Головна послідовність

Головна послідовність — вузька виразна смуга на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього до правого нижнього кута діаграми. Зорі цієї смуги називають зорями головної послідовності або карликами. Положення зорі на цій смузі чи поза нею пов'язане з її фізичними властивостями та її еволюційною стадією. Це найчисельніший тип зір у Всесвіті, до якого належить, зокрема, і Сонце.

Діаграма Герцшпрунга — Рассела з нанесеними 2300 найближчими зорями. Головна послідовність виділяється як виразна діагональна смуга від верхнього лівого кута до нижнього правого.

Після стиснення й запалювання термоядерних реакцій зоря починає виробляти теплову енергію у щільному ядрі зорі шляхом термоядерного синтезу водню в гелій. На цій стадії свого життя зоря перебуває на головній послідовності, а її положення визначається насамперед масою, але в меншій мірі також залежить від хімічного складу й віку. Ядра зір головної послідовності перебувають у стані гідростатичної рівноваги між тиском гарячого газу й тяжінням верхніх шарів. Сильна залежність швидкості енерговиділення від температури й тиску допомагає підтримувати цю рівновагу. Енергія, утворена в ядрі, переноситься до поверхні й випромінюється з фотосфери. Передача енергії відбувається або через випромінювання, або через конвекцію.

Головну послідовність умовно поділяють на верхню й нижню частини залежно від переважного механізму утворення енергії. Сонце, як і зорі з масою до приблизно 1.5 M_☉, здебільшого синтезують гелій із водню через протон-протонний ланцюжок. Для зір масивніших за цю межу основним механізмом є вуглецево-азотний цикл, у якому вуглець, азот і кисень виступають каталізаторами перетворення водню на гелій. У зір із масою понад дві сонячні маси відбувається конвекція в ядрі, яка перемішує новоутворений гелій і підтримує співвідношення пального, необхідне для подальшого синтезу. У менш масивних зір ядра повністю радіативні, а конвекційні зони розташовані поблизу поверхні. Зі зменшенням маси зорі частка конвекційної оболонки збільшується. Зорі з масою менше 0.4 M_☉ зазнають конвекції по всьому об'єму. Якщо ж конвекції в ядрі не відбувається, то утворюється ядро, збагачене гелієм, оточене водневими шарами.

Чим масивніша зоря, тим коротший її вік на головній послідовності. Після того як запас водню в ядрі вичерпується, зоря еволюціонує за межі головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, перетворюючись на надгігант, червоний гігант або безпосередньо на білий карлик.

Історія

На початку XX століття дослідникам стало доступно набагато більше інформації про типи зір та відстані до них. Спектри зір виявили характерні особливості, що дало змогу їх класифікувати. Енні Джамп Кеннон та Едвард Чарлз Пікерінг з Гарвардської обсерваторії розробили метод класифікації, що став відомий як Гарвардська схема класифікації, опублікувавши його у виданні «Harvard Annals» 1901 року^[1].

У Потсдамі 1906 року данський астроном Ейнар Герцшпрунг звернув увагу, що найчервоніші зорі — віднесені до класів K і M у гарвардській схемі — поділяються на дві виразні групи. Ці зорі виявилися або значно яскравішими за Сонце, або значно тьмянішими. Щоб розрізняти ці групи, він запровадив терміни «гіганти» та «карлики». Наступного року він почав досліджувати зоряні скупчення — великі групи зір, розташовані приблизно на однаковій відстані. Для цих об'єктів він опублікував перші діаграми залежності кольору від світності, де проявилася виразна й неперервна послідовність зір, яку він назвав головною послідовністю^[2].

Тим часом Генрі Норріс Рассел проводив схожі дослідження у Принстонському університеті. Він вивчав залежність між спектральним класом зір і їхньою справжньою яскравістю, скоригованою на відстань — тобто абсолютною зоряною величиною. Для цього він використав набір зір із надійно визначеними паралаксами, багато з яких були класифіковані в Гарварді. Коли він побудував графік спектральних типів у залежності від абсолютних величин, виявилося, що зорі-карлики підпорядковуються певній закономірності. Це дозволило з прийнятною точністю передбачати світність зір-карликів^[3].

