แผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์ (ย่อว่าแผนภาพ H-R , แผนภาพ HRหรือHRD ) คือแผนภาพกระจายจุดของดาวฤกษ์ ที่แสดงความสัมพันธ์ระหว่าง ความสว่างสัมบูรณ์หรือค่าความสว่างของดาวฤกษ์กับการจัดประเภทดาวฤกษ์หรืออุณหภูมิยังผล ของดาวฤกษ์เหล่านั้น บางครั้งก็เรียกว่าแผนภาพความสว่างตามสีแผนภาพนี้ถูกสร้างขึ้นโดยอิสระในปี 1911 โดยเอจนาร์ เฮิร์ตสปรุงและโดยเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์ในปี 1913 และถือเป็นก้าวสำคัญในการทำความเข้าใจวิวัฒนาการ ของ ดาวฤกษ์

ในศตวรรษที่สิบเก้า มีการสำรวจสเปกตรัมภาพถ่ายขนาดใหญ่ของดาวฤกษ์ที่หอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดทำให้ได้การจำแนกประเภทสเปกตรัมสำหรับดาวฤกษ์หลายหมื่นดวง ซึ่งในที่สุดก็ได้ผลลัพธ์เป็นแคตตาล็อกเฮนรี เดรเปอร์ในส่วนหนึ่งของงานนี้แอนโทเนีย มอรีได้รวมการแบ่งดาวฤกษ์ตามความกว้างของเส้นสเปกตรัมไว้^{ด้วย [ 1 ]} เฮิร์ตสปรุงตั้งข้อสังเกตว่าดาวฤกษ์ที่มีเส้นสเปกตรัมแคบมักมีการเคลื่อนที่ เฉพาะที่น้อยกว่าดาวฤกษ์ อื่นๆ ในการจำแนกประเภทสเปกตรัมเดียวกัน เขาถือว่านี่เป็นข้อบ่งชี้ถึงความสว่างที่มากกว่าสำหรับดาวฤกษ์ที่มีเส้นสเปกตรัมแคบ และคำนวณพารัลแลกซ์แบบฆราวาสสำหรับดาวฤกษ์หลายกลุ่มเหล่านี้ ทำให้เขาสามารถประมาณค่าความสว่างสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์เหล่านั้นได้^{[ 2 ]}

ในปี พ.ศ. 2453 ฮันส์ ออสวาลด์ โรเซนเบิร์กได้ตีพิมพ์แผนภาพที่แสดงความสว่างปรากฏของดาวฤกษ์ในกระจุกดาวเพลียเดสเทียบกับความเข้มของเส้นแคลเซียม Kและเส้นไฮโดรเจน บัลเมอร์สอง เส้น^{[ 3 ]} เส้นสเปกตรัมเหล่านี้ทำหน้าที่เป็นตัวแทนของอุณหภูมิของดาวฤกษ์ ซึ่งเป็นรูปแบบแรกเริ่มของการจำแนกประเภทสเปกตรัม ความสว่างปรากฏของดาวฤกษ์ในกระจุกเดียวกันนั้นเทียบเท่ากับความสว่างสัมบูรณ์ ดังนั้นแผนภาพในยุคแรกนี้จึงเป็นการพล็อตความสว่างเทียบกับอุณหภูมิอย่างมีประสิทธิภาพ แผนภาพประเภทเดียวกันนี้ยังคงใช้ในปัจจุบันเพื่อแสดงดาวฤกษ์ในกระจุกโดยไม่ต้องทราบระยะทางและความสว่างของดาวฤกษ์เหล่านั้นก่อน^{[ 4 ]}เฮิร์ตสปรุงได้ทำงานกับแผนภาพประเภทนี้มาก่อนแล้ว แต่การตีพิมพ์ครั้งแรกของเขาที่แสดงแผนภาพนี้เกิดขึ้นในปี พ.ศ. 2454 นี่เป็นรูปแบบของแผนภาพที่ใช้ความสว่างปรากฏของกระจุกดาวทั้งหมดที่ระยะทางเดียวกัน^{[ 5 ]}

