thumb|300x300пкс|Області на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела, які займають деякі типи [[Змінні зорі|змінних зір]]]]
[[Змінні зорі]]&nbsp;— ті, у яких виявлено зміни [[Зоряна величина|видимого блиску]] з часом&nbsp;— поділяються на багато типів, причому зорі багатьох типів займають чітко визначені області на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела. Найважливішою з таких областей є [[смуга нестабільності]]&nbsp;— тут розташовані змінні зорі декількох типів, зокрема [[Цефеїда|цефеїди]] і [[змінні типу RR Ліри]]. За тієї комбінації температури поверхні зорі та її світності, що відповідає положенню на смузі нестабільності, зоря стає нестійкою до [[Пульсуючі змінні зорі|пульсацій]] і її світність починає коливатися{{Sfn|Karttunen et al.|2016|сторінки=299—308}}<ref>{{Cite web|url=https://www.e-education.psu.edu/astro801/book/export/html/1849|title=Variable stars|website=Penn State University|accessdate=2022-10-12}}</ref>.

== Варіанти діаграми ==
Як синоніми до терміна «діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела» можуть використовуватися такі поняття, як «діаграма спектр&nbsp;— світність», «діаграма світність&nbsp;— ефективна температура» та деякі інші. У той же час, діаграмою Герцшпрунга&nbsp;— Рассела можуть називати її різні варіанти з різними параметрами по осях{{Sfn|Сурдин|2015|с=146—148}}. Однак строгіше, для різних варіантів діаграми використовують власні назви{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}.

* Діаграма Герцшпрунга&nbsp;— Рассела&nbsp;— історично перший варіант діаграми, названий на честь вчених, які першими її побудували незалежно один від одного. По осях цієї діаграми відкладено [[абсолютна зоряна величина|абсолютну зоряну величину]] і [[Спектральна класифікація зір|спектральний клас]], проте спектральний клас&nbsp;— [[Дискретність|дискретна величина]], тому зараз ширше використовують варіанти, в яких спектральний клас замінений на будь-який неперервний параметр{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}.
* При обробці спостережних даних найчастіше використовують діаграму, за осями якої відкладено абсолютну зоряну величину (або видиму, якщо зорі розташовані на одній відстані від спостерігача) і показник кольору. Цей варіант називається діаграмою колір&nbsp;— зоряна величина{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}.
* У теоретичних розрахунках найзручніше використовувати діаграму, за осями якої відкладено [[ефективна температура|ефективну температуру]] та світність у логарифмічному масштабі: такий варіант називають теоретичною діаграмою колір&nbsp;— зоряна величина{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}.

Оскільки зорі одного спектрального класу та [[Клас світності|класу світності]] мають однакові кольори, ефективні температури та світності, то ці три види діаграми є еквівалентними один одному. Однак для того, аби робити кількісний переклад діаграм одного виду в інший, необхідно з гарною точністю знати залежність між ефективною температурою, {{не перекладено|Болометрична поправка|болометричною поправкою|en|Bolometric correction}} та спектральним класом{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=102—103}}.

=== Схожі діаграми ===

* На [[Діаграма колір — колір|діаграмі колір — колір]] по осях відкладають два різні [[Показник кольору|показники кольору]]. Положення зір різних спектральних класів та класів світності на подібних діаграмах також відрізняються{{Sfn|Binney, Merrifield|1998|сторінки=108—109}}.
* Діаграма, де замість зображення окремих зір точками відмічають кольором просторову щільність зір, називається [[Діаграма Гесса|діаграмою Гесса]]<ref>{{Стаття|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1983nssl.conf..139O/abstract|author=Ochsenbein F.|title=The Hess Diagram of the Upper Part of the HR Diagram|date=1983|видання=}}</ref><ref>{{Cite web|url=https://dictionary.obspm.fr/index.php?formSearchTextfield=hess+diagram&formSubmit=Search&showAll=1|title=Hess diagram|website=An Etymological Dictionary of Astronomy and Astrophysics|accessdate=2022-10-09}}</ref>.
* Діаграма колір&nbsp;— зоряна величина [[Діаграма колір-зоряна величина для галактик|також може використовуватися для галактик]] за тим самим принципом, що й для зір. Як і на діаграмі Герцшпрунга&nbsp;— Рассела, на аналогічній діаграмі для галактик виділяють щільно населені і майже порожні області<ref>{{Стаття|url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aaf00d|author=Sciarratta M., Chiosi C., D’Onofrio M., Cariddi S.|title=Cosmological Interpretation of the Color–Magnitude Diagrams of Galaxy Clusters|date=2019-01-09|видання=The Astrophysical Journal|том=870|issue=2|pages=70|issn=1538-4357|doi=10.3847/1538-4357/aaf00d}}</ref>.

