Sterne sind sehr unterschiedlich: klein und groß, hell und nicht sehr hell, alt und jung, heiß und kalt, weiß, blau, gelb, rot usw.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ermöglicht es Ihnen, die Klassifizierung von Sternen zu verstehen.

Es zeigt die Beziehung zwischen absoluter Helligkeit, Leuchtkraft, Spektraltyp und Oberflächentemperatur eines Sterns. Die Sterne in diesem Diagramm sind nicht zufällig angeordnet, sondern bilden wohldefinierte Bereiche.

Die meisten Sterne befinden sich auf dem sogenannten Hauptsequenz. Die Existenz der Hauptsequenz ist darauf zurückzuführen, dass die Wasserstoffverbrennungsstufe ~90% der Entwicklungszeit der meisten Sterne ausmacht: Die Verbrennung von Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns führt zur Bildung eines isothermen Heliumkerns, der Übergang zur Roten-Riesen-Bühne und der Abschied des Stars von der Hauptsequenz. Die relativ kurze Entwicklung der Roten Riesen führt je nach Masse zur Entstehung von Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

Sterne befinden sich in unterschiedlichen Stadien ihrer evolutionären Entwicklung und werden in normale Sterne, Zwergsterne und Riesensterne unterteilt.

Normale Sterne sind die Hauptreihensterne. Unsere Sonne ist eine davon. Manchmal werden solche normalen Sterne wie die Sonne als gelbe Zwerge bezeichnet.

Gelber Zwerg

Ein gelber Zwerg ist eine Art kleiner Hauptreihenstern mit einer Masse zwischen 0,8 und 1,2 Sonnenmassen und einer Oberflächentemperatur von 5000–6000 K.

Die Lebensdauer eines Gelben Zwergs beträgt im Durchschnitt 10 Milliarden Jahre.

Nachdem der gesamte Wasserstoffvorrat ausgebrannt ist, vergrößert sich der Stern um ein Vielfaches und verwandelt sich in einen Roten Riesen. Ein Beispiel für diese Art von Stern ist Aldebaran.

Der Rote Riese stößt seine äußeren Gasschichten aus und bildet planetarische Nebel, und der Kern kollabiert zu einem kleinen, dichten Weißen Zwerg.

Ein roter Riese ist ein großer rötlicher oder orangefarbener Stern. Die Bildung solcher Sterne ist sowohl im Stadium der Sternentstehung als auch in späteren Stadien ihrer Existenz möglich.

In einem frühen Stadium strahlt der Stern aufgrund der bei der Kompression freigesetzten Gravitationsenergie, bis die Kompression durch das Einsetzen einer thermonuklearen Reaktion gestoppt wird.

In den späteren Stadien der Entwicklung von Sternen, nachdem der Wasserstoff in ihrem Inneren ausgebrannt ist, steigen die Sterne von der Hauptreihe ab und bewegen sich in die Region der Roten Riesen und Überriesen des Hertzsprung-Russell-Diagramms: Dieses Stadium dauert etwa 10% von die Zeit des „aktiven“ Lebens von Sternen, also die Stadien ihrer Evolution, in denen im Sterninneren Nukleosynthesereaktionen ablaufen.

Der Riesenstern hat eine relativ niedrige Oberflächentemperatur von etwa 5000 Grad. Ein riesiger Radius, der 800 Sonnen erreicht, und aufgrund dieser Größe eine enorme Leuchtkraft. Die maximale Strahlung fällt auf die roten und infraroten Bereiche des Spektrums, weshalb sie als Rote Riesen bezeichnet werden.

Die größten der Riesen verwandeln sich in rote Überriesen. Ein Stern namens Beteigeuze im Sternbild Orion ist das auffälligste Beispiel für einen roten Überriesen.

Zwergsterne sind das Gegenteil von Riesen und können wie folgt sein.

Ein Weißer Zwerg ist das, was von einem gewöhnlichen Stern mit einer Masse von nicht mehr als 1,4 Sonnenmassen übrig bleibt, nachdem er das Stadium des Roten Riesen durchlaufen hat.

Aufgrund des Fehlens von Wasserstoff findet im Kern solcher Sterne keine thermonukleare Reaktion statt.

Weiße Zwerge sind sehr dicht. Sie sind nicht größer als die Erde, aber ihre Masse kann mit der Masse der Sonne verglichen werden.

Dies sind unglaublich heiße Sterne, die Temperaturen von 100.000 Grad oder mehr erreichen. Sie glänzen mit ihrer verbleibenden Energie, aber mit der Zeit geht sie zur Neige und der Kern kühlt ab und verwandelt sich in einen schwarzen Zwerg.

Rote Zwerge sind die häufigsten stellaren Objekte im Universum. Schätzungen ihrer Häufigkeit reichen von 70 bis 90 % der Anzahl aller Sterne in der Galaxie. Sie sind ganz anders als andere Sterne.

Die Masse der Roten Zwerge überschreitet nicht ein Drittel der Sonnenmasse (die untere Massengrenze liegt bei 0,08 Sonnenmassen, gefolgt von Braunen Zwergen), die Oberflächentemperatur erreicht 3500 K. Rote Zwerge haben einen Spektraltyp M oder spätes K. Sterne davon Typ emittieren sehr wenig Licht, manchmal in 10.000-mal kleiner als die Sonne.

Aufgrund ihrer geringen Strahlung ist keiner der Roten Zwerge von der Erde aus mit bloßem Auge sichtbar. Selbst der sonnennächste Rote Zwerg, Proxima Centauri (der sonnennächste Stern im Tripelsystem) und der nächste einzelne Rote Zwerg, Barnards Stern, haben eine scheinbare Helligkeit von 11,09 bzw. 9,53. Gleichzeitig kann ein Stern mit einer Größe von bis zu 7,72 mit bloßem Auge beobachtet werden.

Aufgrund der geringen Verbrennungsrate von Wasserstoff haben Rote Zwerge eine sehr lange Lebensdauer - von zig Milliarden bis zu zig Billionen Jahren (ein Roter Zwerg mit einer Masse von 0,1 Sonnenmassen brennt 10 Billionen Jahre).

In Roten Zwergen sind thermonukleare Reaktionen mit Helium nicht möglich, sodass sie sich nicht in Rote Riesen verwandeln können. Mit der Zeit schrumpfen sie und erwärmen sich immer mehr, bis sie den gesamten Vorrat an Wasserstoff als Brennstoff aufgebraucht haben.

