Солнце относится к звездам главной последовательности. Внутреннее строение Солнца и звезд главной последовательности. Эволюция звезд

ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ, в астрономии область на ДИАГРАММЕ ГЕРЦШПРУНГА РАССЕЛЛА, где находится больше всего звезд, включая Солнце. Она тянется по диагонали от горячих ярких звезд в верхней левой части к холодным слабым звездам внизу справа… … Научно-технический энциклопедический словарь

Диаграммы Герцшпрунга Ресселла, узкая полоса на этой диаграмме, в пределах которой находится подавляющее большинство звёзд. Пересекает диаграмму по диагонали (от высоких до низких светимостей и температур). Звёзды главной последовательности (к… … Энциклопедический словарь

Совокупность звёзд, физически сходных с Солнцем и образующих на диаграмме состояния (Герцшпрунга Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга Ресселла диаграмма)) практически однопараметрическая последовательность. Вдоль Г. п. з. диаграммы… … Большая советская энциклопедия

Диаграммы Герцшпрунга Ресселла, узкая полоса на этой диаграмме, в пределах к рой находится подавляющее большинство звёзд. Пересекает диаграмму по диагонали (от высоких до низких светимостей и темп р). Звёзды Г. п. (к ним, в частности, относится… … Естествознание. Энциклопедический словарь

ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ диаграммы Герцшпрунга Ресселла узкая полоса на этой диаграмме, в пределах которой находится подавляющее большинство звезд. Пересекает диаграмму по диагонали (от высоких до низких светимостей и температур). Звезды… … Большой Энциклопедический словарь

Главная последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела - диаграмма выражает связь между светимостью и температурой звезд (спектральным классом или показателем цвета некоторыми объективными характеристиками звезд), на ней близкие по физическим свойствам звезды занимают обособленные области: главную… … Начала современного естествознания

Совокупность звезд, физически сходных с Солнцем и образующих на диаграмме спектр светимость (см. диаграмма Герцшпрунга Ресселла) единую последовательность, в которой светимости монотонно убывают с уменьшением температуры поверхности, массы и… … Астрономический словарь

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ДЕЙСТВИЙ ПОСРЕДНИКА - – логика действий третьей стороны с целью урегулирования межличностного конфликта. Она включает 17 основных шагов. 1. Попытаться представить общую картину конфликта и проникнуть в его суть, анализируя ту информацию, которой располагаем. Оценить… …

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ САМОРАЗРЕШЕНИЯ КОНФЛИКТА - – логика действий, предпринимаемых более психологически компетентным оппонентом с целью завершения межличностного конфликта. Она включает 17 основных шагов. 1. Прекратить борьбу с оппонентом. Понять, что путем конфликта не удастся защитить свои… … Энциклопедический словарь по психологии и педагогике

- … Википедия

Книги

• Библия. Книги Священного Писания Ветхого и Нового Завета , . Главная книга человечества! Указатель евангельских и апостольских чтений церковных. Последовательность событий по четырем евангелистам…
• Праздники по-русски , Сырников Максим. Главная особенность русских праздников - это их строгая последовательность, выстроенность, закономерность, сочетание яркости и полутонов, великой грусти и великойрадости, непременных постных…

Главная последовательность (ГП) - наиболее населенная область на диаграмме Гецшпрунга - Рессела (ГР). Основная масса звезд на диаграмме ГР расположена вдоль диагонали на полосе, идущей от правого нижнего угла диаграммы в левый верхний угол. Эта полоса и называется главной последовательностью.

Нижний правый угол занят холодными звездами с малой светимостью и малой массой, начиная со звезд порядка 0.08 солнечной массы, а верхний левый угол занимают горячие звезды, имеющие массу порядка 60-100 солнечных масс и большую светимость (вопрос об устойчивости звезд с массами больше 60-120М sun остается открытым, хотя, по-видимому, в последнее время имеются наблюдения таких звезд).

Фаза эволюции, соответствующая главной последовательности, связана с выделением энергии в процессе превращения водорода в гелий , и так как все звезды ГП имеют один источник энергии, то положение звезды на диаграмме ГР определяется ее массой и в малой степени химическим составом.

Основное время жизни звезда проводит на главной последовательности и поэтому главная последовательность - наиболее населенная группа на диаграмме ГР (до 90% всех звезд лежат на ней).