== Література ==
{{commonscat|Hertzsprung–Russell diagram}}
* {{А-Е-С|Герцшпрунга — Рассела діаграма|109|g}}
* {{Книга
|ref = Сурдин
|автор = [[Сурдін Володимир Георгійович|Сурдин В. Г.]]
|заголовок = Астрономия: век XXI
|рік = 2015
|видання = 3-е изд
|місце = Фрязино
|видавництво = Век 2
|сторінок = 608
|ISBN = 978-5-85099-193-7
}}
* {{Книга
|ref = Засов, Постнов
|посилання = https://mipt.ru/upload/medialibrary/d26/general_astrophysics.pdf
|автор = Засов А. В., [[Постнов Костянтин Олександрович|Постнов К. А.]]
|заголовок = Общая астрофизика
|рік = 2011
|видання = 2-е изд. испр. и дополн
|місце = Фрязино
|видавництво = Век 2
|сторінок = 576
|ISBN = 978-5-85099-188-3
}}
* {{Книга
|ref = Кононович, Мороз
|автор = Кононович Э. В., [[Мороз Василій Іванович|Мороз В. И.]]
|заголовок = Общий курс астрономии
|рік = 2004
|видання = 2-е, исправленное
|місце = М.
|видавництво = [[URSS|УРСС]]
|сторінок = 544
|ISBN = 5-354-00866-2
}}
* {{Книга
|ref = Salaris, Cassisi
|посилання = https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala
|автор = Salaris M., Cassisi S.
|заголовок = Evolution of Stars and Stellar Populations
|рік = 2005
|місце = Chichester
|видавництво = [[John Wiley & Sons]]
|allpages = 388
|ISBN = 978-0-470-09219-X
}}
* {{Книга
|ref = Binney, Merrifield
|посилання = https://books.google.ru/books?id=dh8sEAAAQBAJ
|автор = [[Джеймс Бінні|Binney J.]], Merrifield M.
|заголовок = Galactic Astronomy
|рік = 1998
|місце = Princeton
|видавництво = [[Princeton University Press]]
|allpages = 816
|ISBN = 978-0-691-23332-1
}}
* {{Книга
|ref = Karttunen et al.
|посилання = https://books.google.ru/books?id=ndd2DQAAQBAJ
|автор = Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J.
|заголовок = Fundamental Astronomy
|рік = 2016
|видання = 6th Edition
|місце = Berlin; Heidelberg; {{N. Y.}}
|видавництво = [[Springer Science+Business Media|Springer]]
|allpages = 550
|ISBN = 978-3-662-53045-0
}}
* {{Книга
|ref = Kippenhahn et al.
|посилання = https://books.google.ru/books?id=wdSFB4B_pMUC&hl=ru&source=gbs_navlinks_s
|автор = [[Рудольф Кіппенхан|Kippenhahn R.]], Weigert A., Weiss A.
|заголовок = Stellar structure and evolution
|рік = 2013
|видання = 2nd ed
|місце = Berlin
|видавництво = Springer
|сторінок = 604
|ISBN = 978-3-642-30304-3
}}

== Посилання ==
* {{YouTube|qwt3dvvde38|Діаграма Герцшпрунга-Рассела|logo=1}}, канал [[Харківська астрономічна обсерваторія|Інституту астрономії Харківського університету]]
* {{YouTube|n4_DlI-oPhs|Діаграма Герцшпрунга-Рассела|logo=1}}, канал Clear Skies Foundation

== Примітки ==
{{reflist|2}}

{{Зорі}}
{{Бібліоінформація}}
{{добра стаття}}

[[Категорія:Зорі]]
[[Категорія:Діаграма Герцшпрунга — Рассела]]
[[Категорія:Системи класифікації]]