Серед червоних зір, досліджених Герцшпрунгом, карлики також підлягали відкритій Расселом залежності «спектр—світність». Натомість гіганти були значно яскравіші за карликів і не підпорядковувалися цій залежності. Рассел висунув припущення, що «гіганти мають бути або розрідженими, або мати велику поверхневу яскравість, тоді як для карликів справедливо протилежне». Та сама крива показала, що білих тьмяних зір дуже мало^[3].

1933 року Бенгт Стремгрен запровадив термін «Діаграма Герцшпрунга — Рассела» для позначення діаграми «світність—спектральний клас»^[4]. Ця назва відображала паралельний розвиток цього методу Герцшпрунгом і Расселом на початку XX століття^[2].

У 1930-х роках, із розвитком моделей еволюції зір, було показано, що для зір з однаковим складом саме маса визначає їхню світність і радіус. І навпаки, знаючи хімічний склад зорі та її положення на головній послідовності, можна оцінити її масу й радіус. Це твердження отримало назву теореми Фогта — Рассела, на честь Генріха Фогта та Генрі Норріса Рассела. Згодом виявили, що для зір із неоднорідним складом ця залежність виконується лише частково^[5].

1943 року Вільям Вілсон Морган та Філіп Чайлдс Кінан опублікували вдосконалену схему зоряної класифікації^[6]. Класифікація Mоргана — Kінана приписувала кожній зорі спектральний тип (на основі гарвардської класифікації) і клас світності. Гарвардська схема була створена шляхом позначення літерою сили лінії водню в спектрі ще до того, як встановили зв'язок між спектрами й температурою. Після впорядкування за температурою й усунення повторів спектральні класи зір утворили таку послідовність (від найгарячіших до найхолодніших, тобто від синіх до червоних): O, B, A, F, G, K, M. Класи світності позначали від I до V у порядку зменшення яскравості. Зорі класу світності V відповідали зорям головної послідовності^[7].

У квітні 2018 року астрономи повідомили про відкриття найвіддаленішої «звичайної» зорі (тобто зорі головної послідовності), названої Ікар (офіційно — MACS J1149 Lensed Star 1), на відстані близько 9 мільярдів світлових років від Землі^[8][9].

Утворення й еволюція

Головна послідовність нульового віку й еволюційні треки зір

Коли протозоря формується внаслідок колапсу гігантської молекулярної хмари з газу й пилу в міжзоряному середовищі, її початковий склад (за масою) є однорідним і становить близько 70 % водню, 28 % гелію та малі кількості інших елементів^[10]. Початкова маса окремої зорі залежить від початкових умов у хмарі, а розподіл мас усього ансамблю новоутворених зір описується емпіричною початковою функцією мас^[11]. Під час початкового колапсу кожна зоря до головної послідовності отримує енергію завдяки гравітаційному стисканню. Коли густина стає достатньо високою, зорі починають перетворювати водень на гелій і виділяти енергію внаслідок екзотермічного процесу термоядерного синтезу^[7].

Коли термоядерний синтез водню стає головним процесом вивільнення енергії, а надлишок енергії, отриманий від гравітаційного стискання, вичерпується^[12], зоря розташовується вздовж кривої на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яку називають стандартною головною послідовністю. Астрономи іноді позначають цей етап як «головна послідовність нульового віку»^[13][14]. Криву головної послідовності нульового віку можна розрахувати за допомогою комп'ютерних моделей зоряних характеристик у момент, коли зорі розпочинають синтез водню. Від цього часу яскравість і температура поверхні зір зазвичай зростають із віком^[15].

Зоря залишається поблизу своєї початкової позиції на головній послідовності, доки не буде витрачено значну частину водню в ядрі, після чого світність зорі починає збільшуватись. (На діаграмі Герцшпрунга — Рассела така зоря рухається вгору й праворуч від головної послідовності.) Таким чином, головна послідовність відображає основний водневий етап життя зорі^[7].

Класифікація й термінологія

Гарячі й яскраві зорі спектрального типу O^[en] в регіонах зореутворення. Це ділянки формування зір, що містять багато гарячих молодих світил, включно з кількома яскравими зорями спектрального класу O^[16].