Allmählich verwandeln sie sich nach theoretischen Vorstellungen in Blaue Zwerge - eine hypothetische Klasse von Sternen, während es noch keinem der Roten Zwerge gelungen ist, sich in einen Blauen Zwerg und dann in Weiße Zwerge mit einem Heliumkern zu verwandeln.

Brauner Zwerg - substellare Objekte (mit Massen im Bereich von ungefähr 0,01 bis 0,08 Sonnenmassen bzw. von 12,57 bis 80,35 Jupitermassen und einem Durchmesser, der ungefähr dem des Jupiter entspricht), in dessen Tiefen sich im Gegensatz zu Haupt Sequenzsterne gibt es keine thermonukleare Fusionsreaktion mit der Umwandlung von Wasserstoff in Helium.

Die Mindesttemperatur von Hauptreihensternen liegt bei etwa 4000 K, die Temperatur von Braunen Zwergen liegt im Bereich von 300 bis 3000 K. Braune Zwerge kühlen ihr ganzes Leben lang ständig ab, je größer der Zwerg, desto langsamer kühlt er ab.

subbraune Zwerge

Subbraune Zwerge oder Braune Unterzwerge sind kalte Formationen, die in ihrer Masse unterhalb der Braunen-Zwerge-Grenze liegen. Ihre Masse beträgt weniger als etwa ein Hundertstel der Sonnenmasse bzw. 12,57 Jupitermassen, die untere Grenze ist nicht definiert. Sie werden häufiger als Planeten betrachtet, obwohl die wissenschaftliche Gemeinschaft noch nicht zu einer endgültigen Schlussfolgerung darüber gekommen ist, was als Planet und was als subbrauner Zwerg gilt.

schwarzer zwerg

Schwarze Zwerge sind weiße Zwerge, die abgekühlt sind und daher nicht im sichtbaren Bereich strahlen. Stellt das letzte Stadium in der Evolution der Weißen Zwerge dar. Die Masse der Schwarzen Zwerge wird wie die Masse der Weißen Zwerge von oben durch 1,4 Sonnenmassen begrenzt.

Ein Doppelstern besteht aus zwei gravitativ gebundenen Sternen, die um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt kreisen.

Manchmal gibt es Systeme mit drei oder mehr Sternen, in einem solchen allgemeinen Fall wird das System als Mehrfachstern bezeichnet.

In Fällen, in denen ein solches Sternensystem nicht zu weit von der Erde entfernt ist, können einzelne Sterne durch ein Teleskop unterschieden werden. Wenn die Entfernung erheblich ist, müssen Sie verstehen, dass ein Doppelstern vor Astronomen nur durch indirekte Zeichen möglich ist - Helligkeitsschwankungen, die durch periodische Sonnenfinsternisse eines Sterns durch einen anderen und einige andere verursacht werden.

Neuer Stern

Sterne, deren Leuchtkraft plötzlich um den Faktor 10.000 zunimmt. Eine Nova ist ein binäres System, das aus einem Weißen Zwerg und einem Begleitstern der Hauptreihe besteht. In solchen Systemen strömt Gas aus dem Stern allmählich in den Weißen Zwerg und explodiert dort periodisch, wodurch ein Ausbruch von Leuchtkraft entsteht.

Supernova

Eine Supernova ist ein Stern, der seine Entwicklung in einem katastrophalen Explosionsprozess beendet. Der Flare kann in diesem Fall um mehrere Größenordnungen größer sein als bei einem neuen Stern. Eine solch gewaltige Explosion ist eine Folge der Prozesse, die im Stern auf der letzten Stufe der Evolution stattfinden.

Neutronenstern

Neutronensterne (NS) sind Sternformationen mit Massen in der Größenordnung von 1,5 Sonnenmassen und deutlich kleiner als Weiße Zwerge, der typische Radius eines Neutronensterns liegt vermutlich in der Größenordnung von 10-20 Kilometern.

Sie bestehen hauptsächlich aus neutralen subatomaren Teilchen - Neutronen, die durch Gravitationskräfte fest zusammengedrückt werden. Die Dichte solcher Sterne ist extrem hoch, sie ist angemessen und kann nach einigen Schätzungen um ein Vielfaches höher sein als die durchschnittliche Dichte des Atomkerns. Ein Kubikzentimeter neuseeländischer Materie würde Hunderte Millionen Tonnen wiegen. Die Schwerkraft auf der Oberfläche eines Neutronensterns ist etwa 100 Milliarden Mal größer als auf der Erde.

Laut Wissenschaftlern kann es in unserer Galaxie zwischen 100 Millionen und 1 Milliarde Neutronensterne geben, also etwa einen von tausend gewöhnlichen Sternen.

Pulsare

Pulsare sind kosmische Quellen elektromagnetischer Strahlung, die in Form periodischer Ausbrüche (Pulse) auf die Erde treffen.

Nach dem vorherrschenden astrophysikalischen Modell sind Pulsare rotierende Neutronensterne mit einem zur Rotationsachse geneigten Magnetfeld. Wenn die Erde in den von dieser Strahlung gebildeten Kegel fällt, ist es möglich, einen Strahlungsimpuls aufzuzeichnen, der sich in Abständen wiederholt, die der Umlaufdauer des Sterns entsprechen. Einige Neutronensterne machen bis zu 600 Umdrehungen pro Sekunde.

Cepheiden

Cepheiden sind eine Klasse pulsierender variabler Sterne mit einer ziemlich genauen Beziehung zwischen Periode und Leuchtkraft, benannt nach dem Stern Delta Cephei. Einer der berühmtesten Cepheiden ist der Nordstern.

Die obige Liste der Haupttypen (Typen) von Sternen mit ihren kurzen Eigenschaften erschöpft natürlich nicht die gesamte mögliche Vielfalt von Sternen im Universum.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR-Diagramm)

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Hertzsprung-Russell-Diagramm

Die wichtigsten physikalischen Eigenschaften eines Sterns sind Temperatur und absolute Helligkeit. Temperaturindikatoren hängen eng mit der Farbe des Sterns und der absoluten Sterngröße zusammen - mit dem Spektraltyp. Erinnern Sie sich daran, dass gemäß der derzeit verwendeten Klassifizierung Sterne in Übereinstimmung mit ihren Spektren, wie bereits im Abschnitt „Spektralklassen“ der Website erwähnt, in sieben Hauptspektralklassen eingeteilt werden. Sie werden mit den lateinischen Buchstaben O, B, A, F, G, K, M bezeichnet. In dieser Abfolge sinkt die Temperatur der Sterne von mehreren Zehntausend Grad bei Klasse-O-Sternen (sehr heiße Sterne) auf 2000-3000 Grad bei Klasse-M-Sternen..

