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== Cenni storici ==

Agli inizi del [[XX secolo]] erano già disponibili numerose informazioni sulle proprietà delle stelle e sulle loro distanze dalla Terra. La scoperta che lo [[spettro atomico|spettro]] di ogni stella presentava delle [[linea spettrale|caratteristiche]] che permettevano di distinguere tra una stella e l'altra permise di sviluppare diversi [[classificazione stellare|sistemi classificativi]]; tra questi uno dei più importanti fu quello implementato da [[Annie Jump Cannon]] ed [[Edward Charles Pickering]] presso l'[[Harvard College Observatory]] che divenne noto come ''schema di Harvard'', in seguito alla sua pubblicazione negli ''Harvard Annals'' nel [[1901]].<ref>{{cita libro | autore=Malcolm S. Longair | anno=2006 | titolo=The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology | url=https://archive.org/details/cosmiccenturyhis0000long | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-47436-1 }}</ref>

[[File:HRDiagram.png|thumb|upright=1.3|Il diagramma di Hertzsprung-Russell dispone le stelle a seconda della loro [[luminosità (astronomia)|luminosità]] (o [[magnitudine assoluta]]) e del loro [[indice di colore]] (rappresentato come B-V). La sequenza principale è l'evidente banda diagonale che parte dall'alto a sinistra e finisce in basso a destra nel diagramma. Il diagramma in figura riporta la posizione di 22.000 [[stella|stelle]] tratte dal [[Catalogo Hipparcos]] e di 1.000 stelle di bassa luminosità ([[nana bianca|nane bianche]] e [[Nana rossa|nane rosse]]) tratte dal [[Catalogo Gliese]].]]

A [[Potsdam]], nel 1906, l'astronomo [[danimarca|danese]] [[Ejnar Hertzsprung]] notò che le stelle il cui colore tendeva maggiormente al rosso (classificate nei tipi K ed M dello schema di Harvard) potevano essere suddivise in due gruppi a seconda che queste fossero più o meno luminose del Sole; per distinguere i due gruppi, diede il nome di "[[stella gigante|giganti]]" alle più brillanti e "nane" alle meno luminose. L'anno successivo iniziò a studiare gli [[ammasso stellare|ammassi stellari]] (gruppi di stelle poste approssimativamente alla stessa distanza), pubblicando i primi grafici che mettevano a confronto il colore e la luminosità delle stelle che li costituivano; in questi grafici compariva un'evidente banda continua di stelle, cui Hertzsprung diede il nome di "sequenza principale".<ref name=brown>{{cita libro| autore= M. Laurie |curatore=L. Brown, B. Pippard, A. Pais | anno=1995 | titolo=Twentieth Century Physics | url= https://archive.org/details/twentiethcentury0002unse | editore=CRC Press | isbn=0-7503-0310-7 }}</ref> Una simile linea di ricerca era perseguita presso l'[[Università di Princeton]] da [[Henry Norris Russell]], che studiava le relazioni tra la classe spettrale di una stella e la sua luminosità effettiva considerando la distanza (ovvero, la [[magnitudine assoluta]]). A tale proposito si servì di un certo numero di stelle che possedevano dei valori affidabili della [[parallasse]] e che erano state categorizzate secondo lo schema di Harvard. Quando realizzò una rappresentazione grafica dei tipi spettrali di queste stelle raffrontati con la loro magnitudine assoluta, Russell scoprì che le "stelle nane" individuate da Hertzsprung seguivano una relazione distinta dagli altri tipi; questo consentì di predire la reale luminosità della stella con una ragionevole accuratezza.<ref name=obs36>{{cita pubblicazione| autore=H. N. Russell | titolo="Giant" and "dwarf" stars | rivista=The Observatory | anno=1913 | volume=36 | pp=324–329 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1913Obs....36..324R | accesso=21 gennaio 2012 }}</ref>

Le stelle rosse di sequenza principale osservate da Hertzsprung rispettavano la relazione spettro-luminosità scoperta da Russell. Tuttavia le giganti erano molto più luminose delle stelle nane e quindi non rispettavano tale relazione. Russell ipotizzò che le stelle giganti avessero una bassa densità o una grande superficie radiante, mentre il contrario era vero per le stelle nane<ref name=obs36/>.

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Nel [[1933]] [[Bengt Strömgren]] coniò il termine ''diagramma Hertzsprung-Russell'' per denotare il diagramma spettro-luminosità<ref name=zfa7>{{cita pubblicazione | cognome=Strömgren | nome=Bengt | titolo=On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram | rivista=Zeitschrift für Astrophysik | anno=1933 | volume=7 | pp=222–248 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1933ZA......7..222S|accesso= 24 novembre 2011 }}</ref>. Questo nome derivava dal fatto che Hertzsprung e Russell avevano compiuto ricerche parallele sullo stesso problema nei primi anni del Novecento<ref name=brown/>.

