Main sequence

Main sequence

Pro závodního koně, viz hlavní sekvence (kůň) . Hertzsprung-Russell diagram vyneseny hodnoty svítivosti (nebo absolutní hodnotu ) hvězdy proti jeho barevného indexu (reprezentován jako B-V). Hlavní sekvence je viditelná jako výrazný diagonální pás, který běží z levého horního rohu do pravého dolního rohu. Tento graf ukazuje 22 000 hvězd z katalogu Hipparcos spolu s 1 000 hvězdami s nízkou svítivostí (červení a bílí trpaslíci) z katalogu blízkých hvězd Gliese .Vznik hvězdTřídy objektů

• Mezihvězdné médium
• Molekulární mrak
• Bokova globule
• Temná mlhovina
• Mladý hvězdný objekt
• Protostar
• Hvězda před hlavní sekvencí
• Hvězda T Tauri
• Herbig Ae/Be hvězda
• Herbig-Haro objekt

Teoretické pojmy

• Navýšení
• Počáteční hmotnostní funkce
• Nestabilita džínů
• Kelvinův-Helmholtzův mechanismus
• Nebulární hypotéza
• Planetární migrace

V astronomii je hlavní sekvencí souvislý a výrazný pás hvězd, který se objevuje na grafech hvězdné barvy versus jasnosti . Tyto grafy velikosti barev jsou známé jako Hertzsprung-Russell diagramy podle jejich spoluvývojářů , Ejnara Hertzsprunga a Henryho Norrise Russella . Hvězdy na tomto pásmu jsou známé jako hvězdy hlavní sekvence nebo trpasličí hvězdy . Jedná se o nejpočetnější skutečné hvězdy ve vesmíru a zahrnují i Slunce Země .

Po kondenzaci a zapálení hvězdy, vytváří tepelnou energii v husté oblasti jádra prostřednictvím jaderné fúze z vodíku do hélia . Během této fáze života hvězdy se nachází v hlavní posloupnosti v poloze určené především její hmotností, ale také na základě jejího chemického složení a stáří. Jádra hvězd hlavní posloupnosti jsou v hydrostatické rovnováze , kde vnější tepelný tlak z horkého jádra je vyvážen vnitřním tlakem gravitačního kolapsu.z nadložních vrstev. Silná závislost rychlosti výroby energie na teplotě a tlaku pomáhá udržovat tuto rovnováhu. Energie generovaná v jádru se dostává na povrch a je vyzařována pryč ve fotosféře . Energie je přenášena buď zářením nebo konvekcí , přičemž konvekce se vyskytuje v oblastech se strmějšími teplotními gradienty, vyšší neprůhledností nebo obojím.

Hlavní sekvence je někdy rozdělena na horní a spodní část, na základě dominantního procesu, který hvězda používá k výrobě energie. Hvězdy o hmotnosti nižší než 1,5násobek hmotnosti Slunce (1,5 M ) primárně spojují atomy vodíku dohromady v sérii fází za vzniku hélia, což je sekvence nazývaná proton-protonový řetězec . Nad touto hmotností, v horní hlavní sekvenci, proces jaderné fúze využívá hlavně atomy uhlíku , dusíku a kyslíku jako prostředníky v cyklu CNO.která vyrábí helium z atomů vodíku. Hvězdy hlavní posloupnosti s více než dvěma hmotnostmi Slunce procházejí ve svých oblastech jádra konvekcí, která působí tak, že rozvíří nově vytvořené helium a udržuje podíl paliva potřebného pro uskutečnění fúze. Pod touto hmotou mají hvězdy jádra, která jsou zcela zářivá s konvektivními zónami blízko povrchu. S klesající hvězdnou hmotou se podíl hvězdy tvořící konvektivní obálku neustále zvyšuje. Hvězdy hlavní posloupnosti pod 0,4 M podléhají konvekci v celé své hmotě. Když nedojde ke konvekci jádra, vyvine se jádro bohaté na helium obklopené vnější vrstvou vodíku.

