• La secuencia principal
• Enanas Blancas
• Gigantes
• Supergigantes
• Subgigantes
• Subenanas
• Determinación de los radios de las estrellas por su posición en el diagrama H-R

Una vez estudiadas las dos propiedades básicas de las estrellas: su luminosidad (o magnitud absoluta) y su temperatura efectiva (o su tipo espectral) sería interesante conocer si existe una relación entre ellas. Alrededor de 1910 los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell independientemente descubrieron esta relación. Representaron en un diagrama la temperatura efectiva y las luminosidades de las estrellas, en honor de estos dos científicos el diagrama se conoce con el nombre de Hertzsprung-Russell, o diagrama H-R. En este diagrama la escala vertical u ordenada se expresa en unidades de la luminosidad solar (L_¤ = 4 x 10²⁶ W) que varía en un rango de 10^-4 a 10⁴, el Sol se sitúa en medio del rango. La temperatura efectiva se representa en el eje horizontal o abcisa y aumenta de derecha a izquierda ( así la secuencia espectral O - B - A - ... va de izquierda a derecha).

En este diagrama (Figura 2-3-1) la mayoría de las estrellas se distribuyen a lo largo de una banda estrecha, llamada secuencia principal, que se extiende desde la parte superior, donde se encuentran las estrellas más calientes y brillantes, hasta la inferior, que ocupan las más frías y poco brillantes. Las estrellas de esta secuencia, entre las que se encuentra el Sol, reciben el nombre de enanas.

Aproximadamente 10 magnitudes por debajo de la secuencia principal están las enanas blancas, de tamaño muy pequeño, planetario, pero muy calientes.

En la parte superior derecha se distinguen las estrellas luminosas pero frías : son las gigantes rojas. Por encima de ellas se ubican las supergigantes, que son las más luminosas y pueden ser azules o rojas. Finalmente, en la zona inferior izquierda, se agrupan unos objetos poco brillantes pero muy calientes, denominados enanas blancas.

Una gigante roja típica es unas cien veces más luminosa que el Sol, ya que las gigantes y enanas del mismo tipo espectral tienen la misma temperatura efectiva las diferencias en luminosidad se deben a diferencias de radio .

L = 4 p R² s T⁴_ef ; R = 1/T²_ef ( L/4p s)^1/2

Las estrellas más brillantes son las supergigantes, con magnitudes hasta Mv = -7. Un ejemplo es Betelgueuze con un radio de 400 radio solares y 20 000 veces más luminosa que el Sol.

Algunas estrellas en el diagrama se localizan por debajo de la rama de las gigantes pero claramente por encima de la secuencia principal, son las llamadas subgigantes.

Análogamente las estrellas situadas por debajo de la secuencia principal pero más luminosas que las enanas blancas se conocen como subenanas.

Los radios de las estrellas se pueden determinar fácilmente por su posición en el diagrama H-R, ya que para una misma temperatura efectiva las diferencias en luminosidad dependen del cuadrado del radio. En una representación logarítmica de la luminosidad en función de la T_ef, la ubicación de estrellas que tienen el mismo radio se sitúan a lo largo de líneas diagonales casi paralelas a la secuencia principal (Figura 2-3-2). En esta los radios varían de unos 20 R_¤ en el extremo superior hasta 0.1 R_¤ en el extremo más bajo. Las gigantes varían entre 10 R_¤ y 100 R_¤. Las supergigantes tienen radios aún mayores.

La existencia de una relación tan simple entre la luminosidad y la temperatura de las estrellas de la secuencia principal indica que la posición de la estrella en esta secuencia depende sólo de un parámetro y este es: la masa. Las estrella O son las más masivas, del orden de 60 M_¤ y el final de la secuencia principal las estrellas M tienen del orden de 0.08 M_¤ . Combinando los radios y masas conocidos podemos deducir la densidad media de las estrellas. El resultado es que las estrellas de la secuencia principal tienen aproximadamente la misma densidad que el agua, las estrellas más masivas de la parte alta de la secuencia principal tienen densidades medias más bajas.