Главная последовательность

Зависимость масса-светимость для главной последовательности

Для звезд главной последовательности существует апроксимационное соотношение, известное как зависимость масса-светимость. Это соотношение было выведено из наблюдательного определения масс и светимостей звезд главной последовательности, но оно также подтверждается расчетами звездных моделей для звезд ГП. Светимость звезды грубо пропорциональна ее массе в степени 3.5 или 4:

L~ M 3.5-4

Таким образом, звезда в два раза массивней Солнца имеет светимость в 11 раз большую, чем Солнце. Наиболее массивные звезды главной последовательности примерно в 60 раз массивней Солнца. Это соответствует светимости почти в миллион раз больше солнечной.

Для наиболее массивных звезд L~M .

Время жизни на главной последовательности

Звезды проводят большую часть своей жизни на главной последовательности. В общем, более массивные звезды живут более быстрой жизнью, чем менее массивные. Казалось бы, что звезды, имеющие большее количество водорода для горения должны были бы расходовать его дольше, но это не так, потому что они используют свои ресурсы быстрее.

Оценим время жизни звезды на ГП. Упрощенно, оно равно отношению энергии, которая может быть излучена к выделению звездой энергии в единицу времени (это светимость L).

Энергия, излучаемая звездой за время t, равна произведению светимости на это время:

E=Lt.

Согласно уравнению Эйнштейна:

E=Mc 2 .

Комбинируя эти два выражения, получаем:

t=Mc 2 /L,

учитывая закон масса-светимость, получаем:

t=c 2 /M 2.5-3 ,

или в солнечных единицах:

t/t sun =1/(M/M sun) 2/5-3 .

Таким образом, если расчетное время жизни Солнца на главной последовательности составляет 10 10 лет, то звезда в 10 раз массивней Солнца будет жить в 1000 раз меньше т.е. 10 7 лет. Так как для наиболее массивных звезд L~M, то по мере увеличения их массы время жизни перестает увеличиваться и стремится к величине ~3.5 млн. лет, что очень мало по космическим масштабам.

Поверхностная температура, светимость и время жизни для звезд главной последовательности

Таблица звезд главной последовательности

спектральный класс		температура (К)	светимость (L/L sun)	масса (M/M sun)	радиус (R/R sun)
O9.5	Ориона С	33,000	30,000	18.0	5.90
B0	Южного Креста	30,000	16,000	16.0	5.70
B2	Спика	22,000	8,300	10.5	5.10
B5	Ахернар	15,000	750	5.40	3.70
B8	Регул	12,500	130	3.50	2.70
A0	Сириус А	9,500	63	2.60	2.30
A2	Фомальгаут	9,000	40	2.20	2.00
A5	Альтаир	8,700	24	1.90	1.80
F5	Процион	6,400	4,0	1.35	1.20
G0	Центавра A	5,900	1.45	1.08	1.05
G2	Солнце	5800	1.000	1.00	1.00
G5	Кассиопеи	5,600	0.70	0.95	0.91
G8	Кита	5,300	0.44	0.85	0.87
K0	Поллукс	5,100	0.36	0.83	0.83
K2	Эридана	4,830	0.28	0.78	0.79
K5	Центавра B	4,370	0.18	0.68	0.74
M2	Лаланд 21185	3,400	0.03	0.33	0.36
M4	Росс 128	3,200	0.0005	0.20	0.21
M6	Вольф 359	3,000	0.0002	0.10	0.12

И.Миронова

предыдущая

Звезды главной последовательности

Единицы измерения

Большинство звёздных характеристик как правило выражается в СИ, но также используется и СГС (к примеру, светимость выражается в эргах в секунду). Масса, светимость и радиус обычно даются в соотношении с нашим Солнцем:

Для обозначения расстояния до звёзд приняты такие единицы как световой год и парсек

Большие расстояния, такие как радиус гигантских звёзд или большая полуось двойных звёздных систем часто выражаются с использованием

астрономической единицы (а. е.) - среднее расстояние между Землёй и Солнцем (150 млн км).

Рис.1 – Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Виды звёзд

Классификации звёзд начали строить сразу после того, как начали получать их спектры. В первом приближении спектр звезды можно описать как спектр чёрного тела, но с наложенными на него линиями поглощения или излучения. По составу и силе этих линий звезде присваивался тот или иной определённый класс. Так поступают и сейчас, однако, нынешнее делœение звёзд гораздо более сложное: дополнительно оно включает абсолютную звёздную величину, наличие или отсутствие переменности блеска и размеров, а основные спектральные классы разбиваются на подклассы.