แผนภาพเวอร์ชันแรกๆ ของรัสเซล (พ.ศ. 2456) ประกอบด้วยดาวฤกษ์ยักษ์ของเมารีที่ระบุโดยเฮิร์ตสปรุง ดาวฤกษ์ใกล้เคียงที่มีการวัดพารัลแลกซ์ในเวลานั้น ดาวฤกษ์จากกระจุกดาวไฮยาเดส ( กระจุกดาวเปิด ใกล้เคียง ) และกลุ่มดาวเคลื่อนที่ หลายกลุ่ม ซึ่ง สามารถใช้ วิธีการกระจุกดาวเคลื่อนที่เพื่อหาค่าระยะทางและค่าความสว่างสัมบูรณ์ของดาวฤกษ์เหล่านั้นได้^{[ 6 ]}

แผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์มีหลายรูปแบบ และการตั้งชื่อก็ยังไม่ชัดเจนนัก อย่างไรก็ตาม ทุกรูปแบบมีโครงสร้างโดยทั่วไปเหมือนกัน คือ ดาวที่มีความสว่างมากกว่าจะอยู่ทางด้านบนของแผนภาพ และดาวที่มีอุณหภูมิพื้นผิวสูงกว่าจะอยู่ทางด้านซ้ายของแผนภาพ

แผนภาพดั้งเดิมแสดงประเภทสเปกตรัมของดาวบนแกนแนวนอนและขนาดความสว่างสัมบูรณ์บนแกนแนวตั้ง ประเภทสเปกตรัมไม่ใช่ปริมาณเชิงตัวเลข แต่ลำดับของประเภทสเปกตรัมเป็นอนุกรมโมโนโทนิกที่สะท้อนถึงอุณหภูมิพื้นผิวของดาว เวอร์ชันการสังเกตการณ์สมัยใหม่ของแผนภูมิจะแทนที่ประเภทสเปกตรัมด้วยดัชนีสี (ในแผนภาพที่สร้างขึ้นในช่วงกลางศตวรรษที่ 20 มักจะเป็นสี BV ) ของดาว แผนภาพประเภทนี้มักเรียกว่าแผนภาพ Hertzsprung–Russell เชิงสังเกตการณ์ หรือโดยเฉพาะแผนภาพสี-ความสว่าง (CMD) และมักใช้โดยผู้สังเกตการณ์^{[ 7 ]} ในกรณีที่ทราบว่าดาวอยู่ห่างกันในระยะทางที่เท่ากัน เช่น ภายในกระจุกดาว มักใช้แผนภาพสี-ความสว่างเพื่ออธิบายดาวของกระจุกดาวด้วยพล็อตที่แกนแนวตั้งเป็นขนาดความสว่างปรากฏของดาว สำหรับสมาชิกกลุ่มดาว ตามสมมติฐานจะมีค่าความแตกต่างคงที่บวกเพียงค่าเดียวระหว่างค่าความสว่างปรากฏและค่าความสว่างสัมบูรณ์ เรียกว่าโมดูลัสระยะทางสำหรับดาวทั้งหมดในกลุ่มดาวนั้น การศึกษาในช่วงแรกของกลุ่มดาวเปิดใกล้เคียง (เช่น กลุ่มดาวไฮยาเดสและกลุ่มดาวเพลียเดส ) โดยเฮิร์ตสปรุงและโรเซนเบิร์กได้สร้างแผนภาพ CMD แรกขึ้นไม่กี่ปีก่อนที่รัสเซลจะสังเคราะห์แผนภาพที่มีอิทธิพลซึ่งรวบรวมข้อมูลสำหรับดาวทั้งหมดที่สามารถกำหนดค่าความสว่างสัมบูรณ์ได้^{[ 3 ] [ 5 ]}