Obecně platí, že čím hmotnější hvězda je, tím kratší je její životnost v hlavní posloupnosti. Po spotřebování vodíkového paliva v jádře se hvězda vyvine z hlavní posloupnosti na HR diagramu do veleobra , červeného obra nebo přímo do bílého trpaslíka .

Historie

Žhavé a zářivé hvězdy hlavní posloupnosti typu O v oblastech vzniku hvězd . To jsou všechny oblasti tvorby hvězd, které obsahují mnoho horkých mladých hvězd včetně několika jasných hvězd spektrálního typu O.

Na počátku 20. století se informace o typech a vzdálenostech hvězd staly dostupnějšími. Ukázalo se, že spektra hvězd mají charakteristické rysy, které jim umožnily kategorizovat. Annie Jump Cannon a Edward C. Pickering na Harvard College Observatory vyvinuli metodu kategorizace, která se stala známou jako Harvardské klasifikační schéma , publikované v Harvard Annals v roce 1901.

V Postupimi v roce 1906 si dánský astronom Ejnar Hertzsprung všiml, že nejčervenější hvězdy - klasifikované jako K a M v Harvardském schématu - lze rozdělit do dvou odlišných skupin. Tyto hvězdy jsou buď mnohem jasnější než Slunce, nebo mnohem slabší. Aby tyto skupiny odlišil, nazval je "obří" a "trpasličí" hvězdy. Následující rok začal studovat hvězdokupy ; velká seskupení hvězd, které jsou umístěny v přibližně stejné vzdálenosti. Publikoval první grafy barvy versus svítivost pro tyto hvězdy. Tyto grafy ukazovaly prominentní a nepřetržitou sekvenci hvězd, kterou nazval Hlavní posloupnost.

Na Princeton University , Henry Norris Russell následoval podobný průběh výzkumu. Studoval vztah mezi spektrální klasifikací hvězd a jejich skutečnou jasností korigovanou na vzdálenost - jejich absolutní velikost . Pro tento účel použil soubor hvězd, které měly spolehlivé paralaxy a z nichž mnohé byly kategorizovány na Harvardu. Když zakreslil spektrální typy těchto hvězd proti jejich absolutní velikosti, zjistil, že trpasličí hvězdy mají odlišný vztah. To umožnilo předpovědět skutečnou jasnost trpasličí hvězdy s rozumnou přesností.

Z červených hvězd pozorovaných Hertzsprungem, trpasličí hvězdy také sledovaly vztah spektra a svítivosti objevený Russellem. Obří hvězdy jsou však mnohem jasnější než trpaslíci, a proto nemají stejný vztah. Russell navrhl, že "obří hvězdy musí mít nízkou hustotu nebo velkou povrchovou jasnost a opak je pravdou u trpasličích hvězd". Stejná křivka také ukázala, že bylo velmi málo slabých bílých hvězd.

V roce 1933 zavedl Bengt Strömgren termín Hertzsprung-Russellův diagram k označení diagramu svítivosti-spektrální třídy.Tento název odrážel paralelní vývoj této techniky Hertzsprungem a Russellem na začátku století.

Jak byly ve 30. letech vyvíjeny evoluční modely hvězd, ukázalo se, že pro hvězdy jednotného chemického složení existuje vztah mezi hmotností hvězdy a její svítivostí a poloměrem. To znamená, že pro danou hmotnost a složení existuje unikátní řešení pro určení poloměru a svítivosti hvězdy. Toto stalo se známé jako Vogt-Russell teorém ; pojmenované po Heinrichu Vogtovi a Henry Norris Russell. Podle této věty, když je známé chemické složení hvězdy a její poloha na hlavní posloupnosti, je známa i hmotnost a poloměr hvězdy. (Následně však bylo zjištěno, že věta se pro hvězdy nerovnoměrného složení poněkud rozpadá.)