Зорі головної послідовності поділяють на такі типи:

• Зорі головної послідовності типу O^[en]
• Зорі головної послідовності типу B^[en]
• Зорі головної послідовності типу A
• Зорі головної послідовності типу F^[en]
• Зорі головної послідовності типу G
• Зорі головної послідовності типу K
• Зорі головної послідовності типу M

Зорі класу M (а меншою мірою — і класу K)^[17] головної послідовності зазвичай називають червоними карликами.

Зорі головної послідовності називають «карликами»^[18][19], однак ця термінологія має історичне походження й може бути дещо заплутаною. Для холодніших зір — таких, як червоні, помаранчеві та жовті карлики — це справді менші й тьмяніші зорі, ніж інші світила відповідного кольору. Проте для гарячіших блакитних і білих зір різниця у розмірі та світності між так званими «карликами» на головній послідовності та «гігантами», що не належать до неї, стає меншою. Для найгарячіших зір ця різниця взагалі не спостерігається безпосередньо, і терміни «карлик» та «гігант» у таких випадках застосовують для позначення відмінностей у спектральних лініях, які вказують на приналежність зорі до головної послідовності чи поза нею. Втім, навіть дуже гарячі зорі головної послідовності іноді називають карликами, хоча вони приблизно такі самі за розміром і яскравістю, як «гіганти» тієї ж температури^[20]. Звичне використання терміна «карлик» для позначення головної послідовності заплутує ще й тому, що існують карликові зорі, які не належать до головної послідовності. Наприклад, білий карлик — це мертве ядро зорі, що залишилося після скидання її зовнішніх оболонок, і він набагато менший за зорю головної послідовності, маючи розмір приблизно з Землю. Такі об'єкти становлять фінальний етап еволюції багатьох зір головної послідовності^[21].

Параметри

Більшість зір на діаграмі Герцшпрунга — Рассела лежать уздовж кривої головної послідовності. Ця лінія так добре помітна, оскільки і спектральний клас, і світність залежать лише від маси зорі (принаймні в нульовому наближенні), доки вона здійснює термоядерне горіння водню у своєму ядрі — а саме це більшість зір роблять протягом більшої частини свого «активного» життя^[22].

Порівняння зір головної послідовності різних спектральних класів

Розглядаючи зорю як абсолютно чорне тіло, її світність L та радіус R можна пов'язати з ефективною температурою T_еф за допомогою закону Стефана — Больцмана:

${\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{еф}}^{4}}$

де σ — стала Стефана — Больцмана. Оскільки положення зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела відображає її приблизну світність, цим співвідношенням можна скористатися для оцінки її радіуса^[23].

Маса, радіус і світність зорі тісно пов'язані, і їхні значення можна наближено описати трьома співвідношеннями. По-перше, це закон Стефана — Больцмана, що пов'язує світність L, радіус R і поверхневу температуру T_еф. По-друге, це співвідношення маса—світність, що встановлює зв'язок між світністю L і масою M. Нарешті, зв'язок між M і R є майже лінійним: відношення M до R зростає лише втричі при зміні M на 2,5 порядку величини. Це співвідношення приблизно пропорційне внутрішній температурі зорі T_I, і його надзвичайно повільне зростання відображає той факт, що швидкість енерговиділення в ядрі сильно залежить від цієї температури, водночас повинна узгоджуватися зі співвідношенням маса—світність. Таким чином, занадто висока або занадто низька температура призводить до нестабільності зорі.

Кращим наближенням є використання ε = L/M, тобто швидкості енерговиділення на одиницю маси. ε пропорційне до T_I¹⁵, де T_I — температура в ядрі. Це наближення добре підходить для зір, масивніших за Сонце, де діє CNO-цикл, і дає точніше співвідношення R ∝ M^0.78[24].

У таблиці нижче наведено характерні значення параметрів зір головної послідовності. Значення світності (L), радіуса (R) та маси (M) подані відносно до Сонця — карлика зі спектральним класом G2 V. Реальні значення для конкретної зорі можуть відрізнятися на 20–30 % від наведених у таблиці^[25].