Diese. ein Maß für die Brillanz, ausgedrückt als die von einem Stern abgegebene Energiemenge. Es kann theoretisch berechnet werden, wenn man die Entfernung zum Stern kennt.

1913 kamen der dänische Astronom Einar Hertzsprung und der Amerikaner Henry Norris Ressel unabhängig voneinander auf die gleiche Idee, einen theoretischen Graphen zu erstellen, der zwei Hauptstellarparameter miteinander verbindet - Temperatur und absolute Sternhelligkeit. Das Ergebnis war ein Diagramm, das nach zwei Astronomen benannt wurde – das Hertzsprung-Russell-Diagramm (kurz HRD), oder einfacher das G-R-Diagramm. Wie wir später sehen werden, hilft das Hertzsprung-Russell-Diagramm, die Entwicklung von Sternen zu verstehen. Darüber hinaus wird es häufig verwendet, um die Entfernungen zu Sternhaufen zu bestimmen.

Jeder Punkt in diesem Diagramm entspricht einem Stern. Die Leuchtkraft des Sterns ist entlang der y-Achse (vertikale Achse) und die Temperatur seiner Oberfläche entlang der Abszisse (horizontale Achse) aufgetragen. Wenn wir seine Temperatur anhand der Farbe eines Sterns bestimmen, steht uns einer der Werte zur Verfügung, die zum Erstellen eines G-R-Diagramms erforderlich sind. Ist die Entfernung zum Stern bekannt, kann anhand seiner scheinbaren Helligkeit am Himmel die Leuchtkraft bestimmt werden. Dann haben wir beide Größen zur Verfügung, die für die Konstruktion des G-R-Diagramms erforderlich sind, und wir können einen Punkt in dieses Diagramm setzen, der unserem Stern entspricht.

Die Sonne ist im Diagramm gegenüber der Leuchtkraft 1 platziert, und da die Oberflächentemperatur der Sonne 5800 Grad beträgt, befindet sie sich fast in der Mitte des H-R-Diagramms.

Sterne mit einer größeren Leuchtkraft als die Sonne befinden sich im obigen Diagramm. Beispielsweise bedeutet die Zahl 1000, dass sich auf dieser Ebene Sterne befinden, deren Leuchtkraft 1000-mal größer ist als die Leuchtkraft der Sonne.

Sterne mit geringerer Leuchtkraft wie Sirius B – ein Weißer Zwerg aus dem Sirius-System – liegen darunter. Sterne, die heißer als die Sonne sind, wie Sirius A und Zeta Aurigae B, ein heißer Stern aus dem System Zeta Aurigae und Spica im Sternbild Jungfrau, liegen links von der Sonne. Kühlere Sterne wie Beteigeuze und der rote Überriese aus dem Zeta-Aurigae-System liegen rechts.

Da kühle Sterne rotes Licht und heiße Sterne weißes oder blaues Licht aussenden, zeigt das Diagramm rechts rote Sterne und links weiße oder blaue Sterne. Oben im Diagramm befinden sich Sterne mit hoher Leuchtkraft und unten - mit geringer Leuchtkraft.

Hauptsequenz

Die meisten Sterne im H-R-Diagramm befinden sich innerhalb eines diagonalen Streifens, der von der oberen linken Ecke zur unteren rechten Ecke verläuft. Diese Band heißt "Hauptsequenz" . Die Sterne darauf werden "Hauptreihensterne" genannt. Unsere Sonne gehört zu den Hauptreihensternen und befindet sich in dem Teil davon, der den gelben Sternen entspricht. Oben in der Hauptreihe stehen die hellsten und heißesten Sterne, rechts unten die dunkelsten und damit langlebigsten.

Die Sterne der Hauptreihe befinden sich in der "ruhigsten" und stabilsten Phase ihrer Existenz oder, wie sie sagen, der Phase des Lebens.

Die Quelle ihrer Energie ist. Nach modernen Schätzungen der Theorie der Sternentwicklung macht diese Phase etwa 90% des Lebens eines Sterns aus. Deshalb gehören die meisten Sterne zur Hauptreihe.

Wenn der Wasserstoffvorrat im Inneren eines Sterns zur Neige geht, verlässt er nach der Theorie der Sternentwicklung die Hauptreihe und weicht nach rechts aus. In diesem Fall sinkt die Temperatur des Sterns immer und die Größe nimmt schnell zu. Eine komplexe, zunehmend beschleunigte Bewegung des Sterns entlang des Diagramms beginnt.

Rote Riesen und weiße Zwerge

Separat - rechts und über der Hauptreihe befindet sich eine Gruppe von Sternen mit sehr hoher Leuchtkraft, und die Temperatur solcher Sterne ist relativ niedrig - dies sind die sogenannten Roten Riesensterne und Überriesen . Dabei handelt es sich um kalte Sterne (ca. 3000°C), die jedoch deutlich heller sind als Sterne gleicher Temperatur in der Hauptreihe. Ein Quadratzentimeter der Oberfläche eines kalten Sterns strahlt pro Sekunde relativ wenig Energie ab. Die große Gesamtleuchtkraft eines Sterns erklärt sich dadurch, dass seine Oberfläche groß ist: Der Stern muss sehr groß sein. Sterne werden Riesen genannt, deren Durchmesser das 200-fache des Durchmessers der Sonne beträgt.

Auf die gleiche Weise können wir den unteren linken Teil des Diagramms betrachten. Es gibt heiße Sterne mit geringer Leuchtkraft. Da ein Quadratzentimeter der Oberfläche eines heißen Körpers pro Sekunde viel Energie abstrahlt und die Sterne in der linken unteren Ecke des Diagramms eine geringe Leuchtkraft haben, müssen wir daraus schließen, dass sie klein sind. Links unten befinden sich also Weiße Zwerge , sehr dichte und kompakte Sterne, im Durchschnitt 100 Mal kleiner als die Sonne, mit einem Durchmesser, der dem Durchmesser unseres Planeten entspricht. Ein solcher Stern ist zum Beispiel ein Satellit von Sirius namens Sirius B.