Vylepšené schéma klasifikace hvězd publikovali v roce 1943 William Wilson Morgan a Philip Childs Keenan .Klasifikace MK přiřadila každé hvězdě spektrální typ - na základě Harvardské klasifikace - a třídu svítivosti. Harvardská klasifikace byla vyvinuta přiřazením jiného písmene každé hvězdě na základě síly vodíkové spektrální čáry, než byl znám vztah mezi spektry a teplotou. Po seřazení podle teploty a po odstranění duplicitních tříd následovaly spektrální typy hvězd, v pořadí s klesající teplotou s barvami od modré po červenou, sekvence O, B, A, F, G, K a M. mnemotechnická pomůckapro zapamatování této sekvence hvězdných tříd je "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me".) Třída svítivosti se pohybovala od I do V, v pořadí klesající svítivosti. Hvězdy V. třídy svítivosti patřily do hlavní posloupnosti.

V dubnu 2018 astronomové oznámili detekci nejvzdálenější "obyčejné" (tj. hlavní posloupnosti) hvězdy , pojmenované Icarus (formálně MACS J1149 Lensed Star 1 ), ve vzdálenosti 9 miliard světelných let od Země.

Vznik a evoluce

Hlavní články: Vznik hvězd , Protostar , Hvězda před hlavní sekvencí a Evoluce hvězd § Hlavní sekvence

Když protostar je tvořen z rozpadu jednoho obřího molekulárního oblaku plynu a prachu v místní mezihvězdném , počáteční kompozice je homogenní v celém, skládající se z přibližně 70% vodíku, 28% hélia a stopové množství jiných prvků, hmot. Počáteční hmotnost hvězdy závisí na místních podmínkách v rámci oblaku. (Rozložení hmoty nově vzniklých hvězd je popsáno empiricky pomocí funkce počáteční hmotnosti .) Během počátečního kolapsu se tato hvězda před hlavní posloupnostígeneruje energii gravitační kontrakcí. Jakmile jsou hvězdy dostatečně husté, začnou přeměňovat vodík na helium a uvolňovat energii prostřednictvím procesu exotermické jaderné fúze.

Když se jaderná fúze vodíku stane dominantním procesem výroby energie a přebytečná energie získaná gravitační kontrakcí byla ztracena, hvězda leží podél křivky na Hertzsprung-Russellově diagramu (neboli HR diagramu), který se nazývá standardní hlavní posloupnost. Astronomové někdy označují tuto fázi jako "hlavní sekvenci nulového věku" nebo ZAMS. Křivku ZAMS lze vypočítat pomocí počítačových modelů hvězdných vlastností v bodě, kdy hvězdy začínají vodíkovou fúzi. Od tohoto bodu se jas a povrchová teplota hvězd s věkem obvykle zvyšují.

Hvězda zůstává blízko své počáteční pozice na hlavní posloupnosti, dokud se nespotřebuje značné množství vodíku v jádře, a poté se začne vyvíjet ve svítivější hvězdu. (Na HR diagramu se vyvíjející se hvězda pohybuje nahoru a napravo od hlavní posloupnosti.) Hlavní posloupnost tedy představuje primární fázi spalování vodíku během života hvězdy.

Vlastnosti

Většina hvězd na typickém HR diagramu leží podél křivky hlavní posloupnosti. Tato čára je výrazná, protože jak spektrální typ, tak svítivost závisí pouze na hmotnosti hvězdy, alespoň na aproximaci nultého řádu , pokud fúzuje vodík ve svém jádru - a to je to, co téměř všechny hvězdy tráví většinu svého " aktivní" životy.

Teplota hvězdy určuje její spektrální typ prostřednictvím jejího vlivu na fyzikální vlastnosti plazmatu v její fotosféře . Emise energie hvězdy jako funkce vlnové délky je ovlivněna jak její teplotou, tak složením. Klíčovým ukazatelem tohoto rozložení energie je barevný index , B − V , který pomocí filtrů měří velikost hvězdy v modrém ( B ) a zelenožlutém ( V ) světle. Tento rozdíl ve velikosti poskytuje míru teploty hvězdy.

