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Diagrama de Hertzsprung-Russell. Em astronomia o diagrama de Hertzsprung-Russell é um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus o tipo espectral ou classificação estelar e a temperatura efetiva .
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Diagrama de Hertzsprung-Russell Em astronomia o diagrama de Hertzsprung-Russellé um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus o tipo espectral ou classificação estelar e a temperatura efetiva. Os diagramas de Hertzsprung-Russell não são quadros ou mapas de localização das estrelas. Em vez disso, eles colocam cada estrela num gráfico com indicação da sua magnitude absoluta (ou brilho) contra a sua temperatura e cor.
Diagrama de Hertzsprung-Russell Diagrama de Hertzsprung-Russell adaptado de Powell. São mostradas 22 000 estrelas do Catálogo de Hiparcos e 1000 do catalogo Gliese de estrelas próximas
Diagrama de Hertzsprung-Russell A maioria das estrelas ocupa a região do diagrama ao longo da linha chamada de sequência principal. Durante este estágio as estrelas estão a fundir hidrogénio nos núcleos. A concentração seguinte de estrelas está no ramo horizontal (fusão do hélio e a queimar hidrogénio na camada que cobre o núcleo).
Diagrama de Hertzsprung-Russell Diagramas H-R de dois aglomerados abertosM6 e NGC 188, mostrando o desligamento da sequência principal em idades diferentes
Diagrama de Hertzsprung-Russell Outra região importante é a falha de Hertzsprung, localizada na região entre os tipos espectrais A5 e G0 e entre as magnitudes absolutas +1 e -3 (isto é, entre o topo da sequência principal e as gigantes no ramo horizontal), onde a densidade de estrelas é menor. As estrelas variáveis RR Lyrae são encontradas à esquerda desta falha. As variáveis das Cefeidas localizam-se na seção superior da faixa de instabilidade (uma região quase vertical do diagrama ocupada por estrelas variáveis pulsantes).
Diagrama de Hertzsprung-Russell O Sol encontra-se na sequência principal, na magnitude 1. O diagrama H-R pode também ser usado pelos cientistas para medir aproximadamente a distância entre um aglomerado estelar e a Terra. Isto pode ser feito comparando as magnitudes aparentes das estrelas do aglomerado com as magnitudes absolutas de estrelas com distâncias conhecidas (ou de estrelas modelo). O grupo observado é então movido na direção vertical até que as duas sequências principais coincidam. A diferença de magnitude que foi coberta para fazer coincidir os dois grupos é chamada de módulo de distância e é uma medida direta para a distância. Esta técnica é conhecida como coincidência de sequência principal ou paralaxe espectroscópica.