Таблиця параметрів зір головної послідовності^[26]

Спектральний клас	Радіус, R/R☉	Маса, M/M☉	Світність, L/L☉	Темп. (K)	Приклади[27]
O2	12	100	800 000	50000	BI 253[en]
O6	09,8	035	180 000	38000	Тета1 Оріона C
B0	07,4	018	020 000	30000	Фі1 Оріона[en]
B5	03,8	006,5	000,800	16400	Пі Андромеди A
A0	02,5	003,2	000,080	10800	Альфа Північної Корони A
A5	01,7	002,1	000,020	8620	Бета Живописця
F0	01,3	001,7	000,006	7240	Гамма Діви[en]
F5	01,2	001,3	000,002,5	6540	Ета Овна[en]
G0	01,05	001,10	000,001,26	5920	Бета Волосся Вероніки[en]
G2	01	001	000,001	5780	Сонце
G5	00,93	000,93	000,000,79	5610	Альфа Столової Гори[en]
K0	00,85	000,78	000,000,40	5240	70 Змієносця A
K5	00,74	000,69	000,000,16	4410	61 Лебедя A[28]
M0	00,51	000,60	000,000,072	3800	Лакайль 8760
M5	00,18	000,15	000,000,0027	3120	EZ Водолія A
M8	00,11	000,08	000,000,0004	2650	зоря ван Бізбрука[en][29]
L1	00,09	000,07	000,000,00017	2200	2MASS J0523−1403[en]

Характерні тривалості життя зір залежно від їхніх мас

Джерела енергії

Докладніше: Зоряний нуклеосинтез

Логарифм відносної енерговіддачі (ε) для протон-протонного ланцюжка (PP), CNO-циклу та потрійного α-процесу за різних температур (T). Пунктиром показане сумарне енерговиділення PP- та CNO-процесів усередині зорі. За температури в ядрі Сонця ефективнішим є PP-процес (жовта лінія).

Усі зорі головної послідовності мають ядро, яке генерує енергію завдяки ядерному синтезу. Температура та густина в ядрі досягають рівнів, необхідних для підтримання виробництва енергії, що забезпечує існування зорі. Зменшення енерговиділення призвело б до стиснення ядра масою зовнішніх шарів, що підвищило б температуру та тиск і, відповідно, швидкість термоядерних реакцій. І навпаки, зростання енерговиділення спричинило б розширення зорі й зменшення тиску в ядрі. Таким чином, зоря утворює саморегульовану систему в стані гідростатичної рівноваги, яка залишається стабільною протягом усього життя на головній послідовності^[30].

Джерелом енергії зір головної послідовності є реакції термоядерного синтезу, у яких водень перетворюється на гелій^[31]. Зорі головної послідовності використовують два типи реакцій злиття водню, і швидкість енерговиділення для кожного з них залежить від температури в ядрі. Астрономи умовно поділяють головну послідовність на верхню й нижню частини, залежно від того, який із двох процесів домінує. У нижній частині головної послідовності основним джерелом енергії є протон-протонний ланцюжок, у якому водень безпосередньо зливається в серії стадій із утворенням гелію^[32]. Зорі верхньої частини головної послідовності мають достатньо високі температури в ядрі, щоб ефективно працював CNO-цикл. У цьому процесі атоми вуглецю, азоту та кисню виступають проміжними каталізаторами в перетворенні водню на гелій.

За температури в ядрі 18 мільйонів кельвінів протон-протонний процес і CNO-цикл однаково ефективні, і кожен з них забезпечує приблизно половину світності зорі. Це відповідає температурі ядра зорі масою близько 1.5 M_☉, тож верхня частина головної послідовності охоплює зорі масивніші за цю межу. Орієнтовно зорі спектрального класу F і холодніші належать до нижньої головної послідовності, тоді як зорі класу A і гарячіші — до верхньої^[15]. Перехід від одного домінантного джерела енергії до іншого відбувається в межах менш ніж однієї сонячної маси. У Сонці, яке має масу 1 M_☉, лише близько 1,5 % енергії виробляється за рахунок CNO-циклу^[33]. Для порівняння, зорі масою від 1.8 M_☉ і більше отримують майже всю енергію саме з CNO-циклу^[34].

