В конце XIX - начале XX в. в астрономию вошли
фотографические методы количественных оценок видимого
блеска (звёздных величин) звёзд и их цветовых характеристик
(показателей цвета). Анализ этих параметров очень скоро
привёл к открытию физической закономерности, связывающей
наблюдаемые характеристики звёзд.
Первый шаг был сделан в 1905-1907 гг. датским астрономом
Эйнаром Герцшпрунгом на основе фотометрических измерений
ярких звёзд двух сравнительно близких звёздных скоплений -
Плеяды и Гиады. Он обнаружил, что голубые звёзды в каждом
скоплении имеют самую высокую яркость, а среди красных
звёзд можно выделить слабые и сравнительно яркие. Иными
словами, на диаграмме, где сопоставляются звёздная величина
и цвет звёзд, звёзды разбиваются на отдельные группировки.
Поскольку звёзды каждого скопления находятся от нас
примерно на одинаковом расстоянии, видимая яркость,
измеряемая в звёздных величинах, характеризует светимость
звёзд. Следовательно, цвет и светимость звёзд каким-то
образом соотносятся друг с другом.
Но цвет звезды зависит от её температуры (чем звезда
горячее, тем она голубее), которая в свою очередь тесно
связана с видом звёздного спектра, т. е. спектральным
классом, определяемым непосредственно из наблюдений. В 1913
г. американский астроном Генри Ресселл сопоставил
светимость различных звёзд с их спектральными классами. На
диаграмму спектр - светимость он нанёс все звёзды с
известными в то время расстояниями (не зная расстояния,
невозможно оценить светимость звезды). С тех пор сходные по
своему значению диаграммы цвет - светимость и температура -
светимость часто называют диаграммами Герцшпрунга -
Ресселла.
На диаграмме Герцшпрунга-Ресселла звёзды образуют отдельные
группировки, именуемые последовательностями. Самая
густонаселённая из них - главная последовательность -
включает в себя около 90% всех наблюдаемых звёзд (в том
числе и наше Солнце). Она тянется по диагонали: от левого
верхнего края диаграммы, где сосредоточены голубые горячие
звёзды высокой светимости, вправо вниз - к области,
занимаемой слабыми красными звёздами. Справа над нижней
частью главной последовательности располагается ветвь
гигантов, объединяющая преимущественно красные звёзды
большого размера, светимость которых в десятки и сотни раз
превосходит солнечную. Среди этих ярких звёзд на ветви
гигантов - Арктур, Альдебаран. На самом верху диаграммы
почти горизонтально через все спектральные классы проходит
последовательность звёзд-сверхгигантов. К ней принадлежат,
например, Полярная звезда, Ригель, Бетельгейзе. Красные
сверхгиганты - это крупнейшие по размеру звёзды. А внизу, в
области высоких температур и низких светимостей,
располагаются крошечные белые карлики. Известны и другие
последовательности, но они не столь многочисленны.
Как только обнаружилось существование последовательностей,
делались попытки их физической интерпретации. Сначала
главная последовательность рассматривалась как совокупность
звёзд различного возраста, т. е. как путь на диаграмме, по
которому большинство звёзд перемещается в течение своей
жизни, медленно расходуя запасы энергии и уменьшая
светимость и температуру. Однако всё оказалось сложнее:
вдоль главной последовательности располагаются звёзды
различных масс, в которых энергия излучения выделяется за
счёт превращения водорода в гелий. Чем массивнее звезда,
тем выше её место на главной последовательности.
На главной последовательности любая звезда проводит большую
часть своей жизни, именно поэтому на ней так много звёзд.
Согласно теории звёздной эволюции, когда запасы водорода в
недрах звезды заканчиваются, она покидает главную
последовательность, отклоняясь вправо. При этом её
температура всегда падает, а размер быстро возрастает.
Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды
по диаграмме.
Диаграмма Герцшпрунга-Ресселла широко применяется
астрономами для описания эволюционных изменений звёзд и
сопоставления теорий эволюции звёзд с наблюдениями. Удобна
она и для определения возрастов звёздных скоплений (на
основании теории эволюции), так как с возрастом
населённость различных последовательностей меняется. Так, в
молодых скоплениях много звёзд высокой светимости на
главной последовательности и последовательности
сверхгигантов. В старых же скоплениях верхний коней главной
последовательности исчезает (звёзды успевают сойти с неё),
но зато очень многочисленна ветвь гигантов, куда попадают
звёзды типа Солнца примерно через 10 млрд лет после своего
рождения. Зависимость Герцшпрунга-Ресселла часто
используется и для уточнения относительных расстояний до
звёздных скоплений путём сопоставления положения главных
последовательностей на диаграммах спектр - звёздная
величина.