Sternfolgen des Hertzsprung-Russell-Diagramms in der akzeptierten bedingten Nummerierung

Auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm unterscheiden Astronomen zusätzlich zu den oben betrachteten Folgen tatsächlich mehrere weitere Folgen, und die Hauptfolge hat eine bedingte Zahl v . Lassen Sie uns sie auflisten:

Ia - eine Folge heller Überriesen,
Ib ist eine Folge schwacher Überriesen,
II- eine Folge heller Riesen,
III- Folge schwacher Riesen,
IV ist die Folge der Unterriesen,
v - Hauptsequenz,
VI - Folge von Unterzwergen,
VII ist eine Folge von Weißen Zwergen.

Entsprechend dieser Einteilung wird unsere Sonne mit ihrem Spektraltyp G2 als bezeichnet G2V .

So lässt sich bereits aus allgemeinen Überlegungen, bei Kenntnis der Leuchtkraft und Oberflächentemperatur, die Größe des Sterns abschätzen. Die Temperatur sagt uns, wie viel Energie ein Quadratzentimeter einer Oberfläche abstrahlt. Die Leuchtkraft, die der Energie entspricht, die der Stern pro Zeiteinheit abgibt, ermöglicht es Ihnen, die Größe der strahlenden Oberfläche und damit den Radius des Sterns herauszufinden.

Es muss auch eine Einschränkung gemacht werden, dass es nicht so einfach ist, die Intensität des Lichts zu messen, das von Sternen zu uns kommt. Die Erdatmosphäre lässt nicht die gesamte Strahlung durch. Kurzwelliges Licht, beispielsweise im ultravioletten Spektralbereich, erreicht uns nicht. Es sollte auch beachtet werden, dass die scheinbare Sternhelligkeit entfernter Objekte nicht nur durch die Absorption durch die Erdatmosphäre, sondern auch durch die Absorption von Licht durch im interstellaren Raum vorhandene Staubpartikel geschwächt wird. Klar ist, dass auch ein Weltraumteleskop, das außerhalb der Erdatmosphäre operiert, diesen Störfaktor nicht loswerden kann.

Aber die Intensität des Lichts, das durch die Atmosphäre dringt, kann auf verschiedene Weise gemessen werden. Das menschliche Auge nimmt nur einen Bruchteil des von Sonne und Sternen ausgestrahlten Lichts wahr. Lichtstrahlen unterschiedlicher Länge und unterschiedlicher Farbe wirken nicht gleich intensiv auf die Netzhaut, die Fotoplatte oder das elektronische Photometer. Bei der Bestimmung der Leuchtkraft von Sternen wird nur das vom menschlichen Auge wahrgenommene Licht berücksichtigt. Für Messungen ist es daher notwendig, Geräte zu verwenden, die mit Hilfe von Farbfiltern die Farbempfindlichkeit des menschlichen Auges simulieren. Daher wird auf den G-R-Diagrammen oft anstelle der wahren Leuchtkraft die vom Auge wahrgenommene Leuchtkraft im sichtbaren Bereich des Spektrums angegeben. Sie wird auch visuelle Leuchtkraft genannt. Die Werte von wahrer (bolometrischer) und visueller Leuchtkraft können sich recht stark unterscheiden. So strahlt beispielsweise ein Stern mit einer 10-mal größeren Masse als die Sonne etwa 10.000-mal mehr Energie aus als die Sonne, während er im sichtbaren Spektrum nur 1000-mal heller ist als die Sonne. Aus diesem Grund wird der Spektraltyp eines Sterns heute oft durch einen anderen äquivalenten Parameter namens Spektraltyp ersetzt "Farbindex"; oder "Farbindex" auf der horizontalen Achse des Diagramms angezeigt. In der modernen Astrophysik ist der Farbindex tatsächlich der Unterschied zwischen den Sterngrößen eines Sterns in verschiedenen Bereichen des Spektrums (es ist üblich, den Unterschied zwischen Sterngrößen im blauen und sichtbaren Bereich des Spektrums zu messen, genannt B-V oder B minus V von English Blue und Visible). Dieser Parameter zeigt die quantitative Verteilung der Energie, die ein Stern bei verschiedenen Wellenlängen abstrahlt, und steht in direktem Zusammenhang mit der Oberflächentemperatur des Sterns.

Das G-R-Diagramm wird normalerweise in den folgenden Koordinaten angegeben:
1. Leuchtkraft - effektive Temperatur.
2. Absolute Größe - Farbindex.
3. Absolute Größe - Spektraltyp.

Die physikalische Bedeutung des G-R-Diagramms

Die physikalische Bedeutung des G-R-Diagramms liegt darin, dass es nach dem Auftragen der maximalen Anzahl experimentell beobachteter Sterne darauf möglich ist, die Muster ihrer Verteilung anhand des Verhältnisses von Spektrum und Leuchtkraft anhand ihres Standorts zu bestimmen. Gäbe es keine Abhängigkeit zwischen den Leuchtstärken und ihren Temperaturen, dann wären alle Sterne auf einem solchen Diagramm gleichmäßig verteilt. Aber das Diagramm zeigt mehrere regelmäßig verteilte Gruppierungen von Sternen, die wir gerade betrachtet haben, Sequenzen genannt.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm ist eine große Hilfe bei der Untersuchung der Entwicklung von Sternen während ihrer gesamten Existenz. Wenn es möglich wäre, die Entwicklung eines Sterns während seines gesamten Lebens zu verfolgen, d.h. Über mehrere hundert Millionen oder sogar mehrere Milliarden Jahre hinweg würden wir sehen, wie es sich langsam entlang des G-R-Diagramms entsprechend der Änderung der physikalischen Eigenschaften verschiebt. Die Bewegungen von Sternen entlang des Diagramms in Abhängigkeit von ihrem Alter werden Evolutionsspuren genannt.

Mit anderen Worten, das G-R-Diagramm hilft zu verstehen, wie sich Sterne während ihrer Existenz entwickeln. Rückrechnung Mit diesem Diagramm können Sie die Entfernungen zu den Sternen berechnen.