Trpasličí terminologie

Hvězdy hlavní posloupnosti se nazývají trpasličí hvězdy, ale tato terminologie je částečně historická a může být poněkud matoucí. U chladnějších hvězd jsou trpaslíci, jako jsou červení trpaslíci , oranžoví trpaslíci a žlutí trpaslíci, skutečně mnohem menší a slabší než jiné hvězdy těchto barev. U teplejších modrých a bílých hvězd se však rozdíl ve velikosti a jasnosti mezi takzvanými "trpasličími" hvězdami, které jsou v hlavní posloupnosti, a takzvanými "obřími" hvězdami, které nejsou, zmenšuje. U nejžhavějších hvězd není rozdíl přímo pozorovatelný a u těchto hvězd se termíny "trpaslík" a "obr" vztahují k rozdílům ve spektrálních čarách.které indikují, zda je hvězda zapnutá nebo mimo hlavní sekvenci. Přesto se velmi horké hvězdy hlavní posloupnosti stále někdy nazývají trpaslíci, i když mají zhruba stejnou velikost a jas jako "obří" hvězdy dané teploty.

Běžné použití "trpaslíka" ve významu hlavní posloupnosti je matoucí jiným způsobem, protože existují trpasličí hvězdy, které nejsou hvězdami hlavní posloupnosti. Například bílý trpaslík je mrtvé jádro, které zbylo poté, co hvězda shodila své vnější vrstvy, a je mnohem menší než hvězda hlavní posloupnosti, zhruba o velikosti Země . Ty představují konečnou evoluční fázi mnoha hvězd hlavní posloupnosti.

Parametry

Porovnání hvězd hlavní sekvence každé spektrální třídy

Tím, že hvězdu považujeme za idealizovaný energetický zářič známý jako černé těleso , lze svítivost L a poloměr R vztáhnout k efektivní teplotě T eff podle Stefanova-Boltzmannova zákona :

kde σ je Stefanova-Boltzmannova konstanta . Vzhledem k tomu, že poloha hvězdy na HR diagramu ukazuje její přibližnou svítivost, lze tento vztah použít k odhadu jejího poloměru.

Hmotnost, poloměr a svítivost hvězdy jsou úzce propojeny a jejich příslušné hodnoty lze aproximovat třemi vztahy. První je Stefanův-Boltzmannův zákon, který dává do souvislosti svítivost L , poloměr R a povrchovou teplotu T eff . Druhým je vztah hmotnost-svítivost , který dává do souvislosti svítivost L a hmotnost M . Konečně, vztah mezi M a R je blízký lineární. Poměr M až R se zvyšuje o faktor pouze tři nad 2,5 řády z M. Tento vztah je zhruba úměrný vnitřní teplotě hvězdy T I a jeho extrémně pomalý nárůst odráží skutečnost, že rychlost tvorby energie v jádře silně závisí na této teplotě, zatímco musí odpovídat vztahu hmotnost-svítivost. Příliš vysoká nebo příliš nízká teplota tedy bude mít za následek hvězdnou nestabilitu.

Lepší aproximace je vzít ε = L / M , míra energie generace na jednotku hmotnosti, jako ε je úměrná T I 15 , kde T I je teplota jádra. To je vhodné pro hvězdy alespoň tak hmotné jako Slunce, které vykazují cyklus CNO , a dává lepší shodu R ∝ M 0,78 .

Ukázkové parametry

Níže uvedená tabulka ukazuje typické hodnoty pro hvězdy podél hlavní sekvence. Hodnoty svítivosti ( L ), poloměru ( R ) a hmotnosti ( M ) jsou relativní ke Slunci - trpasličí hvězdě se spektrální klasifikací G2 V. Skutečné hodnoty pro hvězdu se mohou lišit až o 20-30 %. z níže uvedených hodnot.

Výroba energie

Viz také: Hvězdná nukleosyntéza Logaritmus relativního energetického výdeje (ε) proton-protonových (PP), CNO a Triple-α fúzních procesů při různých teplotách (T). Přerušovaná čára ukazuje kombinovanou výrobu energie v procesech PP a CNO v rámci hvězdy. Při teplotě jádra Slunce je proces PP efektivnější.