В начале XX века, Герцшпрунг и Рассел нанесли на диаграмму ʼʼАбсолютная звёздная величинаʼʼ - ʼʼспектральный классʼʼ различные звёзды, и оказалось, что большая их часть сгруппирована вдоль узкой кривой. Позже эта диаграмма (ныне носящая название Диаграмма Герцшпрунга-Рассела ) оказалось ключом к пониманию и исследованиям процессов, происходящих внутри звезды.

Теперь, когда есть теория внутреннего строения звезд и теория их эволюции, стало возможным и объяснение существования классов звезд. Оказалось, что всё многообразие видов звёзд - это не более чем отражение количественных характеристик звёзд (такие как масса и химический состав) и эволюционного этапа, на котором в данный момент находится звезда.

В каталогах и на письме класс звёзд пишется в одно слово, при этом сначала идет буквенное обозначение основного спектрального класса (если класс точно не определён, пишется буквенный диапазон, к примеру, O-B), далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идет класс светимости (номер области на диаграмме Герцшпрунга-Рассела), а затем идет дополнительная информация. К примеру, Солнце имеет класс G2V.

Наиболее многочисленный класс звёзд составляют звёзды главной последовательности, к такому типу звёзд принадлежит и наше Солнце. С эволюционной точки зрения главная последовательность - это то место диаграммы Герцшпрунга-Рассела, на котором звезда находится большую часть своей жизни. В это время потери энергии на излучения компенсируются за счёт энергии, выделяющейся в ходе ядерных реакции. Время жизни на главной последовательности определяется массой и долей элементов тяжелœее гелия (металличностью).

Современная (гарвардская) спектральная классификация звёзд, разработана в Гарвардской обсерватории в 1890 - 1924 годах.

Основная (гарвардская) спектральная классификация звёзд
Класс	Температура, K	Истинный цвет	Видимый цвет	Основные признаки
O	30 000-60 000	голубой	голубой	Слабые линии нейтрального водорода, гелия, ионизованного гелия, многократно ионизованных Si, C, N.
B	10 000-30 000	бело-голубой	бело-голубой и белый	Линии поглощения гелия и водорода. Слабые линии H и К Ca II.
A	7500-10 000	белый	белый	Сильная бальмеровская серия, линии H и К Ca II усиливаются к классу F. Также ближе к классу F начинают появляться линии металлов
F	6000-7500	жёлто-белый	белый	Сильны Линии H и К Ca II, линии металлов. Линии водорода начинают ослабевать. Появляется линия Ca I. Появляется и усиливается полоса G, образованная линиями Fe, Ca и Ti.
G	5000-6000	жёлтый	жёлтый	Линии H и К Ca II интенсивны. Линия Ca I и многочисленные линии металлов. Линии водорода продолжают слабеть, Появляются полосы молекул CH и CN.
K	3500-5000	оранжевый	желтовато-оранжевый	Линии металлов и полоса G интенсивны. Линии водорода почти не заметно. Появляется полосы поглощения TiO.
M	2000-3500	красный	оранжево-красный	Интенсивны полосы TiO и других молекул. Полоса G слабеет. Все ещё заметны линии металлов.

Коричневые карлики

Коричневые карлики - это тип звёзд, в которых ядерные реакции никогда не могли компенсировать потери энергии на излучение. Долгое время коричневые карлики были гипотетическими объектами. Их существование предсказали в серединœе XX в., основываясь на представлениях о процессах, происходящих во время формирования звезд. При этом в 2004 году впервые был обнаружен коричневый карлик. На сегодняшний день открыто достаточно много звёзд подобного типа. Их спектральный класс М - T. В теории выделяется ещё один класс - обозначаемый Y.

Звезды главной последовательности - понятие и виды. Классификация и особенности категории "Звезды главной последовательности" 2017, 2018.

The Hertzsprung-Russell Diagram (HR Diagram)

© Знания-сила

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела

Важнейшими физическими характеристиками звезды являются температура и абсолютная звездная величина. Температурные показатели тесно связаны с цветом звезды, а абсолютная звездная величина - со спектральным классом. Вспомним, что согласно используемой в настоящее время классификации, звёзды в соответствии с их спектрами, как уже было сказано в разделе сайта "Спектральные классы", делятся на семь основных спектральных классов. Они обозначены латинскими буквами O, B, A, F, G, K, М . Именно в этой последовательности температура звёзд понижается от нескольких десятков тысяч градусов для класса O (очень горячие звёзды) до 2000-3000 градусов для звёзд класса М .

