El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) va permetre entendre que la posició d'una estrella en aquesta representació tenia significat físic. L'observació de cúmuls d'estrelles, en què totes tenen la mateixa edat, va contribuir a bastir aquesta conclusió, en una preciosa conjunció de diferents camps de la física, des de la mecànica a la física de partícules, passant per la termodinàmica i l'electromagnetisme.

En els cúmuls globulars s'hi poden trobar desenes o centenars de milers d'estrelles. Entre elles n'hi ha que són binàries, ço és, orbiten una entorn de l'altra. Els períodes orbitals, observables mitjançant les posicions relatives entre elles, o també els canvis en la seua brillantor causats per les ocultacions, si l'òrbita és aproximadament coplanària a la línia de visió, permeten aplicar les lleis de Kepler i calcular-ne les masses.

A més, com que totes les estrelles del cúmul estan a la mateixa distància, la conversió entre la seua magnitud aparent i la seua magnitud absoluta és la mateixa i se'n poden fer diagrames HR amb facilitat.

Un ingredient més va ser l'aportació dels treballs desenvolupats per Kirchhoff, Rayleigh, Jeans o Planck sobre les propietats termodinàmiques d'allò que s'anomena 'cos negre' –un concepte teòric d'un cos que absorbeix tota la radiació que rep. Les observacions fetes als laboratoris indicaven que un cos en equilibri termodinàmic emet com un cos negre i que el seu espectre –distribució energètica– d'emissió depèn de la seua temperatura. Això era aplicable a les estrelles, atès que se n'havien obtingut espectres, i aquests responien a eixa distribució. Aquest corpus teòric no només obria la porta d'esbrinar la temperatura equivalent a la brillantor intrínseca de les estrelles, sinó també fer-ne estimacions de la grandària.

Tota aquesta suma dels desenvolupaments en diferents camps va permetre començar a associar les diferents propietats físiques de les estrelles a la seua posició al diagrama de Hertzsprung-Russell. I això va conduir a les primeres deduccions sobre les condicions en què es troba cadascuna. Per exemple, les estrelles que se separen de la seqüència principal cap a la dreta del diagrama, són més roges, més grans i més fredes.

En paral·lel, el segle XIX i principis del XX va viure un debat sobre la font d'energia de les estrelles, amb hipòtesis que van anar des de la col·lisió continuada de meteors sobre la seua superfície, proposada per Julius Mayer, a la contracció de l'esfera de gas com font d'energia, proposada per H. von Helmholtz. Tanmateix, l'organització de les estrelles en el diagrama HR indicava que la seua font d'energia no podia ser exterior, sinó que havia de provindre del seu interior.

Arthur S. Eddington va pensar que aquesta font d'energia havia de ser suficient per a sostenir tota la massa de les estrelles i evitar-ne el col·lapse, cosa que li va permetre estimar la temperatura interior del sol en desenes de milions de graus Kelvin. A més, en adonar-se que la massa del nucli d'heli és menor que la de la suma directa de les masses dels nuclis d'hidrogen, va especular amb la possibilitat que la font d'energia al nucli de les estrelles fora la fusió de nuclis d'hidrogen. En eixe procés es generaria l'energia equivalent a la diferència entre aquestes masses.

Els desenvolupaments dels anys vint i trenta del segle XX van permetre Hans Bethe mostrar teòricament precisament aquesta. Tal com explicarem més endavant, es va demostrar que Bethe va ser qui la va encertar de ple, motiu pel que li van concedir el premi Nobel de Física l'any 1967.

Amb el desenvolupament de les tècniques per estudiar les propietats i la intensitat de la llum, i mesurar les distàncies a les estrelles, el començament del segle XX va viure la gestació d'un resultat fonamental: el diagrama de Hertzsprung-Russell. Ejnar Hertzsprung primer i Henry N. Russell poc després, van publicar els seus resultats i van posar la llavor de la comprensió de la vida de les estrelles.

El diagrama va ser generat amb una combinació d'allò que hem explicat en les entrades anteriors: per una banda, mesures d'intensitat de la llum, magnituds, en les bandes del blau i el verd i, per l'altra, mesures de distància per obtenir-ne la lluminositat intrínseca o magnitud absoluta.

Hertzsrpung i Russell van fer servir mesures de la paral·laxi d'estreles, així com la informació espectral, en alguns casos obtingudes d'altres astrònoms com Jacobus Kapteyn en el cas de les paral·laxis o d'Antonia Maury en el cas dels espectres. La novetat va ser combinar aquestes informacions per derivar estimacions de la magnitud (lluminositat) intrínseca de les estrelles –tal com hem explicat en les entrades anteriors, representant el tipus espectral de l'estrella enfront de la seua magnitud. El tipus espectral ens dóna un índex de color, amb la lletra B indicant una estrella blava, amb una transició cap al roig que acaba en l'índex N (vegeu la figura). Més tard es va establir una relació directa entre el color de l'estrella i la temperatura de la seua superfície, com ja explicarem.

Per fer diagrames d'aquest tipus de manera senzilla, tot evitant haver de mesurar distàncies a moltes estrelles, també van fer servir cúmuls d'estrelles en què totes les seues components es troben a la mateixa distància – aproximadament. Així, una sola mesura de distància basta per a tot el cúmul, i la relació entre les magnituds aparents i les absolutes és la mateixa.

Tots dos es van adonar que si representaven aquesta magnitud absoluta de les estrelles enfront de la seua diferència de magnitud en les bandes blava i verda, la major part de les estrelles, un 90%, queien en una mateixa franja.

I vet ací un dels detalls més significatius de la cosa, i mostra clara de com es treballa en Astrofísica i Cosmologia: si el 90% de les estrelles observades es troba en eixa franja, tenint en compte que no hi ha cap criteri de selecció a priori dels objectes en la mostra, això ha de voler dir que les estrelles passen el 90% de les seues existències en aquesta franja del diagrama!

Amb un resultat observacional que ens condueix a la conclusió anterior, el següent pas és preguntar-se perquè passa això i, a més, que fa que un 10% de les estrelles no estiga en aquesta franja, sinó aparentment escampada pel gràfic.

Ara, en una associació pelegrina d'idees, recorde que fins a arribar al batxillerat, tenia dubtes sobre si estudiar Història, o Física, per fer Astrofísica. Amb el temps, em vaig adonar que en molts aspectes l'Astrofísica s'assembla a l'Arqueologia, atès que s'han de fer deduccions raonables partint d'observacions i evidències que poden ser de tot excepte evidents. Després, òbviament, aquestes deduccions han de ser contrastades amb noves observacions i posades a prova. En ciència res no és pres per cert per sempre, per molt raonable o satisfactori que semble als nostres ulls, psicologia o cultura.

Ah, disculpeu, sobre els perquès de les posicions de les estrelles en el diagrama en parlarem un altre dia... Només afegir que la franja s'anomena seqüència principal.