Všechny hvězdy hlavní posloupnosti mají oblast jádra, kde je energie generována jadernou fúzí. Teplota a hustota tohoto jádra jsou na úrovních nezbytných pro udržení produkce energie, která bude podporovat zbytek hvězdy. Snížení produkce energie by způsobilo, že překrývající se hmota stlačí jádro, což povede ke zvýšení rychlosti fúze kvůli vyšší teplotě a tlaku. Podobně zvýšení produkce energie by způsobilo expanzi hvězdy, což by snížilo tlak v jádře. Hvězda tak tvoří samoregulační systém v hydrostatické rovnováze, který je stabilní po celou dobu své hlavní posloupnosti.

Hvězdy hlavní posloupnosti využívají dva typy procesů vodíkové fúze a rychlost generování energie z každého typu závisí na teplotě v oblasti jádra. Astronomové rozdělují hlavní sekvenci na horní a spodní část, podle toho, která z nich je dominantním fúzním procesem. V nižší hlavní sekvenci je energie primárně generována jako výsledek proton-protonového řetězce , který přímo spojuje vodík dohromady v sérii stupňů za vzniku hélia.Hvězdy v horní hlavní posloupnosti mají dostatečně vysoké teploty jádra k efektivnímu využití cyklu CNO (viz graf). Tento proces využívá atomy uhlíku , dusíku a kyslíku jako prostředníci v procesu fúze vodíku na helium.

Při teplotě hvězdného jádra 18 milionů Kelvinů jsou proces PP a cyklus CNO stejně účinné a každý typ generuje polovinu čisté svítivosti hvězdy. Protože se jedná o teplotu jádra hvězdy s asi 1,5 M , horní hlavní posloupnost se skládá z hvězd nad touto hmotností. Zhruba řečeno, hvězdy spektrální třídy F nebo chladnější patří do nižší hlavní posloupnosti, zatímco hvězdy typu A nebo teplejší jsou hvězdy horní hlavní posloupnosti.Přechod ve výrobě primární energie z jedné formy do druhé pokrývá rozdíl rozsahu menší než jedna hmotnost Slunce. Ve Slunci, jedné hvězdě o hmotnosti Slunce, je pouze 1,5 % energie generováno cyklem CNO.Naproti tomu hvězdy s 1,8 M ☉nebo vyšší generují téměř celý svůj energetický výdej prostřednictvím cyklu CNO.

Pozorovaná horní hranice pro hvězdu hlavní posloupnosti je 120-200 M .Teoretické vysvětlení tohoto limitu je, že hvězdy nad touto hmotou nemohou vyzařovat energii dostatečně rychle, aby zůstaly stabilní, takže jakákoli další hmota bude vyvržena v sérii pulsací, dokud hvězda nedosáhne stabilního limitu. Spodní hranice pro trvalou jadernou fúzi protonů a protonů je asi 0,08 M neboli 80 násobek hmotnosti Jupiteru .Pod tímto prahem jsou sub-hvězdné objekty, které nemohou udržet vodíkovou fúzi, známé jako hnědí trpaslíci .

Struktura

Hlavní článek: Struktura hvězd Tento diagram ukazuje průřez hvězdou podobnou Slunci a ukazuje vnitřní strukturu.

Protože existuje teplotní rozdíl mezi jádrem a povrchem neboli fotosférou , energie je transportována ven. Dva způsoby přenosu této energie jsou záření a konvekce . Záření zóna , kde energie je transportován záření, je stabilní vůči proudění a je velmi málo míšení plazmy. Naproti tomu v konvekční zóně je energie transportována hromadným pohybem plazmatu, přičemž teplejší materiál stoupá a chladnější klesá. Konvekce je účinnější způsob přenosu energie než záření, ale bude k němu docházet pouze za podmínek, které vytvářejí strmý teplotní gradient.

