Historie H - R diagramu

Shromáždění rozsáhlého souboru spekter hvězd a jejich systematizace podle spektrálních tříd umožnily na počátku 20. století zkoumat statistické závislosti mezi spektrálními třídami a dalšími charakteristikami hvězd získávanými z fotometrických pozorování (např. pozorovanou hvězdnou velikostí, absolutní hvězdnou velikostí a zářivým výkonem).

Ejnar Hertzsprung
Na skutečnost, že hvězdy s povrchovou teplotou obdobnou Slunci případně nižší se dělí na dvě skupiny hvězd výrazně se odlišující zářivými výkony první upozornil dánským astronom Ejnar Hertzsprung (1873 - 1967). Ve své publikaci Zur Strahlung der Sterne česky Záření hvězd v roce 1905 uvádí v tabulkové podobě rozdělení hvězd na posloupnost trpaslíků a obrů. I další Hertzsprungova práce z roku 1907 se týkala rozdělení hvězd na dvě skupiny (hlavní posloupnost, obři). Pokus o rozčlenění poloh hvězd na plochu diagramu, nikoliv však v současné podobě, ale jako závislost $\lambda_{\text{ef}}=f\left(m_{\text{v}}\right)$ , provedl Hertzsprung roku 1911 a Hans Rosenberg (1879 - 1940). Interpretaci diagramu jako závislosti absolutní hvězdné velikosti a spektrální třídy přinesl Russell až ve svých přednáškách roku 1913. Uvědomil si, že rozdíly v zářivých výkonech hvězd jsou v korelaci s jejich spektrální třídou. Roku 1913 sestrojil diagram závislosti absolutní hvězdné velikosti na spektrální třídě pro všechny hvězdy s tehdy známými paralaxami - viz obr. Publikace o tomto výsledku Relations between the spectra and other characteristics of the stars česky Vztahy mezi spektry a jinými charakteristikami hvězd je však až z roku 1914.

Graf závislosti absolutní hvězdné velikosti na spektrální třídě sestrojený Russellem
V letech 1913 - 14 na základě H - R diagramu zformuloval Russell zdokonalenou teorii vývoje hvězd, podle níž je základním zdrojem energie hvězd jejich gravitační potenciální energie uvolňovaná při smršťování. Celkový vývoj hvězd je pak určován nepřetržitým zvětšováním průměrné hustoty hvězd.
Úplnější H - R diagram, zahrnující všechny hvězdy, pro které byly známy povrchové teploty a absolutní hvězdné velikosti, byl sestrojen později po získání potřebných charakteristik hvězd. Bylo zjištěno podrobnější rozdělení hvězd do posloupností na H - R diagramu: hlavní posloupnost, obři, veleobři, podobni, podtrpaslíci, bílí trpaslíci atd.
V důsledku výběrového efektu byly lépe pozorovatelné hvězdy vysokých zářivých výkonů, proto pro získání představ o relativním počtu hvězd v jednotlivých posloupnostech byly sestrojeny H - R diagramy pro hvězdy do určitých vzdáleností od Slunce. První takové diagramy do vzdálenosti 5 pc sestavil holandský astronom Peter van de Kamp (1901 - 1955).

Od dvacátých let 20. století začal být H - R diagram využíván při studiu hvězdokup. Vycházelo se z předpokladu, že všechny hvězdy hvězdokupy se nachází přibližně ve stejné vzdálenosti od Slunce, proto není nutné určovat jejich absolutní hvězdné velikosti. H - R diagram tak lze sestrojit jako závislost pozorované hvězdné velikosti a povrchové teploty respektive barvy hvězd.

Novější H - R diagramy, zachycující závislost barva - absolutní hvězdná velikost byly sestrojeny Heroldem Lesterem Johnsonem (1921 - 1980), Morganem a dalšími pro různé hvězdokupy. Srovnání takových diagramů bylo použito pro stanovení relativních vzdáleností od Slunce a určení skutečných rozdílů na hlavních posloupnostech různých hvězdokup, což umožnilo ověřovat teorie vývoje hvězd.

Trümpler od roku 1925 studoval H - R diagramy většího počtu otevřených hvězdokup. Do tehdejší doby se předpokládalo, že vývoj hvězd začíná od stadia červených obrů a teprve v dalším vývoji se hvězdy měly přesouvat na H - R diagramu doleva a následně podél hlavní posloupnosti směrem dolů. Při studiu Trümpler odhalil význam počáteční hmotnosti pro vývoj hvězd a dospěl k závěru, že existují rozdíly mezi hmotnostmi hvězd ve hvězdokupách odlišných typů.

Práce Trümplera podstatně změnily teorie vývojových křivek na H - R diagramu. Astrofyzika postupně dospěla k současné koncepci vývoje od hlavní posloupnosti k oblasti obrů. Takto předpokládaný vývoj hvězd znamená, že mnohé otevřené hvězdokupy jsou relativně mladými hvězdnými soustavami.

Dánský astrofyzik Bengt Georg Daniel Strömgren (1908 - 1987) vypracoval teorie vývoje hvězd vycházející z předpokladu, že zdrojem energie hvězd jsou termonukleární reakce, přestože přesný sled reakcí mu ještě znám nebyl. Podle Strömgrena se hvězdy při vývoji přemísťují na H - R diagramu v pravo vzhůru, od hlavní posloupnosti k oblasti obrů. Úhel sklonu vývojové křivky od hlavní posloupnosti závisí podle Strömgrena na obsahu vodíku ve hvězdách.

V roce 1937 srovnával americký astrofyzik holandského původu Gerhard Peter Kuiper (1905 - 1973) na diagramu spektrum - absolutní hvězdná velikost pro otevřené hvězdokupy teoretické výpočty hvězdného vývoje provedené Strömgrenem s výsledky získanými pozorováním. Takto sestrojené diagramy měly velkou důležitost pro pochopení vývoje hvězd.

Přesné označení posloupnosti a jednoznačné určení polohy, na níž se daná hvězda v H - R diagramu nachází, zavedl roku 1943 ke spektrální třídě Morgan římskou číslicí, charakterizující třídu svítivosti.

Roku 1957 upozornil americký astrofyzik Allan Rex Sandage (1926) na další interpretaci H - R diagramu. Při sestrojení souhrnného diagramu pro větší počet hvězdokup lze z bodu odklonu od hlavní posloupnosti a rozložení hvězd na H - R diagramu srovnáním stanovit stáří jednotlivých hvězdokup. Čím je hvězdokupa starší, tím níže leží na hlavní posloupnosti místo odklonu.

Rozvoj astrospektroskopie a teorie hvězdných atmosfér

Stavba nitra hvězd