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Das obige Bild hat nichts mit dem Tscheljabinsker Auto zu tun; Dieses Bild wird als Hertzsprung-Russell-Diagramm bezeichnet und zeigt Muster in der Verteilung von Sternen nach Leuchtkraft und Farbe (Spektralklasse). Wahrscheinlich hat jeder, der zumindest ein populärwissenschaftliches Buch über Astronomie gelesen hat, dieses Bild gesehen und sich daran erinnert, dass sich die überwiegende Mehrheit der Sterne im Universum auf der "Hauptreihe" befindet, dh sie befinden sich in der Nähe der Kurve, die von links oben nach oben verläuft die rechte untere Ecke des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Sterne auf der Hauptreihe sind stabil und können sich viele Milliarden Jahre lang sehr langsam entlang bewegen, wobei sie langsam Wasserstoff in Helium umwandeln; Wenn der Kernbrennstoff aufgebraucht ist, verlässt ein gewöhnlicher Stern die Hauptreihe, wird für kurze Zeit zu einem Roten Riesen und kollabiert dann für immer zu einem Weißen Zwerg, der allmählich verblasst.

Die Metapher ist also, dass Sie ein ähnliches Bild über Startups zeichnen können, und es wird sich auch herausstellen, dass es eine schmale Zone der Stabilität gibt – die „Hauptreihe“ – und es gibt darüber hinaus instabile Zustände. Die Achsen können der Cash Burn (Rate der Ausgabeninvestitionen) und die Wachstumsrate der Schlüsselkennzahlen sein (jedes Projekt hat natürlich seine eigenen; im typischsten Fall ist dies die Anzahl der Benutzer).

Auf der Hauptreihe - Projekte, die in der Lage sind, sich gegenseitig auszugleichen. Die ideale Situation ist eine ordentliche, reibungslose Bewegung daran entlang: Die Ausgaben steigen allmählich und die Wachstumsraten steigen proportional (nämlich die Wachstumsraten, nicht die Kennzahlen selbst!). Mit anderen Worten, das investierte Geld sorgt für explosives Wachstum – das Startup „hebt ab“.
Unter der Hauptreihe befindet sich ein riesiger Zwergenfriedhof. Diese Projekte sind eingefroren, sie fressen kein Geld, oder sie verbrauchen eine sehr kleine, unveränderte Menge davon (grob gesagt Hosting-Kosten) – aber die Metriken sind stabil, wachsen nicht oder praktisch nicht. Vielleicht kommt jemand herein, registriert sich, beginnt sogar damit, es zu benutzen - aber das wird nicht zu einer neuen Wachstumsrunde führen. (Aus eigener Erfahrung ist das natürlich 9facts).
Über der Hauptreihe befinden sich künstlich aufgeblasene Riesen. Geld brennt sehr schnell aus (wie Helium!), aber das passiert an der falschen Stelle oder einfach zu früh – der Markt ist noch nicht bereit, mit einer entsprechenden Erhöhung der Metriken zu reagieren. Auf dem Spektrogramm eines solchen Startups sind charakteristische Merkmale sehr deutlich sichtbar: aufgeblähtes Personal, fehlendes organisches Wachstum der Benutzer (Wachstum nur durch den Kauf von Traffic), Hin- und Herwerfen. In der Anamnese kann in der Regel ein "wilder Investor" - jemand, der fest an die Idee geglaubt hat, aber gleichzeitig nicht beruflich an der Entwicklung von Startups beteiligt ist, die Bedürfnisse des Projekts in der nächsten Phase nicht einschätzen und gibt zu viel Geld. (Und das war übrigens auch alles, was wir mit 9facts hatten).
Sehr oft kann man sehen, wie ein Projekt im Laufe seiner Entwicklung genau den gleichen Weg geht wie ein Stern: von der Hauptreihe zu Riesen (sie entschieden fälschlicherweise, dass sie das Modell ergriffen haben, das für explosives Wachstum sorgen würde, und begannen, Geld zu pumpen) und dann zu Zwergen (Geld ist weg). Nun, ein paar weitere amüsante Analogien können in dieser reichhaltigen Metapher gesehen werden.

Und die Produktivität dieser Metapher ist dies.
1) Die Hauptreihe ist sehr eng. Dies ist ein schmaler Weg, es ist unmöglich, ihn zu gehen, ohne ein sehr klares Verständnis dafür zu haben, wie die Venture-Industrie im Allgemeinen funktioniert (ich werde diese Gelegenheit nutzen, um erneut zu werben, und), ohne eine sehr klare Konzentration auf die Essenz Ihres Produkts , ohne Ihre eigenen Schlüsselmetriken zu identifizieren und zu kontrollieren. ohne erfahrene Piloten, ohne Beteiligung, Fleiß, ja sogar Fanatismus. Schritt nach links, Schritt nach rechts - und es wird schwierig, fast unmöglich, zurückzukehren. Wenn es dennoch zu einer Versammlung gekommen ist, müssen Sie alles fallen lassen und versuchen, zurückzukehren. Das ist der Nutzen meiner Metapher für ein Startup.
2) Wenn das Projekt offensichtlich außerhalb der Hauptsequenz liegt - es macht keinen Sinn, darin zu investieren, es macht keinen Sinn, es in Betracht zu ziehen. Es gibt keine Chance. Es macht auch keinen Sinn, ein Projekt in Betracht zu ziehen, das noch gar nicht begonnen hat, dessen Eckdaten aber von vornherein eine Abweichung von der Hauptreihenfolge nahelegen („wir stellen sofort 30 Leute ein“). Das ist der Vorteil meiner Metapher für den Anleger, sie hilft sehr, Zeit zu sparen.
3) Und natürlich dürfen wir nicht vergessen, dass Verallgemeinerungen und Dogmen nur dann nützlich sind, wenn Sie sich an ihre Gründe erinnern und selbst verstehen können, warum in dieser bestimmten Situation die Verallgemeinerung nicht funktioniert und das Dogma verletzt werden kann.

