Um passo crucial para a compreensão da física estelar foi dado em 1911 de forma independente por dois astrônomos, Hertzsprung e Russell, que colocaram as informações disponíveis sobre estrelas em um gráfico logarítmico com eixos de luminosidade e temperatura efetiva. Tal gráfico recebeu o nome de Diagrama H-R. Nesse diagrama a temperatura é tradicionalmente mostrada crescente à esquerda. Quase todas as estrelas conhecidas estão concentradas em regiões bem definidas desse diagrama.
Cerca de 80-90% de todas as estrelas assentam numa estreita faixa diagonal chamada de sequência principal, que corresponde, grosso modo, a uma região em que a luminosidade (L) e a temperatura efetiva (T_e) estão relacionadas por L ~ T_e⁸. Uma vez que a luminosidade de um corpo esférico radiando como um corpo negro é L = 4Πr_*²σT_e⁴, isso imediatamente implica que as estrelas mais quentes são maiores, com raio r_* ~ T_e². O Sol, em particular, é uma estrela da sequência principal.

As estrelas mais frias (isto é, vermelhas) têm cerca de metade da temperatura da superfície do Sol e as estrelas mais quentes têm cerca de 5 vezes a temperatura solar. Dessa forma, os raios das estrelas na sequência principal estão na gama de 1/4 a 25 vezes o raio solar. Duas outras regiões são aparentes no diagrama H-R. Há uma concentração de pontos correspondentes às estrelas que são frias (ou seja, vermelho), mas com magnitudes superiores aos de estrelas da sequência principal. Claramente, estes devem ser objetos com grandes áreas de superfície, com raios da ordem de 100 vezes o raio solar.

Assim, essas estrelas são chamadas de gigantes vermelhas. Na parte inferior esquerda do diagrama há uma outra sequência de pontos, que correspondem às estrelas que são bastante quentes (ou seja, branco e azul), ainda que com luminosidades que são ordens de grandeza menores do que aquelas de estrelas da sequência principal com as mesmas temperaturas. Estas devem ser estrelas com raios muito menor, da ordem 10.000 Km (isto é, da ordem do raio da Terra, que é de 6.400 km), e por isso são rotuladas como anãs brancas.

Em termos de significado físico, que foi originalmente especulado (incorretamente), a sequência principal era considerada uma sequência de resfriamento, em que as estrelas nascem quentes, passam ao longo da sequência até esfriarem. Isso levou à uma terminologia confusa, por vezes usada ainda hoje, de "early-type" para estrelas de tipos espectrais O e B e "late-type" para as estrelas de tipo espectral FGKM. Estrelas da sequência principal são, por vezes, também chamadas de "anãs", para distingui-las de estrelas gigantes, uma potencial fonte a mais de confusão.

No entanto, com as medidas das massas das estrelas, em sistemas binários, tornou-se claro que a sequência principal é uma sequência de massa, com estrelas de alta massa em alta luminosidade e alta temperatura efetiva e estrelas de baixa massa em baixa luminosidade e baixa temperatura efetiva. A gama de massas na sequência principal situa-se entre 0,1 e ~100M_☉. A luminosidade como uma função da massa vai com L~M^α, com α ≈ 3 para estrelas mais massivas que o Sol e α ≈ 5 para as menos massivas. Gigantes vermelhas, apesar de suas grandes luminosidades, possuem massas normalmente na gama de 1-2 M_☉. Anãs brancas geralmente têm massas semelhantes ao Sol, ou inferior, e nunca são mais massivas do que 1,4M_☉.

Uma estrela passa a maior parte da sua vidana principal sequência. Este é o período durante o qual a queima de hidrogênio ocorre no núcleo estelar. Os processos que ocorrem na estrela, uma vez que a maior parte do hidrogênio no núcleo tenha sido convertido para hélio, levam a um grande, mas de curta duração, aumento da luminosidade seguido da expansão das camadas externas da estrela, que é observado como uma fase de aumento do raio da estrela. Estrelas que começam suas vidas com menos de cerca de 8M_Sol, eventualmente, perdem suas camadas exteriores e se tornam anãs brancas - restos compactos do original núcleo estelar. As anãs brancas são desprovidas de reações nucleares para a produção de energia, e lentamente irradiam o calor do seu fóssil (remanescente).
Estrelas mais massivas do que cerca de 8M_Sol, após passarem pela fase de gigante (onde são chamadas de supergigantes vermelhas ou azuis por causa de suas grandes luminosidades - estas são as estrelas perto da borda superior do diagrama H-R), passam por um processo de colapso gravitacional do núcleo que termina (pelo menos em alguns casos) num evento explosivo chamado supernova. Os remanescentes estelares nestes casos são estrelas de nêutrons ou buracos negros. Comparado com as anãs brancas, estrelas de nêutrons são ainda mais quentes (por uma ordem de grandeza) e mais compactas (por três ordens de magnitude em raio) e, consequentemente, menos luminosas (por duas ordens de magnitude). Elas não são, geralmente, representadas em um diagrama H-R, apenas um punhado de estrelas de nêutrons isoladas foram detectadas opticamente, devido à sua baixíssima luminosidade.

Neste simulador você terá a oportunidade de explorar o Diagrama H-R variando o raio de a temperatura efetiva das estrelas. Veja, para cada caso, a posição que a estrela assume dentro desse diagrama.

r_*: Raio da estrela
T_e: Temperatura efetiva da estrela
L: Luminosidade
M: Massa da estrela
M_☉: Massa solar ( ≈ 2x10³⁰Kg)
σ: Constante de Stefan-Boltzmann