แผนภาพอีกรูปแบบหนึ่งแสดงอุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพของดาวฤกษ์บนแกนหนึ่ง และความสว่างของดาวฤกษ์บนอีกแกนหนึ่ง โดยส่วนใหญ่จะแสดงในรูปกราฟลอการิทึมคู่ (log-log plot ) การคำนวณทางทฤษฎีเกี่ยวกับโครงสร้างของดาวฤกษ์และวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทำให้ได้กราฟที่ตรงกับที่ได้จากการสังเกตการณ์ แผนภาพประเภทนี้อาจเรียกว่าแผนภาพอุณหภูมิ-ความสว่างแต่คำนี้แทบไม่เคยใช้ เมื่อมีการแยกแยะความแตกต่าง แผนภาพรูปแบบนี้จะเรียกว่าแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์เชิงทฤษฎีแทน ลักษณะเฉพาะอย่างหนึ่งของแผนภาพ H–R รูปแบบนี้คือ อุณหภูมิจะถูกพล็อตจากอุณหภูมิสูงไปต่ำ ซึ่งช่วยในการเปรียบเทียบแผนภาพ H–R รูปแบบนี้กับรูปแบบที่ได้จากการสังเกตการณ์

แม้ว่าแผนภาพทั้งสองประเภทจะคล้ายคลึงกัน แต่นักดาราศาสตร์ก็แยกความแตกต่างระหว่างทั้งสองอย่างชัดเจน เหตุผลของการแยกความแตกต่างนี้คือ การแปลงจากแบบหนึ่งไปอีกแบบหนึ่งนั้นไม่ใช่เรื่องง่าย การแปลงระหว่างอุณหภูมิยังผลและสีต้องอาศัยความสัมพันธ์ระหว่างสีและอุณหภูมิซึ่งการสร้างความสัมพันธ์นั้นเป็นเรื่องยาก เนื่องจากเป็นที่ทราบกันดีว่าความสัมพันธ์นี้เป็นฟังก์ชันขององค์ประกอบของดาวฤกษ์และอาจได้รับผลกระทบจากปัจจัยอื่นๆ เช่นการหมุนของดาวฤกษ์เมื่อแปลงความสว่างหรือขนาดโบโลเมตริก สัมบูรณ์ เป็นขนาดปรากฏหรือขนาดมองเห็นสัมบูรณ์ จำเป็นต้องมีการแก้ไขโบโลเมตริกซึ่งอาจมาจากแหล่งเดียวกันกับความสัมพันธ์ระหว่างสีและอุณหภูมิหรือไม่ก็ได้ นอกจากนี้ยังต้องทราบระยะทางไปยังวัตถุที่สังเกต ( เช่นโมดูลัสระยะทาง) และผลกระทบของการบดบังระหว่างดาวฤกษ์ ทั้งในด้านสี (การแดงขึ้น) และในด้านขนาดปรากฏ (ซึ่งผลกระทบนี้เรียกว่า "การดูดกลืนแสง") การบิดเบือนสี (รวมถึงการแดงขึ้น) และการดูดกลืนแสง (การบดบัง) ยังปรากฏให้เห็นใน ดาวฤกษ์ที่มีฝุ่นรอบดาวฤกษ์ จำนวนมาก อุดมคติของการเปรียบเทียบโดยตรงระหว่างการคาดการณ์ทางทฤษฎีเกี่ยวกับการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์กับการสังเกตการณ์ จึงมีข้อจำกัดด้านความไม่แน่นอนเพิ่มเติมที่เกิดขึ้นในการแปลงค่าระหว่างปริมาณทางทฤษฎีและการสังเกตการณ์