Спостережувана верхня межа маси зорі головної послідовності становить близько 120–200 M_☉^[35]. Теоретичне пояснення цього обмеження полягає в тому, що зорі, масивніші за цю межу, не здатні випромінювати енергію достатньо швидко, щоб залишатися стабільними. Тому надлишкова маса викидається серією пульсацій, аж доки зоря не досягне стійкого стану^[36]. Нижня межа для підтримання протон-протонного ядерного синтезу становить приблизно 0.08 M_☉, або близько 80 мас Юпітера^[32]. Об'єкти з меншою масою не здатні підтримувати ядерне горіння водню, — їх називають коричневими карликами^[37].

Структура

Схема внутрішньої будови сонцеподібної зорі

Завдяки різниці температур між ядром і фотосферою енергія в зорі переноситься назовні. Існує два основних механізми перенесення енергії: випромінювання та конвекція. У зоні промінистого переносу енергія передається випромінюванням, така зона є стійкою до конвекції, і перемішування плазми там майже не відбувається. Натомість у конвективній зоні енергія переноситься рухом плазми: гарячіші шари піднімаються, а холодніші опускаються. Конвекція є ефективнішим способом перенесення енергії, ніж випромінювання, проте вона виникає лише за умов достатньо сильного температурного градієнта^[30][38].

У масивних зорях (понад 10 M_☉)^[39] швидкість енерговиділення в CNO-циклі сильно залежить від температури, тому термоядерний синтез зосереджений у самому ядрі. Це спричиняє великий температурний градієнт у центральній області, що призводить до формування конвективної зони для ефективнішого перенесення енергії^[32]. Перемішування речовини навколо ядра виносить новоутворений гелій з області горіння водню, що дозволяє зорі використати більше водню протягом життя на головній послідовності. Зовнішні шари масивної зорі переносять енергію здебільшого випромінюванням, із незначною конвекцією або взагалі без неї^[30].

Зорі середньої маси, як-от Сіріус, можуть переносити енергію переважно випромінюванням, із невеликою конвективною зоною в ядрі^[40]. Зорі середнього та малого розміру, як Сонце, мають ядро, стійке до конвекції, але у зовнішніх шарах формується конвективна зона, яка перемішує поверхневі шари. Це призводить до поступового утворення ядра, багатого на гелій, оточеного водневою оболонкою. Натомість холодні, дуже маломасивні зорі (менше 0.4 M_☉) є повністю конвективними^[11]. У таких зорях утворений у ядрі гелій рівномірно розподіляється по всьому об'єму, що забезпечує відносно однорідний склад зорі та пропорційно довший час життя на головній послідовності^[30].

Варіації світності й кольору

Сонце — найвідоміший приклад зорі головної послідовності

У міру накопичення невиродженого гелію в ядрі зорі головної послідовності, вміст водню на одиницю маси поступово знижується, зменшуючи швидкість ядерного горіння водню в центрі зорі. Оскільки саме енергія від термоядерних реакцій підтримує тиск у ядрі та допомагає врівноважувати тиск зовнішніх шарів зорі, ядро поступово стискається. Це спричиняє переміщення багатого на водень матеріалу в оболонку навколо гелієвого ядра на такій глибині, де тиск достатній для початку злиття. Висока енерговіддача цієї оболонки відштовхує зовнішні шари зорі далі назовні. Унаслідок цього з часом збільшується радіус зорі, а відтак і її світність^[15]. Наприклад, світність молодого Сонця становила лише близько 70 % від теперішньої^[41]. У міру старіння зорі вона змінює своє положення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Цей еволюційний рух відображається у розширенні смуги головної послідовності, яка містить зорі на різних етапах розвитку^[42].

На діаграмі Герцшпрунга — Рассела смугу головної послідовності розширюють і інші чинники: невизначеність у визначенні відстані до зір або наявність нерозділених подвійних систем, що впливає на спостережувані параметри. Водночас навіть ідеальні спостереження показали б «розмиту» головну послідовність, адже на колір і світність зорі впливає не лише маса. Варіації хімічного складу, зумовлені початковою металічністю, еволюційною стадією зорі^[43], взаємодією з близьким компаньйоном^[44], швидким обертанням^[45], чи магнітним полем — усе це може трохи змінювати положення зорі головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Наприклад, існують бідні на метали зорі (з украй низьким вмістом елементів, важчих за гелій), що лежать трохи нижче головної послідовності й відомі як субкарлики. Ці зорі теж перетворюють у своїх ядрах водень на гелій, але відрізняються від інших зір своїм хімічним складом. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела вони позначають нижню межу «розмиття» головної послідовності, спричиненого варіаціями хімічного складу^[46].