Т.е. мера блеска, выражается количеством энергии, излучаемой звездой. Её можно вычислить теоретически, зная расстояние до звезды.

В 1913 году́ датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский Генри Норрис Ре́ссел независимо друг от друга пришли к одной идее построить теоретический график, связывающий два основных звездных параметра - температуру и абсолютную звёздную величину. В результате получилась диаграмма, которой были присвоены имена двух астрономов - диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела (сокр. HRD) , или, проще, диаграмма Г-Р. Как мы увидим далее, диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела помогает разобраться в эволюции звёзд. Кроме того, она широко применяется и для определения расстояний до звёздных скоплений.

Каждой точке на этой диаграмме соответствует звезда. По оси́ ординат (вертикальная ось) отложена светимость звезды, а по оси́ абсцисс (горизонтальная ось) температура её поверхности. Если по цве́ту звезды определить её температуру, то в нашем распоряжении будет одна из величин, нужных для построения диаграммы Г-Р. Если известно расстояние до звезды, то по её видимой яркости на небе можно определить светимость. Тогда в нашем распоряжении будут обе величины́, необходимые для построения диаграммы Г-Р, и мы сможем поставить на этой диаграмме точку, которая соответствует нашей звезде.

Солнце помещается на диаграмме напротив светимости 1, а поскольку температура поверхности Солнца составляет 5800 градусов, то оно оказывается почти в середине диаграммы Г-Р.

Звёзды, светимость которых больше солнечной, расположены на диаграмме выше. Например, число 1000 означает, что на этом уровне размещаются звёзды, светимость которых в 1000 раз больше светимости Солнца.

Звёзды с меньшей светимостью, как, например, Сириус B - белый карлик из системы Сириуса, - лежат ниже. Звёзды, которые горяче́е Солнца, как, например, Сириус А и Дзета Возничего В - горячая звезда из системы Дзета Возничего и Спи́ка из созвездия Девы, лежат слева от Солнца. Более холодные звёзды, как Бетельгейзе и красный сверхгигант из системы Дзета Возничего, лежат справа.

Поскольку холодные звёзды излучают красный свет, а горячие - белый или голубой, то на диаграмме справа расположены красные звёзды, а слева - белые или голубые. Вверху на диаграмме лежат звёзды с большой светимостью, а внизу - с малой.

Главная последовательность

Бóльшая часть звёзд на диаграмме Г-Р располагается в пределах диагональной полосы́, идущей из верхнего левого угла в нижний правый. Эта полоса́ называется "главной последовательностью" . Звёзды, располагающиеся на ней, называются "звёздами главной последовательности". Наше Солнце относится к звёздам главной последовательности и расположено в той её части, которая соответствует желтым звёздам. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звёзды, а справа внизу - самые тусклые и, как следствие, долгоживущие.

Звёзды главной последовательности находятся в самой "спокойной" и стабильной фазе своего существования, или, как принято говорить, фазе жизни.

Источником их энергии являются . По современным оценкам теории звездной эволюции, эта фаза составляет около 90% жизни любой звезды. Именно поэтому большинство звёзд принадлежит главной последовательности.

Согласно теории звездной эволюции, когда запасы водорода в недрах звезды заканчиваются, она покидает главную последовательность, отклоняясь вправо. При этом температура звезды всегда падает, а размер быстро возрастает. Начинается сложное, всё более ускоряющееся движение звезды по диаграмме.

Красные гиганты и белые карлики

Отдельно - правее и выше главной последовательности расположена группа звезд с очень высокой светимостью, причем, температура таких звёзд относительно низка́ - это так называемые красные звёзды-гиганты и сверхгиганты . Это холодные звёзды (приблизительно 3000°С), которые, однако, гораздо ярче звезд с такой же температурой, находящихся в главной последовательности. Один квадратный сантиметр поверхности холодной звезды излучает в секунду относительно малое количество энергии. Большая общая светимость звезды объясняется тем, что велика́ площадь её поверхности: звезда должна быть очень большой. Гига́нтами называют звёзды, диаметр которых больше диаметра Солнца в 200 раз.

