Херцшпрунг-Раселов дијаграм: Разлика помеѓу преработките

Дијаграмот овозможува (можеби не секогаш точно) да се пронајде апсолутната големина по ѕвездената класа. Особено за ѕвездените класи од О-F. За подоцнежните класи се јавува потребата да се направи избор меѓу џиновите и џуџињата. И покрај тоа, определувањето на разликите на интензивноста на некои линии дозволуваат уверено да се направи тој избор.<ref>„Информатор за љубителите на астрономијата“, четврто идание, 1971, стр.131-132, Едиториал УРСС (ISBN 5-8360-0303-3)</ref>

Оригиналниот дијаграм ја изложува [[спектрална класификација|спектралната класификација]] на ѕвездите на хоризонталната оска, а [[апсолутна ѕвездена величина|апсолутната магнитудавеличина]] на вертикалната оска. Првата големина (т.н.спектрален вид) е тешко јасно да се детерминира и поради тоа често е преместена си [[B-V боја|B-V индексот на бои]] на ѕвездите. Овој вид на дијаграм е наречен Херцшпрунг-Раселов дијаграм, или обоено-магнитуденобоеновеличински дијаграм и често се користи од страна на истражувачите. И покрај тоа обоено-магнитудниотобоеновеличинскиот дијаграм се користи во некои случаи да се опише дејството со вертикалнта оска, со влијание на [[привидна магнитудаѕвездена величина|привидната]], отколку апсолутната магнитудавеличина.

Дијаграмот покажува најмногу ѕвезди спротивно од т.н. [[главна низа]], кои од О-ѕвездите со апсолутна магнитудавеличина од околу −6 до М-ѕвездите со апсолутна магнитудавеличина од 9–16. Ѕвездите од главната низа ја сочинуваат светлосната класа V.

Покрај тоа, дадена е и втората разбирлива низа, во која се дадени ѕвездите класифицирани од G0 до M, кои имаат апсолутна магнитудавеличина од 0. Ѕвездите во оваа низа, во споредба со ѕвездите од главната низа со иста ѕвездена класификација (иста температура и светлост на површината) имаат голема апсолуртна магнитудавеличина и посветла површина. Тие исто така имаат поголем дијаметар од ѕвездите во главната линија и стануваат [[Ѕвезда џин|ѕвезди џинови]]. Тие ја сочинуваат т.н. [[низа на џинови]]. Ѕвездовите во линијата на џинови ја сочинуваат светлосната класа III.

Под главната низа се наоѓа подрачјето на [[Ѕвезда џуџе|ѕвезди џуџиња]] со магнидтуда околу 1–3 помалку од ѕвездите во главната низа. Како изолирано подрачје во ѕвездената класификација од B до G е групата на [[Бело џуџе|џели џуџиња]] со магнитудавеличина околу 8–12 помала од ѕвездите во главната низа и многу помал дијаметар.

Многу од ѕвездите го заземаат регионот во дијаграмот наречен [[главна низа]]. За време на таа фаза, ѕвездите [[протон-протонски циклус|фузираат водород]] во нивните јадра. Следната концентрација на ѕвезди е на [[хоризонтална линија|хоризонталната линија]] ([[хелиумска фузија]] во јадрото и [[протон-протонски циклус|горење на водородот]] околу кората на јадрото). Друго важно подрачје е [[Херцшпрунгов јаз|Херцшпрунговиот јаз]], сместен во регионот меѓу [[ѕвездена класификација|ѕвездените видови]] A5 и G0 и меѓу +1 и −3 [[апсолутна магнитудаѕвездена величина|апсолутна величина]] (меѓу врвот на [[главна низа|главната низа]] и [[Ѕвезда џин|џиновите]] на [[хоризонтална линија|хоризонталната линија]]). [[Ѕвезда RR Lyrae|RR Lyrae]] може да се најдат лево од јазот. [[Цефеида|Цефеидите]] се сместени во горниот дел од секцијата на [[несигурна линија]].

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм може да се користи од страна на научниците и да се измери одалеченоста на [[ѕвездено јато|ѕвезденото јато]] од Земјата. Ова може да се направи со споредба на јасни магнитудивеличина на ѕвезди во јатото до апсолутната магнитудавеличина на ѕвезди со позната одалеченост (моделни ѕвезди). Откриената група, тогаш се поместува во вертикалната насока, додека главните две низи не вкрстат. Разликата во магнитудатавеличината, којашто беше преместена за да дојде до вкрстување на двете групи се нарекува [[апсолутна магнитуда]]величина и е директнонепосредно измерена за одалеченоста. Оваа техника е позната како ''приспособување на главната низа'', или збунувачки ''спектроскопски паралакс''.

Таму ѕвездените типови се поврзани со [[температура]]та. Х-Р дијаграмот може да се нарече и температурно-магнитудентемпературновеличински дијаграм.

Наместо за класификација на ѕвездите, [[индекс на бои|индексот на бои]] на ѕвездите може да послужи како мерка за нејзината температура. Ако не се познава одалеченоста на ѕвездата или [[ѕвездено јато|ѕвезденото јато]], тогаш може [[привидна магнитудаѕвездена величина|привидната магнитудавеличина]] да се искористи, како клучен фактор за одредување на псолутнатаапсолутната магнитудавеличина. Наместо Херцшпрунг-Раселов дијаграм, тоа се нарекува [[обоено-магнитуденобоенвеличински дијаграм]]. И двата дијаграма еден по друг верно ја прикажуваат одалеченоста на ѕвезденото јато.