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ヘルツシュプルング・ラッセル図（ H–R図、HR図、HRDと略される）は、恒星の絶対等級または光度と恒星分類または有効温度の関係を示す散布図です。色等級図と呼ばれることもあります。この図は、1911年にエイナール・ヘルツシュプルングによって、1913年にヘンリー・ノリス・ラッセルによってそれぞれ独立に作成され、恒星進化の理解に向けた大きな一歩となりました。
19世紀には、ハーバード大学天文台で大規模な写真分光観測による恒星調査が行われ、数万個の恒星のスペクトル分類が作成され、最終的にヘンリー・ドレイパー・カタログが完成しました。この研究の一部分で、アントニア・モーリーは恒星をスペクトル線の幅で分類しました。[ 1 ]ヘルツシュプルングは、狭い線で記述された恒星は、同じスペクトル分類の他の恒星よりも固有運動 が小さい傾向があることに気づきました。彼はこれを狭い線の恒星の光度が高いことの兆候と捉え、これらのいくつかのグループの永年視差を計算し、それらの絶対等級を推定しました。[ 2 ]
1910年、ハンス・オズワルド・ローゼンベルクは、プレアデス星団の星の見かけの等級をカルシウムK線と2つの水素バルマー線の強度に対してプロットした図を発表した。[ 3 ] これらのスペクトル線は星の温度の代用として機能し、スペクトル分類の初期の形態である。同じ星団の星の見かけの等級は絶対等級に等しいので、この初期の図は実質的に光度を温度に対してプロットしたものであった。同じタイプの図は、星団の星を最初に距離と光度を知ることなく示す手段として今日でも使用されている。[ 4 ]ヘルツシュプルングはすでにこの種の図に取り組んでいたが、それを示した最初の出版物は1911年までなかった。これは、すべて同じ距離にある星団の見かけの等級を使用した図の形式でもあった。[ 5 ]
ラッセルの初期（1913年）の図には、ヘルツシュプルングによって特定されたモーリーの巨星、当時視差が測定された近傍の星、ヒアデス星団（近傍の散開星団）の星、およびいくつかの移動星団が含まれており、移動星団法を使用して距離を導出し、それによってそれらの星の絶対等級を得ることができた。[ 6 ]
ヘルツシュプルング・ラッセル図にはいくつかの種類があり、その名称は明確に定義されていません。しかし、どの種類も基本的な配置は同じで、光度の高い恒星は図の上部に、表面温度の高い恒星は図の左側に位置します。
元の図では、横軸に星のスペクトル型、縦軸に絶対視等級が表示されていました。スペクトル型は数値ではなく、スペクトル型の系列は星の表面温度を反映した単調系列です。現代の観測版の図では、スペクトル型の代わりに星の色指数（20 世紀半ばに作成された図では、多くの場合BV 色）が使用されています。このタイプの図は、観測ヘルツシュプルング・ラッセル図、または特に色等級図 (CMD) と呼ばれることが多く、観測者によってよく使用されます。[ 7 ] 星団内など、星が同一の距離にあることがわかっている場合、縦軸が星の見かけの等級であるプロットで星団の星を記述するために色等級図がよく使用されます。星団のメンバーについては、その星団のすべての星について、見かけの等級と絶対等級の間に距離係数と呼ばれる単一の加算定数の差があると仮定されています。ヘルツシュプルングとローゼンベルクによる近隣の散開星団（ヒアデス星団やプレアデス星団など）の初期の研究により、最初のCMDが作成されました。これは、絶対等級が決定可能なすべての星のデータを収集したラッセルの影響力のある図の統合の数年前のことです。[ 3 ] [ 5 ]
この図の別の形式では、一方の軸に恒星の実効表面温度、もう一方の軸に恒星の光度をプロットし、ほぼ例外なく対数-対数グラフで表します。恒星の構造と進化に関する理論計算によって得られるグラフは、観測結果と一致します。このタイプの図は温度-光度図と呼ばれることもありますが、この用語はほとんど使われません。区別する場合、この形式は理論的なヘルツシュプルング-ラッセル図と呼ばれます。この形式のH-R図の特異な特徴は、温度が高温から低温へとプロットされていることであり、これにより、この形式のH-R図を観測形式と比較しやすくなります。
2種類の図は似ているものの、天文学者は両者を明確に区別している。この区別の理由は、一方から他方への正確な変換が容易ではないためである。有効温度と色を変換するには色温度関係式が必要であり、その式式を構築するのは困難である。色温度関係式は恒星の組成の関数であることが知られており、恒星の自転などの他の要因によっても影響を受ける可能性がある。光度または絶対ボロメトリック等級を見かけの等級または絶対視等級に変換する場合、ボロメトリック補正が必要となるが、これは色温度関係式と同じ情報源から得られる場合もあれば、そうでない場合もある。また、観測対象までの距離（すなわち距離係数）と、色（赤化）および見かけの等級（「消光」と呼ばれる効果）における星間減光の影響を知る必要もある。色歪み（赤化を含む）と消光（減光）は、周星塵が相当量存在する恒星でも顕著に現れる。恒星進化の理論的予測と観測結果を直接比較するという理想には、理論量と観測値との変換に伴う追加的な不確実性が伴う。