Und zum Schluss noch ein paar Worte dazu, wie die Hauptreihe für Startups aussieht. (Das kann man natürlich nur sehr pauschal sagen, Märkte, Länder etc. sind sehr unterschiedlich).
Alles beginnt in dem Teil des Zeitplans, in dem es noch keine Benutzer gibt - und zu diesem Zeitpunkt kann das Team nicht mehr als 2-3 Personen haben und es kann nicht Hunderttausende Rubel pro Monat verbrennen, aber es wäre besser, dies nicht zu tun überhaupt nichts verbrennen. Der Prototyp ist fertig, die Haupthypothese ist formuliert, Werbeversuche wurden gestartet, Startkapital wurde aufgebracht - ein Team kann 5-6 Personen haben, es kann ein paar Hunderttausend pro Monat ausgeben, aber es muss sogar Kunden geben wenn auch nur im Beta-Testmodus, und ein erheblicher Teil des Geldes sollte nicht in die Entwicklung gelenkt werden. Das Produkt ist erstellt, die Kunden verwenden es und haben begonnen, das erste Geld zu zahlen, wir haben es geschafft, ernsthafte Finanzierung von Business Angels zu erhalten - die Hauptsache in dieser Phase ist, das Wachstum der Entwicklungskosten irgendwann zu stoppen und sich auf das Geschäft zu konzentrieren Entwicklung und Erhalt nachhaltiger Metriken; Du kannst keine Millionen ausgeben. Es wurde ein stabiles Wachstum erzielt, die erste Venture-Finanzierungsrunde wurde angezogen - dies ist kein Grund für eine unkontrollierte Inflation des Personals und einen sorglosen Umgang mit Geld, erfolgreiche Projekte wachsen hier auf 10 bis 20 Personen und halten ihre Kosten innerhalb von 50 bis 100 tausend Dollar im Monat. Usw.

Kurz gesagt, alles ist wie im Weltraum, nur mit einem Unterschied.
Da – 90 % der Stars stehen auf der Hauptreihe, und es ist keine große Übertreibung, wenn wir sagen, dass 90 % der Startups versuchen, sich außerhalb davon zu finden.
Aus Interviews und Pitches nur diese Woche:
- Startup A hat bereits 1,5 Millionen Dollar über zwei Jahre für die Produktentwicklung ausgegeben, die Nachfrage nach der Lösung ist nicht bewiesen, die Benutzerbasis wächst nicht, sie versuchen, weitere 2 Millionen Dollar anzuziehen - hauptsächlich um die Entwicklung fortzusetzen (und wer wird geben sie? und vor allem nach welcher Schätzung?) ,
- Startup B ist das gesamte in der Seed-Phase gesammelte Geld ausgegangen, und die Gründer basteln parallel zur Hauptarbeit weiter daran, während die Wettbewerber in einem guten Tempo vorangekommen sind; Früher haben die Gründer keine anständigen Investitionen mit einer guten Schätzung getätigt, versuchten nicht zu verwischen und sich auf ihre eigenen Stärken zu verlassen, und jetzt stimmen sie bereits einer viel niedrigeren Schätzung zu, aber ...,
- Startup B versucht, in der Ideenphase mehrere zehn Millionen Rubel aufzubringen, und plant, ein Team von etwa 20 Personen zusammenzustellen, um einen Prototyp zu erstellen und die Hypothese zu testen.
... usw.

Gepostet am 2. 17., 2013 um 14:10 Uhr |

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Was bedeutet „Hauptreihe“?

Enzyklopädisches Wörterbuch, 1998

Hauptsequenz

Die HAUPTREIHE des Hertzsprung-Russell-Diagramms ist ein schmales Band in diesem Diagramm, in dem sich die überwiegende Mehrheit der Sterne befindet. Kreuzt das Diagramm diagonal (von hohen zu niedrigen Helligkeiten und Temperaturen). Hauptreihensterne (insbesondere die Sonne) haben dieselbe Energiequelle - thermonukleare Reaktionen des Wasserstoffkreislaufs. Sterne befinden sich während etwa 90 % der Zeit der Sternentwicklung auf der Hauptreihe. Dies erklärt die vorherrschende Konzentration von Sternen in der Hauptreihenregion.

Wikipedia

Hauptsequenz

Hauptsequenz- ein Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, der Sterne enthält, deren Energiequelle die thermonukleare Reaktion der Heliumfusion aus Wasserstoff ist.

Die Hauptsequenz befindet sich in der Nähe der Diagonalen des Hertzsprung-Russell-Diagramms und verläuft von der oberen linken Ecke (hohe Leuchtkräfte, frühe Spektraltypen) bis zur unteren rechten Ecke des Diagramms. Hauptreihensterne haben die gleiche Energiequelle („Verbrennung“ von Wasserstoff, hauptsächlich der CNO-Zyklus), und daher werden ihre Leuchtkraft und Temperatur durch ihre Masse bestimmt:

L=M,

wo ist die leuchtkraft L und Masse M gemessen in Einheiten der solaren Leuchtkraft bzw. Masse. Daher wird der Anfang des linken Teils der Hauptreihe durch blaue Sterne mit Massen von etwa 50 Sonnenmassen und das Ende des rechten Teils durch rote Zwerge mit Massen von etwa 0,0767 Sonnenmassen dargestellt.

Die Existenz der Hauptsequenz ist darauf zurückzuführen, dass das Stadium der Wasserstoffverbrennung etwa 90 % der Entwicklungszeit der meisten Sterne ausmacht: Die Verbrennung von Wasserstoff in den zentralen Regionen des Sterns führt zur Bildung eines isothermen Heliumkerns , der Übergang zur Roten-Riesen-Bühne und der Abschied des Stars von der Hauptsequenz. Die relativ kurze Evolution der Roten Riesen führt je nach Masse zur Entstehung von Weißen Zwergen, Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

Der Schnitt durch die Hauptreihe von Sternhaufen ist ein Indikator für deren Alter: Da die Entwicklungsgeschwindigkeit von Sternen proportional zu ihrer Masse ist, gibt es für Sternhaufen einen "linken" Knickpunkt der Hauptreihe im Bereich hoher Leuchtkräfte und frühe Spektraltypen, die vom Alter des Haufens abhängen, da Sterne mit einer Masse, die eine bestimmte, durch das Alter des Haufens festgelegte Grenze überschreitet, die Hauptreihe verlassen haben. Lebensdauer eines Sterns auf der Hauptreihe $\tau_(\rm MS)$ in Abhängigkeit von der Anfangsmasse des Sterns M bezogen auf die moderne Sonnenmasse $\begin(smallmatrix)M_(\bigodot)\end(smallmatrix)$ lässt sich durch die empirische Formel abschätzen:

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

Beim Problem des Stellaren Gleichgewichts wurde diskutiert, dass auf dem Hertzsprung-Russell-Diagramm (das die Farbe und Leuchtkraft von Sternen verbindet) die meisten Sterne in das "Band" fallen, das allgemein als Hauptreihe bezeichnet wird. Stars verbringen dort die meiste Zeit ihres Lebens. Ein charakteristisches Merkmal von Hauptreihensternen ist, dass ihre Hauptenergiefreisetzung auf das „Verbrennen“ von Wasserstoff im Kern zurückzuführen ist, im Gegensatz zu Sternen vom Typ T Taurus oder beispielsweise Riesen, auf die im Nachwort eingegangen wird.