I modelli di evoluzione stellare proposti intorno agli [[Anni 1930|anni trenta]] del novecento prevedevano che, per le stelle di composizione chimica simile, vi fosse una relazione fra la massa stellare, la sua luminosità e il suo [[raggio (astronomia)|raggio]]. Questa relazione venne enunciata nel [[teorema Vogt-Russell]], così chiamato in onore dei suoi scopritori Heinrich Vogt e Henry Norris Russell. Tale teorema afferma che una volta che sia nota la composizione chimica di una stella e la sua posizione nella sequenza principale è possibile ricavare il raggio e la massa della stella (tuttavia, fu scoperto successivamente che il teorema non si applica alle stelle che hanno composizione chimica non uniforme)<ref name=schatzman33>{{cita libro | nome=Evry L. | cognome=Schatzman | anno=1993 | coautori=Praderie, Francoise | titolo=The Stars | url=https://archive.org/details/stars0000scha | pagine=96–97 | editore=Springer | ISBN=3-540-54196-9 }}</ref>.

Uno schema perfezionato di [[classificazione stellare]] fu pubblicato nel [[1943]] da [[William W. Morgan|W. W. Morgan]] and P. C. Keenan<ref name=keenan_morgan43>{{cita libro | nome=W. W. | cognome=Morgan | coautori=Keenan, P. C.; Kellman, E. | anno=1943 | titolo=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification | editore=The University of Chicago press | città=Chicago, Illinois | url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/MK_contents.html | accesso=24 novembre 2011 }}</ref>. La [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione MK]] assegna ad ogni stella una classe spettrale (basata sullo schema di Harvard) e una classe di luminosità. Lo schema di Harvard assegnava a ogni stella una lettera dell'alfabeto sulla base della forza delle [[Linea spettrale|linee spettrali]] dell'[[idrogeno]] che lo spettro della stella presentava. Ciò era stato fatto quando ancora la relazione fra lo spettro e la temperatura non era nota. Quando le stelle furono ordinate per temperatura e quando alcuni doppioni fra le classi furono rimossi, le [[classi spettrali]] furono ordinate secondo una temperatura decrescente a formare la sequenza O, B, A, F, G, K e M (In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"; ''Oh, sii una ragazza/un ragazzo gentile, baciami''). Le classi O e B corrispondevano ai colori blu e azzurri, mentre le classi K e M ai colori arancio-rossi. Le classi intermedie ai colori bianco (classe A) e giallo (classe G), mentre la classe F presentava un colore intermedio fra i due. Le classi di luminosità variavano da I fino a V, in ordine di luminosità decrescente. Le stelle di luminosità V corrispondevano a quelle di sequenza principale<ref name=tnc>{{cita libro | nome=Albrecht | cognome=Unsöld | anno=1969 | titolo=The New Cosmos | pagine=268 | editore=Springer-Verlag New York Inc | ISBN=0-387-90886-2 }}</ref>.

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== Struttura ==

{{vedi anche|Struttura stellare}}

Poiché c'è una differenza di temperatura fra il nucleo e la superficie di una stella (o [[fotosfera]]), l'energia prodotta nel nucleo viene trasferita in superficie. Questo trasferimento avviene in due modi: per [[irraggiamento]] e per [[convezione]]. Si chiamano ''[[zona radiativa|zone radiative]]'' le parti della stella in cui l'energia viene trasferita per irraggiamento e ''[[zona convettiva|zone convettive]]'' quelle in cui l'energia viene trasferita tramite convezione. Nelle zone radiative ci sono pochi movimenti di [[Fisica del plasma|plasma]] e l'energia viene trasportata per mezzo di [[Radiazione elettromagnetica|onde elettromagnetiche]]; viceversa, nelle zone convettive l'energia viene trasportata mediante movimenti di plasma e in particolare con l'ascesa del materiale caldo e la discesa del materiale più freddo. La convezione è un meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia rispetto alla radiazione, ma può operare solo quando è presente un elevato [[gradiente di temperatura]]<ref name=brainerd/><ref name=aller91>{{cita libro | nome=Lawrence H. | cognome=Aller | anno=1991 | titolo=Atoms, Stars, and Nebulae | url=https://archive.org/details/atomsstarsnebula0000alle_3rded | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-31040-7 }}</ref>.

[[File:Estrellatipos.png|thumb|left|upright=1.5|La struttura interna di alcune stelle in relazione alla loro massa; le curve rappresentano la [[zona convettiva]], le linee spezzate la [[zona radiativa]].]]

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* {{cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |pagine= pagine 147|isbn=0-486-21099-5|lingua=en}}

* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= Rizzoli–BUR| città= Milano | anno= 2000| isbn= 88-17-25907-1}}

* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}

* {{Cita libro| cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002|cid=L'universo}}

* {{cita libro | cognome= Hack| nome= M. | wkautore= Margherita Hack | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004| isbn= 88-8274-912-6}}