Точно так же мы можем рассмотреть и левую нижнюю часть диаграммы. Там расположены горячие звёзды с низкой светимостью. Поскольку квадратный сантиметр поверхности горячего тела излучает в секунду много энергии, а звёзды из левого нижнего угла диаграммы имеют низкую светимость, то мы должны прийти к выводу, что они невелики по размерам. Слева внизу, таким образом, располага́ются белые карлики , очень плотные и компактные звёзды размерами в среднем в 100 раз меньше Солнца, диаметром, соизмеримым с диаметром нашей планеты. Одна из таких звезд, к примеру, - спутник Сириуса, называемый Сириус B .

Звёздные последовательности диаграммы Герцшпрунга-Ре́ссела в принятой условной нумерации

На диаграмме Герцшпрунга-Ре́ссела кроме рассмотренных нами выше последовательностей, астрономы фактически выделяют ещё несколько последовательностей, а главная последовательность имеет условный номер V . Перечислим их:

Iа - последовательность ярких сверхгигантов,
Ib - последовательность слабых сверхгигантов,
II - последовательность ярких гигантов,
III - последовательность слабых гигантов,
IV - последовательность субгигантов,
V - главная последовательность,
VI - последовательность субка́рликов,
VII - последовательность белых карликов.

В соответствии с такой классификацией, наше Солнце с его спектральным классом G2 обозначают как G2V .

Таким образом, уже из общих соображений, зная свети́мость и температуру поверхности, можно оценить размер звезды. Температура говорит нам, сколько энергии излучает один квадратный сантиметр поверхности. Светимость, равная энергии, которую излучает звезда за единицу времени, позволяет узнать величину́ излучающей поверхности, а следовательно, и радиус звезды.

Необходимо также сделать огово́рку, что измерить интенсивность света, приходящего к нам от звёзд, не так-то просто. Атмосфера Земли пропускает не всё излучение. Коротковолно́вый свет, например, в ультрафиолетовой области спектра, не доходит до нас. Следует ещё отметить, что видимые звёздные величи́ны удаленных объектов ослабляются не только вследствие поглощения атмосферой Земли, но ещё и из-за поглощения света пыли́нками, имеющимися в межзвездном пространстве. Понятно, что от этого мешающего фактора нельзя избавить даже космический телескоп, который работает вне атмосферы Земли.

Но и интенсивность света, прошедшего сквозь атмосферу, можно измерять по-разному. Человеческий глаз воспринимает лишь часть света, излуча́емого Солнцем и звездами. Световые лучи разной длины, имеющие разный цвет, не одинаково интенсивно воздействуют на сетчатку глаза, фотопластинку или электронный фото́метр. При определении светимости звёзд учитывают лишь свет, который воспринимается человеческим глазом. Следовательно, для измерений надо использовать инструменты, которые с помощью цветных фильтров имитируют цветовую чувствительность человеческого гла́за. Поэтому на диаграммах Г-Р часто вместо истинной светимости указывают светимость в видимой области спектра, воспринимаемой глазом. Её называют также визуальной светимостью. Величи́ны истинной (болометрической) и визуальной светимости могут различаться достаточно сильно. Так, например, звезда, масса которой в 10 раз больше солнечной, излучает примерно в 10 тысяч раз больше энергии, чем Солнце, в то время как в видимом диапазоне спектра она всего в 1000 раз ярче Солнца. По этой причине спектральный тип звезды сегодня часто заменяют на другой эквивалентный параметр, называемый "показателем цвета"; или "индексом цвета" , отображаемый на горизонтальной оси́ диаграммы. В современной астрофизике индекс цвета представляет собой, по сути, разницу между звёздными величинами звезды в различных диапазонах спектра (принято измерять разницу между звёздными величинами в синей и видимой части спектра, называ́емую B-V или B минус V от английского Blue и Visible ). Этот параметр показывает количественное распределение энергии, которую звезда излучает на разных дли́нах волн, а это напрямую связано с температурой поверхности звезды.

Диаграмма Г-Р обычно приводится в следующих координатах:
1. Светимость - эффективная температура.
2. Абсолютная звездная величина - показатель цвета.
3. Абсолютная звездная величина - спектральный класс.