ตั้งแต่ช่วงประมาณทศวรรษ 1970 เป็นต้นมา มีแผนภาพเฮิร์ตสปรุง-รัสเซลล์เวอร์ชันที่สาม ซึ่งเรียกกันว่า แผนภาพ HR แบบสเปกโทรสโกปี หรือ แผนภาพคีล แผนภาพนี้แสดงค่าลอการิทึมของแรงโน้มถ่วงพื้นผิว (log g) บนแกน y และอุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพ (Teff) บนแกน x ในแผนภาพ HR แบบสเปกโทรสโกปี แกนทั้งสองจะกลับด้าน ทำให้ทั้งแรงโน้มถ่วงพื้นผิวและอุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพแสดงในลำดับจากมากไปน้อย แทนที่จะเป็นลำดับจากน้อยไปมาก แรงโน้มถ่วงพื้นผิวและอุณหภูมิพื้นผิวที่มีประสิทธิภาพมักได้มาจากการวัดและวิเคราะห์สเปกตรัมของดาวฤกษ์ด้วยวิธีทางสเปกโทรสโกปี ข้อมูลในแผนภาพ HR แบบสเปกโทรสโกปีอาจไม่ได้มีรูปร่างเหมือนกับที่เห็นในแผนภาพ CMD หรือแผนภาพ HR ทางทฤษฎีเสมอไป แต่ก็แสดงคุณลักษณะและรูปร่างที่คล้ายคลึงกัน^{[ 8 ]}การวัดสเปกตรัมด้วยความละเอียดที่ดีต้องใช้ทรัพยากรมากกว่าการวัดโฟโตเมตริก ซึ่งหมายความว่าไม่สามารถสร้างแผนภาพประเภทนี้สำหรับดาวฤกษ์ทุกดวงได้หากไม่มีสเปกตรัมที่วัดได้ดี

ดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะอยู่ในบริเวณในแผนภาพตามแนวเส้นที่เรียกว่าลำดับหลักโดยดาวฤกษ์มวลน้อยจะอยู่ทางด้านที่เย็นกว่าและสว่างน้อยกว่าของลำดับ และดาวฤกษ์มวลมากจะอยู่ทางด้านที่ร้อนกว่าและสว่างกว่า ในช่วงอายุขัยที่ดาวฤกษ์อยู่บนเส้นลำดับหลัก พวกมันกำลังหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง กลุ่มดาวฤกษ์เย็นที่โดดเด่นกลุ่มหนึ่งพบได้ที่ความสว่างสูงกว่าและขนาดใหญ่กว่าดาวฤกษ์ในลำดับหลัก ดาวฤกษ์เหล่านี้เรียกว่าดาวยักษ์แดงซึ่งรวมถึง: ดาวฤกษ์ที่หลอมรวมไฮโดรเจนรอบแกนฮีเลียมเฉื่อย (สาขาดาวยักษ์แดง); ดาวฤกษ์ที่หลอมรวมฮีเลียมในแกนกลาง ( สาขาแนวนอน ); และดาวฤกษ์ที่หลอมรวมฮีเลียมและไฮโดรเจนในชั้นรอบแกนกลางที่เฉื่อยเป็นส่วนใหญ่ ( สาขาดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ ) ดาวยักษ์แดงถูกคั่นจากลำดับหลักด้วยช่องว่างเฮิรตสปรุง ซึ่งมี ดาวกึ่งยักษ์อยู่และตั้งอยู่ในบริเวณระหว่างสเปกตรัม A5 และ G0 และระหว่างความสว่างสัมบูรณ์ +1 และ −3

กลุ่มดาวอื่นๆ ที่จำแนกได้ในแผนภาพ HR ได้แก่ดาวยักษ์ ซึ่งเป็นดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วและหายาก โดดเด่นเนื่องจากความสว่างสูงดาวแคระขาวซึ่งพบได้ทั่วไปแต่มีความสว่างต่ำมาก และดาวแคระน้ำตาลซึ่งมีอุณหภูมิต่ำมากและมีความสว่างต่ำมาก ดาว แปรแสง RR Lyraeเป็นดาวในกลุ่มกิ่งแนวนอนในส่วนของแผนภาพที่เรียกว่าแถบความไม่เสถียรดาวแปรแสงเซเฟอิดก็อยู่ในแถบความไม่เสถียรเช่นกัน แต่มีความสว่างสูงกว่า