Es wurde auch diskutiert, dass unterschiedliche Farben (die "Temperatur" der Oberfläche) und Leuchtstärken (pro Zeiteinheit emittierte Energie) unterschiedlichen Massen von Hauptreihensternen entsprechen. Der Massenbereich beginnt bei Zehnteln der Sonnenmasse (bei Zwergsternen) und reicht bis zu Hunderten von Sonnenmassen (bei Riesen). Aber Massivität wird mit einem sehr kurzen Leben auf der Hauptreihe erkauft: Riesen verbringen nur Millionen von Jahren (und noch weniger) damit, während Zwerge bis zu zehn Billionen Jahre auf der Hauptreihe leben können.

In diesem Problem werden wir „von Grund auf“ anhand der Ergebnisse früherer Probleme (Stellar Equilibrium und Photon Wandering) verstehen, warum die Hauptsequenz im Diagramm genau eine gerade Linie ist und wie die Leuchtkraft und Masse von Sternen zusammenhängen darauf.

Lassen u ist die Energie von Photonen pro Volumeneinheit (Energiedichte). Per Definition Leuchtkraft L ist die Energie, die von der Oberfläche eines Sterns pro Zeiteinheit abgestrahlt wird. In der Größenordnung \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), wobei v- das Volumen des Sterns, τ - eine bestimmte charakteristische Zeit für die Übertragung dieser Energie nach außen (die gleiche Zeit, für die das Photon das Innere des Sterns verlässt). Als Volumen, wieder in der Größenordnung, können wir nehmen R 3, wo R ist der Radius des Sterns. Die Energieübertragungszeit kann abgeschätzt werden als R 2 /lc, wo l ist die mittlere freie Weglänge, die als 1/ρκ geschätzt werden kann (ρ ist die Sternmateriedichte, κ ist der Opazitätskoeffizient).

Im Gleichgewicht wird die Photonenenergiedichte nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz ausgedrückt: u = bei 4, wo a ist etwas konstant, und T ist die charakteristische Temperatur.

Wenn wir also alle Konstanten weglassen, erhalten wir die Leuchtkraft L ist proportional zu \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Das haben wir auch unter Druck P muss durch Schwerkraft ausgeglichen werden: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Die Kompression von Sternen während ihrer Entstehung hört auf, wenn im Zentrum eine intensive Wasserstoffverbrennung beginnt, die einen ausreichenden Druck erzeugt. Das passiert bei einer bestimmten Temperatur T, die von nichts abhängt. Daher ist die charakteristische Temperatur (tatsächlich ist dies die Temperatur im Zentrum des Sterns, nicht zu verwechseln mit der Oberflächentemperatur!) für Hauptreihensterne im Großen und Ganzen gleich.

Eine Aufgabe

1) Für Sterne mittlerer Masse (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, und die Opazität (für Photonen) wird durch Thomson-Streuung an freien Elektronen verursacht, wodurch der Opazitätskoeffizient konstant ist: κ = konst. Finden Abhängigkeit der Leuchtkraft solcher Sterne von ihrer Masse. Rate die Leuchtkraft eines Sterns, der zehnmal so massereich ist wie die Sonne (relativ zur Leuchtkraft der Sonne).

2) Bei massearmen Sternen wird der Druck immer noch durch den Gasdruck bestimmt, und der Opazitätskoeffizient wird hauptsächlich durch andere Streuungen bestimmt und ist durch die Kramers-Näherung gegeben: κ ~ ρ/ T 7/2 . Sich entscheiden das gleiche Problem für massearme Sterne, indem man die Leuchtkraft eines Sterns schätzt, der zehnmal leichter als die Sonne ist.

3) Bei massereichen Sternen mit Massen von mehr als mehreren zehn Sonnenmassen ist der Opazitätskoeffizient nur auf die Thomson-Streuung zurückzuführen (κ = konst), während der Druck auf den Druck von Photonen zurückzuführen ist, nicht auf Gas ( P ~ T 4). Finden die Abhängigkeit der Leuchtkraft von der Masse für solche Sterne und Bewertung die Leuchtkraft eines Sterns, der 100-mal massereicher ist als die Sonne (Achtung, Sie können hier nicht mit der Sonne vergleichen, Sie müssen einen Zwischenschritt machen).

Tipp 1

Das akzeptieren M ~ ρ R 3, verwenden Sie ungefähre Ausdrücke für Helligkeit und Druck sowie einen Ausdruck für Dichte und Opazität, um ρ loszuwerden. Charakteristische Temperatur T ist wie oben angemerkt überall gleich, kann also auch überall weggelassen werden.

Tipp 2

Im letzten Absatz gibt es eine Abhängigkeit für Sterne mit Sonnenmasse und eine andere für schwere Sterne, sodass es unmöglich ist, sie sofort mit der Sonne zu vergleichen. Berechnen Sie stattdessen zuerst die Leuchtkraft für eine mittlere Masse (z. B. die 10-fache Masse der Sonne) mithilfe der Formel für Sterne mittlerer Masse und ermitteln Sie dann mithilfe der Formel für massereiche Sterne die Leuchtkraft eines Sterns, der 100-mal schwerer ist als Die Sonne.

Lösung

Für Sterne, in denen der Druck, der der Schwerkraft entgegenwirkt, durch den Druck eines idealen Gases bereitgestellt wird P ~ ρ T, Du kannst schreiben P ~ Mρ/ R~ ρ (vorausgesetzt T für eine Konstante). Für solche Sterne bekommen wir das also M ~ R die wir unten verwenden werden.

Beachten Sie, dass dieser Ausdruck besagt, dass ein Stern, der 10-mal so massereich ist wie die Sonne, etwa den 10-fachen Radius hat.

