Херцшпрунг-Раселов дијаграм: Разлика помеѓу преработките

Покрај тоа, дадена е и втората разбирлива низа, во која се дадени ѕвездите класифицирани од G0 до M, кои имаат апсолутна величина 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 величина и посветла површина. Тие исто така имаат поголем дијаметар од ѕвездите во главната линија и стануваат [[Ѕвездаџиновска џинѕвезда|џиновски ѕвезди џинови]]. Тие ја сочинуваат т.н. [[низа на џинови]]. Ѕвездовите во линијата на џиновиџиновски ѕвезди ја сочинуваат светлосната класа III.

Меѓу главната низа и низата на џиновиџиновски ѕвезди се наоѓаат ретките [[субџиновисубџин]]ови со светлосната класа IV. Нивниот дијаметар е подолг од ѕвездите од главната низа а пократок од ѕвездите од низата на џинови.

Околу густо заземената главна низа и низата на џинови сместено е подрачјето на [[светол џин|светли џинови]] со светлосна класа II како и [[хиперџин|хиперџиновите]]овите со светлосна класа I. Овие подрачја се потесни, но рамномерно поплнети.

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 ѕвездена величина|апсолутна величина]] (меѓу врвот на [[главна низа|главната низа]] и [[Ѕвездаџиновска џинѕвезда|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]].

Изучувањето на дијаграмот ги водело астрономите до шпекулациите дека тој можеби претставува ѕвездена еволуција, главно убедување според кое ѕвездите од црвени џинвиџинови стануваат кафеави џуџиња, поместувајќи се надолу по линијата од главната низа, во движење на нивниот животен век. И покрај тоа, следната Раселова презентација на дијаграмот на средбата со [[Кралско астрономско друштво|Кралското астрономско друштво]] во 1912, [[Артур Едингтон]] бил инспириран да го искористи како снова за развивање на идеите на [[ѕвездена физика|ѕвездената физика]] (Портер, 2003). Во 1936, во неговата книга ''Внатрешен состав на ѕвездите'', тој со помош на физиката објаснува како ѕвездите се распоредени во дијаграмот. Ова бил еден навистина значаен развој, бидејќи во тоа време големиот проблем на ѕвездената теорија, изворот на ѕвездената енергија не бил решен. [[нуклеарна фузија|Термонуклеарната енргија]], па дури и дека ѕвездите во најголем делсодржат [[водород]] (видете [[металичност]]} сѐ уште треба да бидат откриени. Едингтон водел до пренасочување на овој проблем во [[термодинамика]]та на [[топлинско зрачење|радиоактивниот пренос]] на енергија во внатрешноста на ѕвездите (Смит, 1995). Едингтон предвидел дека ѕвездите џуџиња остануваат во суштински неподвижна позиција во главната низа за најголем дел од нивните животи. Во 1930-тите и 1940-тите, со сфаќање на фузијата на водородот, се појавила теоријата за еволуција на ѕвездите до црвени џинови и бели џуџиња, која во основа е базирана врз физиката. Од ова време, проучувањата на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм не доведуваат до такви развивања, но едиствено дозволуваат ѕвездената еволуција да биде графички претставена.

* {{цитиранонаведено списание

| format = AbstractИзвадок }}

* {{цитирананаведена книга

* {{цитиранонаведено списание

* {{цитирананаведена книга