U hmotných hvězd (nad 10 M ) je rychlost tvorby energie cyklem CNO velmi citlivá na teplotu, takže fúze je vysoce koncentrovaná v jádře. V důsledku toho je v oblasti jádra vysoký teplotní gradient, který má za následek konvekční zónu pro efektivnější transport energie.Toto míchání materiálu kolem jádra odstraňuje héliový popel z oblasti spalování vodíku, což umožňuje spotřebovat více vodíku ve hvězdě během životnosti hlavní sekvence. Vnější oblasti masivní hvězdy přenášejí energii zářením s malou nebo žádnou konvekcí

Středně hmotné hvězdy, jako je Sirius, mohou přenášet energii primárně radiací s malou konvekční oblastí jádra. Středně velké hvězdy s nízkou hmotností, jako je Slunce, mají oblast jádra, která je stabilní vůči konvekci, s konvekční zónou blízko povrchu, která mísí vnější vrstvy. To má za následek stálé nahromadění jádra bohatého na helium, obklopeného vnější oblastí bohatou na vodík. Naproti tomu chladné hvězdy s velmi nízkou hmotností (pod 0,4 M ) jsou konvektivní. Hélium produkované v jádře je tedy distribuováno napříč hvězdou, čímž vzniká relativně jednotná atmosféra a úměrně delší životnost hlavní sekvence.

Variace svítivosti a barev

Sun je nejznámější příklad hvězdy hlavní posloupnosti

Jak se nefúzující héliový popel hromadí v jádru hvězdy hlavní posloupnosti, snížení množství vodíku na jednotku hmotnosti má za následek postupné snižování rychlosti fúze v této hmotě. Vzhledem k tomu, že je to odtok energie dodávané fúzí, která podporuje vyšší vrstvy hvězdy, jádro je stlačeno a vytváří vyšší teploty a tlaky. Oba faktory zvyšují rychlost fúze, čímž posunují rovnováhu směrem k menšímu, hustšímu a teplejšímu jádru, které produkuje více energie, jejíž zvýšený odtok tlačí vyšší vrstvy dále ven. Svítivost a poloměr hvězdy se tak v průběhu času neustále zvyšují. Například svítivost raného Slunce byla jen asi 70 % jeho současné hodnoty. Jak hvězda stárne, toto zvýšení svítivosti mění její polohu na HR diagramu. Tento efekt má za následek rozšíření pásma hlavní sekvence, protože hvězdy jsou pozorovány v náhodných fázích jejich života. To znamená, že pás hlavní sekvence vytváří tloušťku na HR diagramu; není to jen úzká linie.

Mezi další faktory, které rozšiřují hlavní sekvenční pásmo na HR diagramu, patří nejistota ve vzdálenosti ke hvězdám a přítomnost nerozpoznaných dvojhvězd, které mohou změnit pozorované hvězdné parametry. I dokonalé pozorování by však ukázalo nejasnou hlavní sekvenci, protože hmotnost není jediným parametrem, který ovlivňuje barvu a svítivost hvězdy. Změny v chemickém složení způsobené počátečních hojnosti, hvězdy evoluční stav , Interakce s těsné společník , rychlá rotace , nebo magnetické polevšechny mohou mírně změnit pozici HR diagramu hvězdy hlavní posloupnosti, abychom jmenovali jen několik faktorů. Příkladem jsou hvězdy chudé na kov (s velmi nízkým množstvím prvků s vyššími atomovými čísly než helium), které leží těsně pod hlavní posloupností a jsou známé jako subtrpaslíci . Tyto hvězdy fúzují vodík ve svých jádrech, a tak označují spodní okraj neostrosti hlavní posloupnosti způsobené odchylkami v chemickém složení.

Téměř vertikální oblast HR diagramu, známá jako pruh nestability , je obsazena pulzujícími proměnnými hvězdami známými jako proměnné Cepheid . Tyto hvězdy se v pravidelných intervalech mění co do velikosti, což jim dává pulsující vzhled. Pás protíná horní část hlavní posloupnosti v oblasti hvězd třídy A a F , které jsou mezi jednou a dvěma hmotnostmi Slunce. Pulzující hvězdy v této části pásu nestability, který protíná horní část hlavní posloupnosti, se nazývají proměnné Delta Scuti . Hvězdy hlavní posloupnosti v této oblasti zažívají jen malé změny velikosti, a proto je obtížné tuto variaci detekovat. Jiné třídy nestabilních hvězd hlavní posloupnosti, jako jsou proměnné Beta Cephei , s tímto pruhem nestability nesouvisí.