แผนภาพ HR สามารถใช้โดยนักวิทยาศาสตร์เพื่อวัดระยะทางโดยประมาณของกระจุกดาวหรือกาแล็กซีจากโลกได้ โดยการเปรียบเทียบความสว่างปรากฏของดาวในกระจุกดาวกับความสว่างสัมบูรณ์ของดาวที่มีระยะทางที่ทราบ (หรือดาวจำลอง) จากนั้นกลุ่มที่สังเกตจะถูกเลื่อนในทิศทางแนวตั้งจนกระทั่งลำดับหลักทั้งสองทับซ้อนกัน ความแตกต่างของความสว่างที่เชื่อมต่อกันเพื่อให้ทั้งสองกลุ่มตรงกันเรียกว่าโมดูลัสระยะทางและเป็นการวัดระยะทางโดยตรง (โดยไม่คำนึงถึง การดูด กลืนแสง ) เทคนิคนี้เรียกว่าการปรับลำดับหลัก และเป็น พาราแลกซ์แบบสเปกโทรสโกปีชนิดหนึ่งไม่เพียงแต่จุดเปลี่ยนในลำดับหลักเท่านั้นที่สามารถใช้ได้ แต่ยังรวมถึงปลายของดาวสาขายักษ์แดงด้วย^{[ 9 ] [ 10 ]}

แผนภาพที่ภารกิจ Gaia ของ ESA ได้เห็น

แผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ที่แสดงเฉพาะดาวแคระขาวโดยใช้ข้อมูลจากภารกิจไกอา ขององค์การอวกาศยุโรป (ESA)

ส่วนหนึ่งของแผนภาพจากGaia ของ ESA เส้นสีเข้มอาจแสดงถึงการเปลี่ยนผ่านจากดาวแคระแดง ที่มีการพาความร้อนบางส่วนไปเป็นการพาความร้อนเต็มรูปแบบ

ภารกิจ Gaiaของ ESA แสดงให้เห็นคุณลักษณะหลายประการในแผนภาพซึ่งไม่เป็นที่รู้จักหรือที่คาดว่าจะมีอยู่ พบช่องว่างในลำดับหลักที่ปรากฏสำหรับดาวแคระ Mและอธิบายได้ด้วยการเปลี่ยนจากแกนที่มีการพาความร้อนบางส่วนไปเป็นแกนที่มีการพาความร้อนอย่างสมบูรณ์^{[ 11 ] [ 12 ]}สำหรับดาวแคระขาวแผนภาพแสดงคุณลักษณะหลายประการ มีการรวมตัวหลักสองกลุ่มปรากฏในแผนภาพนี้ตามลำดับการเย็นตัวของดาวแคระขาว ซึ่งอธิบายได้ด้วยองค์ประกอบของบรรยากาศของดาวแคระขาว โดยเฉพาะอย่างยิ่งบรรยากาศของดาวแคระขาวที่ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียม เป็นหลัก ^{[ 13 ]}การรวมตัวที่สามอธิบายได้ด้วยการตกผลึกของแกนภายในของดาวแคระขาว ซึ่งปลดปล่อยพลังงานและทำให้การเย็นตัวของดาวแคระขาวล่าช้า^{[ 14 ] [ 15 ]}

การพิจารณาแผนภาพดังกล่าวทำให้เหล่านักดาราศาสตร์คาดเดาว่ามันอาจแสดงให้เห็นถึงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์โดยข้อเสนอแนะหลักคือ ดาวฤกษ์ยุบตัวจากดาวยักษ์แดงไปเป็นดาวแคระ แล้วเคลื่อนตัวลงมาตามลำดับขั้นหลักในระหว่างช่วงชีวิตของมัน จึงเชื่อกันว่าดาวฤกษ์แผ่พลังงานโดยการเปลี่ยนพลังงานจากแรงโน้มถ่วงเป็นรังสีผ่านกลไกเคลวิน-เฮล์มโฮลทซ์ กลไกนี้ส่งผลให้ดวงอาทิตย์มีอายุเพียงไม่กี่สิบล้านปี ทำให้เกิดความขัดแย้งเกี่ยวกับอายุของระบบสุริยะระหว่างนักดาราศาสตร์ นักชีววิทยา และนักธรณีวิทยา ที่มีหลักฐานว่าโลกมีอายุมากกว่านั้นมาก ความขัดแย้งนี้ได้รับการแก้ไขในทศวรรษ 1930 เมื่อมีการระบุว่าปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์เป็นแหล่งพลังงานของดาวฤกษ์

