• HR diagram
• Historie
• Autoři
• Vlastnosti
• Slunce a HR diagram
• Animace
• Různé HR diagramy
• Praktické ukázky
• Odkazy

Na následujícím HR diagramu je zobrazeno několik známých hvězd:

Podle polohy hvězdy na HR diagramu je možné usuzovat na její vlastnosti. Jako příklad si můžeme vzít chladné hvězdy spektrální třídy M. Hvězdy této spektrální třídy zasahují do tří oblastí výskytu hvězd na H – R diagramu – hlavní posloupnost, obři a veleobři.

V pravém dolním rohu diagramu můžeme vidět dvě hvězdy - Proximu Centauri a Barnardovu hvězdu. Jedná se o chladné (přibližně 2 500 K) a málo zářivé hvězdy (absolutní hvězdná velikost je zhruba -13 mag, což je 1/10 000 zářivého výkonu Slunce). Pokud se vydáme přes prázdnou oblast směrem nahoru, narazíme na hvězdu Mira, která je také chladná, ale mnohem výšším zářivým výkonem. Ještě výše potkáme Antares a Betelguese. Opět se jedná o chladné hvězdy, ale extrémně zářivé, téměř 10 000 krát vyšší zářivý výkon než Slunce.

Proč existují hvězdy s takovými změnami v zářivém výkonu?

Odpověd na tuto otázku lze získat pomocí Stefanova – Boltzmannova zákona. Podle vztahu (1) platí, že energie vyzařovaná na jednotku plochy za jednu sekundu závisí na čtvrté mocnině teploty, tzn.:

(1)

Jestliže mají dvě hvězdy stejnou efektivní teplotu, každá z nich má stejný výstupní výkon na jednotku plochy svého povrchu. Na HR diagramu si lze všimnout, že jedna hvězda má vyšší zářivý výkon, tzn. celkový výstupní výkon musí mít mnohem vyšší, z toho vyplývá, že musí mít větší plochu a z toho lze usuzovat, že hvězda s vyšším zářivým výkonem je větší. Tento závěr lze vypozorovat ze vztahu pro zářivý výkon (2)

(2)

Rozdílnost mezi třemi skupinami hvězd ve spektrální třídě M je právě ve velikosti. Tato vlastnost je použita pro pojmenování jednotlivých skupin. Hvězdy s největším zářivým výkonem jsou nazývány veleobři (třída svítivosti I a II), hvězdy s menším zářivým výkonem jsou pojmenovány obři (třída svítivosti III) a nejasné hvězdy jsou částí hlavní posloupnosti (třída svítivosti V). Historicky se této skupině hvězd říkalo trpasličí hvězdy.

Pokud se zaměříme na svislý proužek na HR diagramu, na kterém jsou teplejší hvězdy okolo spektrální třídy A, dostaneme stejný výsledek:

V tomto případě mají veleobři Rigel a Deneb stejnou efektivní teplotu jako Sirius, ale mají extrémně vyšší zářivý výkon. Mají větší poloměr než Sirius, z toho důvodu větší povrch a větší zářivý výkon. Sirius je hvězda hlavní posloupnosti, ale protože je teplejší než červená Barnardova hvězda hlavní posloupnosti, je mnohem více svítivější. Pokud se budeme pohybovat po růžovém proužku směrem k dolní části HR diagramu, můžeme si všimnout, že protíná další skupinu hvězd, které obsahují Procyon B. Tato skupina se nazývá bílí trpaslíci. Jedná se o velice horké hvězdy (teplota je 10 000 K), z toho důvodu vyzařují velké množství energie ze svého povrchu. Podle skutečnosti, že jsou nejasné, lze usoudit, že musí být extrémně malé a mají tedy i malý povrch. Pojem bílý trpaslík by se neměl zaměňovat za dřívější pojem trpasličí hvězdy, který byl používán pro hvězdy na hlavní posloupnosti. Bílí trpaslíci jsou zcela odlišné objekty v porovnání s hvězdami hlavní posloupnosti. Prakticky jsou označovány třídou svítivosti wd. Jednoduchým výpočtem lze zjistit, že rozměr bílých trpaslíků lze porovnávat s naší Zemí, tzn. zhruba 1/100 Slunce.

Jisté závěry lze vyvodit i při porovnání méně jasných hvězd. Následující obrázek ukazuje spodní oblast HR diagramu.

Procyon B a Barnardova hvězda mají stejně nízký zářivý výkon s absolutní hvězdou velikostí přibližně +13 mag. Nicméně Procyon B je mnohem teplejší než Barnardova hvězda a proto musí vyzařovat více energie vztažené na jednotku plochy a sekundu. Pokud vezmeme v úvahu, že mají stejný celkový výstupní zářivý výkon, Procyon B musí proto mít menší povrch než Barnardova hvězda, tzn. i jeho průměr je menší.