Физический смысл диаграммы Г-Р

Физический смысл диаграммы Г-Р заключается в том, что после нанесения на неё максимального числа экспериментально наблюдаемых звёзд, по их расположе́нию можно определить закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости. Если бы между свети́мостями и их температурами не было никакой зависимости, то все звёзды распределялись бы на такой диаграмме равномерно. Но на диаграмме обнаруживаются несколько закономерно распределенных группировок звёзд, только что рассмотренных нами, называемых последовательностями.

Диаграмма Герцшпрунга-Ре́ссела оказывает огромную помощь в изучении эволюции звезд на протяжении их существования. Если бы было возможным проследить за эволюцией звезды в течение всей её жизни, т.е. в течение нескольких сотен миллионов или даже нескольких миллиардов лет, мы бы увидели её медленное смещение по диаграмме Г-Р в соответствии с изменением физических характеристик. Передвижения звёзд по диаграмме в зависимости от возраста называют эволюционными треками.

Другими словами, диаграмма Г-Р помогает понять, как звёзды эволюционируют на протяжении всего своего существования. Обратным расчетом с помощью этой диаграммы можно вычислить расстояния до звезд.

Уважаемые посетители!

У вас отключена работа JavaScript . Включите пожалуйста скрипты в браузере, и вам откроется полный функционал сайта!

Раздел очень прост в использовании. В предложенное поле достаточно ввести нужное слово, и мы вам выдадим список его значений. Хочется отметить, что наш сайт предоставляет данные из разных источников – энциклопедического, толкового, словообразовательного словарей. Также здесь можно познакомиться с примерами употребления введенного вами слова.

Найти

Что значит "главная последовательность"

Энциклопедический словарь, 1998 г.

главная последовательность

ГЛАВНАЯ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ диаграммы Герцшпрунга - Ресселла узкая полоса на этой диаграмме, в пределах которой находится подавляющее большинство звезд. Пересекает диаграмму по диагонали (от высоких до низких светимостей и температур). Звезды главной последовательности (к ним, в частности, относится Солнце) имеют одинаковый источник энергии - термоядерные реакции водородного цикла. Звезды находятся на главной последовательности в течение приблизительно 90% всего времени звездной эволюции. Этим объясняется преимущественная концентрация звезд в области главной последовательности.

Википедия

Главная последовательность

Главная последовательность - область на диаграмме Герцшпрунга - Рассела, содержащая звёзды , источником энергии которых является термоядерная реакция синтеза гелия из водорода.

Главная последовательность расположена в окрестностях диагонали диаграммы Герцшпрунга - Рассела и проходит из верхнего левого угла (высокие светимости, ранние спектральные классы) в правый нижний угол диаграммы. Звёзды главной последовательности имеют одинаковый источник энергии («горение» водорода, в первую очередь, CNO-цикл), в связи с чем их светимость и температура определяются их массой:

L = M ,

где светимость L и масса M измеряются в единицах солнечной светимости и массы, соответственно. Поэтому начало левой части главной последовательности представлено голубыми звёздами с массами ~50 солнечных, а конец правой - красными карликами с массами ~0,0767 солнечных.

Существование главной последовательности связано с тем, что стадия горения водорода составляет ~90 % времени эволюции большинства звёзд: выгорание водорода в центральных областях звезды приводит к образованию изотермического гелиевого ядра, переходу к стадии красного гиганта и уходу звезды с главной последовательности. Относительно краткая эволюция красных гигантов приводит, в зависимости от их массы, к образованию белых карликов, нейтронных звёзд или чёрных дыр.

Участок главной последовательности звёздных скоплений является индикатором их возраста: так как темпы эволюции звёзд пропорциональны их массе, то для скоплений существует «левая» точка обрыва главной последовательности в области высоких светимостей и ранних спектральных классов, зависящая от возраста скопления, поскольку звёзды с массой, превышающий некий предел, заданный возрастом скопления, ушли с главной последовательности. Время жизни звезды на главной последовательности $\tau_{\rm MS}$ в зависимости от начальной массы звезды M по отношению к современной массе Солнца $\begin{smallmatrix}M_{\bigodot}\end{smallmatrix}$ можно оценить по эмпирической формуле:

$$\begin{smallmatrix} \tau_{\rm MS}\ \approx \ 6\cdot\ 10^{9} \text{лет} \cdot \left[ \frac{M_{\bigodot}}{M} + \ 0.14 \right]^{4} \end{smallmatrix}$$