Doživotí

Tento graf uvádí příklad vztahu hmotnosti a svítivosti pro hvězdy hlavní posloupnosti s nulovým věkem. Hmotnost a svítivost jsou relativní k dnešnímu Slunci.

Celkové množství energie, kterou může hvězda vytvořit jadernou fúzí vodíku, je omezeno množstvím vodíkového paliva, které může být spotřebováno v jádře. U hvězdy v rovnováze musí být tepelná energie generovaná v jádře alespoň rovna energii vyzařované na povrchu. Vzhledem k tomu, že svítivost udává množství energie vyzářené za jednotku času, lze celkovou životnost odhadnout, s první aproximací , jako celkovou vyrobenou energii dělenou svítivostí hvězdy.

U hvězdy s alespoň 0,5 M , když je zásoba vodíku v jejím jádru vyčerpána a ona expanduje do červeného obra , může začít fúzovat atomy helia za vzniku uhlíku . Energetický výstup procesu fúze helia na jednotku hmotnosti je jen asi desetina energetického výstupu vodíkového procesu a svítivost hvězdy se zvyšuje. To má za následek mnohem kratší dobu v této fázi ve srovnání s životností hlavní sekvence. (Například se předpokládá, že Slunce stráví 130 milionů let spalováním helia, ve srovnání s asi 12 miliardami let spalováním vodíku.) Tedy asi 90 % pozorovaných hvězd nad 0,5 M☉ bude v hlavní sekvenci.V průměru je známo, že hvězdy hlavní posloupnosti se řídí empirickým vztahem hmotnosti a svítivosti .Svítivost ( L ) hvězdy je zhruba úměrná celkové hmotnosti ( M ) podle následujícího mocninného zákona :

Tento vztah platí pro hvězdy hlavní posloupnosti v rozsahu 0,1-50 M .

Množství paliva dostupného pro jadernou fúzi je úměrné hmotnosti hvězdy. Životnost hvězdy v hlavní posloupnosti lze tedy odhadnout jejím porovnáním se slunečními evolučními modely. Sun byl hlavním sledu hvězdy asi 4,5 miliardy let a stane se rudým obrem ve 6,5 miliardy let, v celkové hlavní sekvenční životnosti zhruba 10 10 let. Proto:

kde M a L jsou hmotnost a svítivost hvězdy, v tomto pořadí,je sluneční hmota , je sluneční svítivost a je odhadovaná životnost hlavní sekvence hvězdy.

Přestože hmotnější hvězdy mají více paliva ke spálení a lze intuitivně očekávat, že vydrží déle, také vyzařují úměrně větší množství se zvýšenou hmotností. To vyžaduje hvězdná stavová rovnice; aby si hmotná hvězda udržela rovnováhu, vnější tlak vyzařované energie generované v jádře nejenže musí, ale bude stoupat, aby odpovídal titánskému gravitačnímu tlaku její obálky směrem dovnitř. Nejhmotnější hvězdy tak mohou zůstat v hlavní posloupnosti jen několik milionů let, zatímco hvězdy s méně než desetinou hmotnosti Slunce mohou vydržet více než bilion let.

Přesný vztah mezi hmotností a svítivostí závisí na tom, jak efektivně může být energie transportována z jádra na povrch. Vyšší opacita má izolační účinek, který zadržuje více energie v jádru, takže hvězda nepotřebuje produkovat tolik energie, aby zůstala v hydrostatické rovnováze . Naproti tomu nižší opacita znamená, že energie uniká rychleji a hvězda musí spálit více paliva, aby zůstala v rovnováze. Dostatečně vysoká neprůhlednost může vést k přenosu energie prostřednictvím konvekce , což mění podmínky potřebné k udržení rovnováhy.