1) Nimmt man κ und T für Konstanten, sowie das Setzen von ρ ~ M/R 3 und unter Verwendung der oben erhaltenen Beziehung erhalten wir für Sterne mittlerer Masse L ~ M 3 . Das bedeutet, dass ein Stern, der 10-mal massereicher ist als die Sonne, 1000-mal mehr Energie pro Zeiteinheit ausstrahlt (bei einem Radius, der nur 10-mal so groß ist wie der der Sonne).

2) Andererseits gilt für massearme Sterne unter der Annahme κ ~ ρ/ T 7/2 (T- immer noch eine Konstante), haben wir L ~ M 5 . Das heißt, ein Stern, der 10-mal weniger massereich ist als die Sonne, hat eine 100.000-mal geringere Leuchtkraft als die Sonne (wiederum mit einem Radius von weniger als dem 10-fachen).

3) Für die massereichsten Sterne das Verhältnis M ~ R funktioniert nicht mehr. Da der Druck durch den Photonendruck bereitgestellt wird, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konst. Auf diese Weise, M ~ R 2 und L ~ M. Ein sofortiger Vergleich mit der Sonne ist nicht möglich, da für Sterne mit Sonnenmassen eine andere Abhängigkeit besteht. Aber wir haben bereits herausgefunden, dass ein Stern, der 10-mal massereicher ist als die Sonne, eine 1000-mal größere Leuchtkraft hat. Sie können mit einem solchen Stern vergleichen, dass der Stern 100-mal massereicher ist als die Sonne, er strahlt etwa 10.000-mal mehr Energie pro Zeiteinheit ab. All dies bestimmt die Form der Hauptreihenkurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm (Abb. 1).

Nachwort

Als Übung werten wir auch die Steigung der Hauptreihenkurve im Hertzsprung-Russell-Diagramm aus. Betrachten Sie der Einfachheit halber den Fall L ~ M 4 - die mittlere Option zwischen den beiden in der Lösung berücksichtigten.

Definitionsgemäß ist die effektive Temperatur (die „Temperatur“ der Oberfläche).

\[ \sigma T_(\mathrmeff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]

wobei σ eine Konstante ist. Angesichts dessen M ~ R(wie wir oben festgestellt haben) haben wir (im Durchschnitt) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) für Hauptreihensterne. Das heißt, die Temperatur der Oberfläche eines Sterns, der 10-mal massereicher ist als die Sonne (und 1000-mal intensiver scheint), beträgt 15.000 K, und für einen Stern mit einer 10-mal geringeren Masse als die Sonne (die 100.000 mal weniger intensiv) - etwa 1500 K .

Zusammenfassen. Im Inneren von Hauptreihensternen findet die „Erhitzung“ mit Hilfe der thermonuklearen Verbrennung von Wasserstoff statt. Eine solche Verbrennung ist eine Energiequelle, die für Billionen von Jahren für die leichtesten Sterne, für Milliarden von Jahren für Sterne mit Sonnenmasse und für Millionen von Jahren für die schwersten ausreicht.

Diese Energie wird in die kinetische Energie des Gases und die Energie von Photonen umgewandelt, die in Wechselwirkung miteinander diese Energie auf die Oberfläche übertragen und auch genügend Druck erzeugen, um der Gravitationskontraktion des Sterns entgegenzuwirken. (Aber die hellsten Sterne ( M < 0,5M☉) und schwer ( M > 3M☉) Übertragung erfolgt auch mit Hilfe der Konvektion.)

Auf jedem der Diagramme in Abb. 3 zeigt Sterne aus demselben Haufen, weil die Sterne aus demselben Haufen vermutlich zur gleichen Zeit entstanden sind. Das mittlere Diagramm zeigt die Sterne im Plejadenhaufen. Wie Sie sehen können, ist der Haufen noch sehr jung (sein Alter wird auf 75-150 Millionen n.s. geschätzt), und die meisten Sterne befinden sich auf der Hauptreihe.

Das linke Diagramm zeigt einen gerade entstandenen (bis zu 5 Millionen Jahre alten) Sternhaufen, in dem die meisten Sterne noch nicht einmal „geboren“ sind (wenn man den Eintritt in die Hauptreihe als Geburt betrachtet). Diese Sterne sind sehr hell, da der größte Teil ihrer Energie nicht auf thermonukleare Reaktionen, sondern auf Kontraktion durch die Gravitation zurückzuführen ist. Tatsächlich ziehen sie sich immer noch zusammen und bewegen sich allmählich im Hertzsprung-Russell-Diagramm nach unten (wie durch den Pfeil angezeigt), bis die Temperatur im Zentrum ausreichend ansteigt, um effektive thermonukleare Reaktionen zu starten. Dann befindet sich der Stern auf der Hauptreihe (schwarze Linie im Diagramm) und wird dort einige Zeit bleiben. Es ist auch erwähnenswert, dass die schwersten Sterne ( M > 6M☉) werden bereits auf der Hauptreihe geboren, das heißt, wenn sie sich bilden, ist die Temperatur im Zentrum bereits hoch genug, um die thermonukleare Verbrennung von Wasserstoff einzuleiten. Aus diesem Grund sehen wir im Diagramm keine schweren Protosterne (links).

Das rechte Diagramm zeigt einen alten Cluster (12,7 Milliarden Jahre alt). Es ist zu sehen, dass die meisten Sterne die Hauptreihe bereits verlassen haben, sich im Diagramm „nach oben“ bewegen und zu roten Riesen werden. Darüber und über den horizontalen Zweig werden wir ein anderes Mal ausführlicher sprechen. An dieser Stelle ist jedoch anzumerken, dass die schwersten Sterne die Hauptreihe vor allen anderen verlassen (wir haben bereits festgestellt, dass hohe Leuchtkraft mit einem kurzen Leben bezahlt werden muss), während die leichtesten Sterne (rechts von der Hauptreihe) weitermachen drauf zu sein. Wenn also der "Wendepunkt" des Haufens bekannt ist - die Stelle, an der die Hauptreihe abbricht und der Riesenast beginnt -, kann man ziemlich genau abschätzen, vor wie vielen Jahren die Sterne entstanden sind, dh das Alter des Haufens finden . Daher ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm auch nützlich, um sehr junge und sehr alte Sternhaufen zu identifizieren.