1970年代頃から、分光HR図またはキール図と呼ばれるヘルツシュプルング・ラッセル図の第3バージョンも存在します。これは、y軸に表面重力の対数（log g）、x軸に有効表面温度（Teff）を示します。分光HR図では、両方の軸が反転しており、表面重力と有効表面温度の両方が昇順ではなく降順で表示されます。表面重力と有効表面温度は、多くの場合、分光法、つまり恒星スペクトルの測定と分析によって取得されます。分光HR図のデータは、CMDや理論HR図でよく見られるものと必ずしもまったく同じ形状になるとは限りませんが、類似した特徴と形状を示します。[ 8 ]スペクトルを高解像度で測定するには、測光測定よりも多くのリソースが必要となるため、良好な測定スペクトルがない恒星については、この種の図を作成することはできません。
ほとんどの恒星は、図中の主系列と呼ばれる線に沿った領域を占めており、質量の小さい恒星は温度が低く光度の低い端に位置し、質量の大きい恒星は温度が高く光度の高い端に位置しています。恒星が主系列線上に位置する段階では、恒星は中心部で水素を核融合しています。主系列星よりも光度が高く、サイズも大きい低温の恒星の顕著なグループが存在します。これらは赤色巨星として知られており、不活性ヘリウム核の周囲で水素を核融合している恒星（赤色巨星分枝）、中心部でヘリウムを核融合している恒星（水平分枝）、そして大部分が不活性な核の周囲の殻でヘリウムと水素を核融合している恒星（漸近巨星分枝）が含まれます。赤色巨星は、準巨星が多数存在するヘルツシュプルングギャップによって主系列から分離されており、スペクトル型はA5からG0の間、絶対等級は+1から-3の間に位置しています。
HR図で区別されるその他の恒星群は、超巨星（光度が高いため目立つ、まれな進化段階にある大質量星）、白色矮星（非常に一般的だが光度が非常に低い）、褐色矮星（非常に低温で光度が非常に低い）です。RR Lyrae型変光星は、図の不安定帯と呼ばれる領域にある水平分枝星です。ケフェイド型変光星も不安定帯に位置し、光度はより高くなっています。
HR図は、星団や銀河が地球からどれくらい離れているかを科学者がおおよそ測定するために使用できます。これは、星団内の星の見かけの等級を、距離が既知の星（またはモデル星）の絶対等級と比較することによって行われます。次に、観測されたグループは、2つの主系列が重なるまで垂直方向にシフトされます。2つのグループを一致させるために埋められた等級の差は距離係数と呼ばれ、距離の直接的な尺度です（消光は無視します）。この手法は主系列フィッティングとして知られており、分光視差の一種です。主系列のターンオフだけでなく、赤色巨星の枝の先端も使用できます。[ 9 ] [ 10 ]
ESAのガイアミッションは、これまで知られていなかった、あるいは存在が疑われていたいくつかの特徴をこの図に示しました。M型矮星に現れる主系列のギャップを発見し、これは部分的に対流する核から完全に対流する核への遷移で説明されます。[ 11 ] [ 12 ]白色矮星の場合、この図にはいくつかの特徴が示されています。白色矮星の冷却シーケンスに続くこの図には2つの主要な集中が現れ、これは白色矮星の大気組成、特に水素優勢の大気とヘリウム優勢の大気で説明されます。[ 13 ] 3番目の集中は、白色矮星内部の核結晶化で説明されます。これによりエネルギーが放出され、白色矮星の冷却が遅れます。[ 14 ] [ 15 ]
この図を考察した天文学者たちは、これが恒星進化を示しているのではないかと推測した。主な説は、恒星は赤色巨星から矮星へと崩壊し、その後、その寿命の中で主系列に沿って下降していくというものだった。そのため、恒星はケルビン・ヘルムホルツ機構によって重力エネルギーを放射エネルギーに変換することでエネルギーを放出すると考えられていた。この機構に基づくと、太陽の年齢はわずか数千万年となり、地球はそれよりもはるかに古いという証拠を持っていた天文学者と生物学者や地質学者との間で、太陽系の年齢をめぐる論争が生じた。この論争は、恒星エネルギーの源が核融合であると特定された1930年代になってようやく解決された。
1912年にラッセルが王立天文学会の会合でこの図を発表した後、アーサー・エディントンはこれを恒星物理学のアイデアを発展させる基礎として使うことを思いついた。1926年に著書『星の内部構造』の中で、彼は星がこの図にどのように当てはまるかの物理学を説明した。[ 16 ]この論文は後に発見される核融合を先取りし、星のエネルギー源は水素がヘリウムに結合して莫大なエネルギーを放出することであると正しく提唱した。当時、星のエネルギー源はまだ不明であり、熱核エネルギーの存在は証明されておらず、星が主に水素で構成されている（金属量を参照）ことさえまだ発見されていなかったため、これは特に注目すべき直感的な飛躍であった。エディントンは、星の内部における放射エネルギー輸送の熱力学に焦点を当てることで、この問題を回避することに成功した。 [ 17 ]エディントンは、矮星は生涯のほとんどにおいて主系列上のほぼ静止した位置にとどまると予測した。1930年代と1940年代には、水素核融合の理解により、赤色巨星への進化に関する証拠に裏付けられた理論が生まれ、その後、残骸が爆発して白色矮星に崩壊する事例が推測された。超新星核合成という用語は、超新星前駆星の進化と爆発中に元素が生成される現象を説明するために使用され、これは1954年にフレッド・ホイルによって提唱された概念である。 [ 18 ]恒星過程の純粋な数学的量子力学と古典力学モデルにより、恒星系列として知られる既知の慣習的な経路をヘルツシュプルング・ラッセル図に注釈を付けることができる。より多くの星が分析され、数学モデルが検討されるにつれて、より稀で異常な例が追加され続けている。
最も測定しやすい量は色と等級なので、ほとんどの観測者は、HR 図ではなく、この図を「色等級図」または「CMD」と呼んでいます。