Майже вертикальну ділянку діаграми Герцшпрунга — Рассела, відому як смуга нестабільності, займають пульсуючі змінні зорі. Завдяки пульсаціям таких зір, їхня світність змінюється з чітко визначеним періодом. Смуга перетинає верхню частину головної послідовності в області зір класів A та F, маса яких становить від однієї до двох сонячних. Пульсуючі зорі цієї частини смуги нестабільності відомі як змінні зорі типу δ Щита. Для зір цього типу характерні лише невеликі зміни світності, тому такі варіації складно зафіксувати^[47]. Інші класи нестабільних зір головної послідовності, зокрема змінні типу β Цефея, не пов'язані зі смугою нестійкості.

Тривалість життя

Графік, що ілюструє приклад відношення маса–світність для зір головної послідовності нульового віку. Маса й світність наведені відносно сучасного Сонця.

Загальна кількість енергії, яку зоря може виробити завдяки ядерному горінню водню, обмежена кількістю водню в ядрі зорі. Для зорі в рівновазі теплова енергія, згенерована в ядрі, має компенсувати енергію, випромінену з поверхні. Оскільки світність визначає кількість енергії, що випромінюється за одиницю часу, то тривалість життя зорі можна в першому наближенні оцінити як відношення загальної виробленої енергії до її світності^[48].

Для зорі з масою щонайменше 0.5 M_☉, коли запас водню в її ядрі вичерпується і вона розширюється, перетворюючись на червоний гігант, починається злиття атомів гелію з утворенням вуглецю. Енергетичний вихід цього процесу на одиницю маси становить лише близько десятої частини від енергетичного виходу реакції ядерного горіння водню, і світність зорі при цьому зростає^[49]. Тому цей етап триває значно коротший, ніж життя зорі на головній послідовності. Наприклад, передбачається, що Сонце проведе 130 мільйонів років на етапі горіння гелію, порівняно з близько 12 мільярдами років горіння водню^[50]. Таким чином, близько 90 % спостережуваних зір масою понад 0.5 M_☉ перебувають на головній послідовності^[51]. У середньому зорі головної послідовності описуються емпіричною залежністю маса–світність^[52]. Світність зорі L залежить від її маси M за степеневим законом:

${\displaystyle L\ \propto \ M^{3.5}}$

Це співвідношення застосовне до зір головної послідовності в діапазоні мас 0.1–50 M_☉^[53].

Кількість пального, доступного для термоядерних реакцій, пропорційна масі зорі. Тому тривалість життя зорі на головній послідовності можна оцінити, порівнюючи її з еволюційними моделями Сонця. Сонце перебуває на головній послідовності близько 4,5 мільярдів років і почне швидко розширюватися до стадії червоного гіганта приблизно за 6,5 мільярдів років відтепер^[54], що дає загальну тривалість життя на головній послідовності близько 10¹⁰ років. Таким чином^[55]:

${\displaystyle \tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{ років}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{ років}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}}$

де M і L — маса та світність зорі відповідно, ${\displaystyle M_{\bigodot }}$ — маса Сонця, ${\displaystyle L_{\bigodot }}$ — світність Сонця, а ${\displaystyle \tau _{\text{MS}}}$ — оцінена тривалість життя зорі на головній послідовності.

Хоча масивніші зорі мають більше пального для реакцій і, здавалося б, мали б існувати довше, вони випромінюють пропорційно більше енергії при збільшенні маси. Це випливає з рівняння стану зоряної речовини: щоб підтримувати рівновагу, зоря з великою масою має випромінювати більше енергії для врівноваження гравітаційного тиску в її оболонці. Тому наймасивніші зорі можуть залишатися на головній послідовності лише кілька мільйонів років, тоді як зорі з масою меншою за десяту частину маси Сонця можуть існувати понад трильйон років^[56].

Точне співвідношення маса–світність залежить від ефективності перенесення енергії від ядра до поверхні. Вища непрозорість речовини допомагає ізолювати ядро зорі, утримувати більше енергії в ньому, дозволяючи зорі виробляти менше для збереження гідростатичної рівноваги. Натомість нижча непрозорість призводить до швидшої втрати енергії, і зоря змушена спалювати більше пального для підтримки рівноваги^[57]. Достатньо висока непрозорість може спричинити перенесення енергії через конвекцію, що змінює умови збереження рівноваги^[15].