หลังจากการนำเสนอแผนภาพของรัสเซลในการประชุมของสมาคมดาราศาสตร์หลวงในปี 1912 อาร์เธอร์ เอ็ดดิงตันได้รับแรงบันดาลใจให้ใช้แผนภาพนี้เป็นพื้นฐานในการพัฒนาแนวคิดเกี่ยวกับฟิสิกส์ของดาวฤกษ์ในปี 1926 ในหนังสือของเขาเรื่องThe Internal Constitution of the Starsเขาได้อธิบายฟิสิกส์ของวิธีที่ดาวฤกษ์เข้ากับแผนภาพ^{[ 16 ]}บทความนี้คาดการณ์ถึงการค้นพบฟิวชั่นนิวเคลียร์ ในภายหลัง และเสนออย่างถูกต้องว่าแหล่งพลังงานของดาวฤกษ์คือการรวมกันของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม ซึ่งปลดปล่อยพลังงานมหาศาล นี่เป็นการก้าวกระโดดทางสัญชาตญาณที่น่าทึ่งเป็นพิเศษ เนื่องจากในขณะนั้นแหล่งพลังงานของดาวฤกษ์ยังไม่เป็นที่รู้จักพลังงานเทอร์โมนิวเคลียร์ยังไม่ได้รับการพิสูจน์ว่ามีอยู่จริง และแม้กระทั่งว่าดาวฤกษ์ส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจน (ดูความเป็นโลหะ ) ก็ยังไม่ถูกค้นพบ เอ็ดดิงตันสามารถหลีกเลี่ยงปัญหานี้ได้โดยมุ่งเน้นไปที่อุณหพลศาสตร์ของการขนส่งพลังงานแบบแผ่รังสีภายในดาวฤกษ์^{[ 17 ]}เอ็ดดิงตันทำนายว่าดาวแคระจะอยู่ในตำแหน่งคงที่บนลำดับหลักเป็นส่วนใหญ่ในช่วงชีวิตของพวกมัน ในช่วงทศวรรษที่ 1930 และ 1940 ด้วยความเข้าใจเกี่ยวกับการหลอมรวมของไฮโดรเจน ทำให้เกิดทฤษฎีวิวัฒนาการไปสู่ดาวยักษ์แดงที่ได้รับการสนับสนุนจากหลักฐาน ซึ่งตามมาด้วยการคาดการณ์กรณีการระเบิดและการยุบตัวของซากที่เหลือไปเป็นดาวแคระขาว คำว่าการสังเคราะห์นิวเคลียสของซูเปอร์โนวาใช้เพื่ออธิบายการสร้างธาตุระหว่างวิวัฒนาการและการระเบิดของดาวก่อนซูเปอร์โนวา ซึ่งเป็นแนวคิดที่เฟรด ฮอยล์ นำเสนอ ในปี 1954 ^{[ 18 ]}กลศาสตร์ควอนตัมทางคณิตศาสตร์บริสุทธิ์และแบบจำลองกลศาสตร์คลาสสิกของกระบวนการดาวฤกษ์ทำให้แผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์สามารถระบุเส้นทางตามแบบแผนที่รู้จักกันดีที่เรียกว่าลำดับดาวฤกษ์ได้—ยังคงมีการเพิ่มตัวอย่างที่หายากและผิดปกติมากขึ้นเรื่อย ๆ เมื่อมีการวิเคราะห์ดาวฤกษ์มากขึ้นและพิจารณาแบบจำลองทางคณิตศาสตร์มากขึ้น