U hvězd hlavní posloupnosti s vysokou hmotností převládá opacita rozptylem elektronů , který je s rostoucí teplotou téměř konstantní. Svítivost tedy roste pouze s krychlí hmoty hvězdy. U hvězd pod 10 M se opacita stává závislou na teplotě, což vede k tomu, že svítivost se mění přibližně jako čtvrtá mocnina hmotnosti hvězdy. U hvězd s velmi nízkou hmotností se na neprůhlednosti podílejí i molekuly v atmosféře. Pod cca 0,5 M , svítivost hvězdy se mění jako hmotnost na mocninu 2,3, což vede ke zploštění sklonu na grafu hmotnosti versus svítivost. I tato upřesnění jsou však pouze přibližná a poměr hmotnosti a svítivosti se může lišit v závislosti na složení hvězdy.

Evoluční skladby

Hlavní článek: Hvězdná evoluce Evoluční stopa hvězdy jako slunce

Když hvězda hlavní posloupnosti spotřebovala vodík ve svém jádru, ztráta generování energie způsobí obnovení jejího gravitačního kolapsu a hvězda se vyvine mimo hlavní posloupnost. Dráha, kterou hvězda sleduje přes HR diagram, se nazývá evoluční dráha.

H-R diagram pro dvě otevřené hvězdokupy: NGC 188 (modrá) je starší a vykazuje nižší odbočku od hlavní sekvence než M67 (žlutá). Tečky vně těchto dvou sekvencí jsou většinou hvězdy v popředí a pozadí bez vztahu ke hvězdokupám.

U hvězd s velikostí menší než 0,23 M se předpovídá, že se přímo stanou bílými trpaslíky, když se výroba energie jadernou fúzí vodíku v jejich jádru zastaví, ale hvězdy v tomto hmotnostním rozsahu mají životnost v hlavní posloupnosti delší než současný věk vesmír, takže žádné hvězdy nejsou dost staré na to, aby k tomu došlo.

Ve hvězdách hmotnějších než 0,23 M dosahuje vodík obklopující jádro helia dostatečné teploty a tlaku, aby prošel fúzí, čímž se vytvoří obal spalující vodík a vnější vrstvy hvězdy se rozpínají a ochlazují. Fáze, kdy se tyto hvězdy vzdalují od hlavní sekvence, je známá jako větev subgiant ; je relativně krátká a jeví se jako mezera v evoluční stopě, protože v tomto bodě je pozorováno jen málo hvězd.

Když héliové jádro hvězd s nízkou hmotností degeneruje nebo se vnější vrstvy středně hmotných hvězd dostatečně ochladí, aby se staly neprůhlednými, jejich vodíkové obaly se oteplí a hvězdy začnou svítit. Toto je známé jako větev červeného obra ; je to relativně dlouhotrvající stadium a objevuje se výrazně v H-R diagramech. Tyto hvězdy nakonec ukončí svůj život jako bílí trpaslíci.

Nejhmotnější hvězdy se nestanou červenými obry; místo toho se jejich jádra rychle zahřejí dostatečně na to, aby roztavili helium a nakonec těžší prvky a jsou známí jako veleobri . Sledují přibližně horizontální evoluční stopy od hlavní sekvence přes horní část H-R diagramu. Supergianti jsou relativně vzácní a na většině H-R diagramů se nevyskytují výrazně. Jejich jádra se nakonec zhroutí, což obvykle povede k supernově a zanechá za sebou buď neutronovou hvězdu nebo černou díru .

Když se kupa hvězd vytvoří přibližně ve stejnou dobu, bude životnost hlavní sekvence těchto hvězd záviset na jejich individuálních hmotnostech. Nejhmotnější hvězdy opustí hlavní posloupnost jako první, za nimi následují hvězdy stále nižších hmotností. Pozice, kde hvězdy v kupě opouštějí hlavní posloupnost, je známá jako bod odbočení . Díky znalosti délky života hvězd v hlavní sekvenci v tomto bodě je možné odhadnout stáří hvězdokupy.