У масивних зір головної послідовності непрозорість визначається переважно розсіянням на електронах^[en], яке майже не змінюється з ростом температури. Тому світність таких зір зростає приблизно як куб маси^[49]. Для зір із масою нижче 10 M_☉ непрозорість залежить від температури, внаслідок чого світність змінюється приблизно як четвертий степінь маси^[53]. Для дуже маломасивних зір молекули в атмосфері також роблять внесок у непрозорість. Нижче приблизно 0.5 M_☉ світність зорі змінюється пропорційно масі у степені 2,3, що призводить до більш пологого нахилу на графіку маса–світність. Проте навіть ці уточнення залишаються лише наближенням, і співвідношення маса–світність може змінюватися залежно від хімічного складу зорі^[11].

Еволюційні шляхи

Докладніше: Еволюція зір

Еволюційний шлях сонцеподібної зорі

Коли зоря на головній послідовності вичерпує водень у своєму ядрі, припинення енерговиділення знову призводить до гравітаційного колапсу, і зоря сходить з головної послідовності. Шлях, яким вона рухається на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, називають еволюційним треком^[58]. Лінія, відома як головна послідовність нульового віку (англ. Zero Age Main Sequence, ZAMS), відповідає початку життя зір різних мас на головній послідовності, тоді як головна послідовність кінцевого віку (англ. Terminal Age Main Sequence, TAMS) визначає завершення цього етапу, коли водень у ядрі повністю вичерпується^[59].

Діаграма Герцшпрунга — Рассела для двох розсіяних скупчень: NGC 188 (сині точки) є старішим і має нижчу точку сходу з головної послідовності, ніж M67 (жовті точки). Точки поза двома послідовностями здебільшого належать фоновим зорям, що не пов'язані зі скупченнями.

Передбачено, що зорі з масою меншою за 0.23 M_☉^[60], коли в їхніх ядрах припиниться термоядерне горіння водню, одразу стануть білими карликами. Однак тривалість їхнього життя на головній послідовності перевищує сучасний вік Всесвіту, тож жодна така зоря ще не дійшла до цього еволюційного етапу.

У зорях, масивніших за 0.23 M_☉, водень у шарах навколо гелієвого ядра досягає достатньої температури й тиску для ядерного горіння, утворюючи оболонку горіння водню й спричиняючи розширення й охолодження зовнішніх шарів. Цей етап, коли зоря відходить від головної послідовності, називають гілкою субгігантів; він триває відносно недовго й проявляється як розрив на еволюційних треках, оскільки ймовірність побачити зорю на цьому етапі мала.

Коли гелієве ядро маломасивних зір стає виродженим або зовнішні шари зір середньої маси достатньо охолоджуються й стають непрозорими, температура в оболонці горіння водню підвищується, і зоря починає збільшувати яскравість. Цей етап відомий як гілка червоних гігантів. Він триває довго й чітко простежується на діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Такі зорі завершують своє життя як білі карлики^[61][62].

Наймасивніші зорі не стають червоними гігантами; натомість їхні ядра швидко нагріваються до температур, достатніх для злиття гелію та важчих елементів, і вони відомі як надгіганти. Їхні еволюційні шляхи на діаграмі Герцшпрунга — Рассела проходять майже горизонтально у верхній її частині. Надгіганти зустрічаються відносно рідко й не завжди чітко вирізняються на діаграмах. Їхні ядра зрештою колапсують, зазвичай приводячи до спалаху наднової й утворення нейтронної зорі або чорної діри^[63].

Коли зоряне скупчення формується приблизно одночасно, тривалість перебування його зір на головній послідовності залежить від їхньої маси. Наймасивніші зорі залишають головну послідовність першими, а за ними — зорі дедалі менших мас. Місце, де зорі скупчення сходять з головної послідовності, називають точкою повороту. Знаючи тривалість життя зір цього типу на головній послідовності, можна оцінити вік усього скупчення^[64].

Див. також

• Зорі до головної послідовності