Matahari kita memiliki massa 1,99 × 10 27 ton - 330 ribu kali lebih berat dari Bumi. Tapi ini jauh dari batas. Yang terberat di antara bintang-bintang yang ditemukan, R136a1, beratnya sebanyak 256 matahari. Dan, bintang yang paling dekat dengan kita, hampir tidak melebihi sepersepuluh dari jangkauan bintang kita. Massa sebuah bintang bisa sangat berbeda - tetapi apakah ada batasannya? Dan mengapa begitu penting bagi para astronom?

Massa adalah salah satu karakteristik yang paling penting dan tidak biasa dari sebuah bintang. Dari situ, para astronom dapat secara akurat mengetahui tentang usia sebuah bintang dan nasibnya selanjutnya. Selain itu, masifnya menentukan kekuatan kompresi gravitasi bintang - syarat utama bagi inti bintang untuk "menyala" dalam reaksi termonuklir dan memulai. Oleh karena itu, massa merupakan kriteria kelulusan dalam kategori bintang. Benda yang terlalu ringan, seperti , tidak akan bisa benar-benar bersinar - dan benda yang terlalu berat masuk ke dalam kategori benda ekstrim berdasarkan jenisnya.

Dan pada saat yang sama, para ilmuwan hampir tidak dapat menghitung massa sebuah bintang - satu-satunya bintang yang massanya diketahui dengan pasti adalah milik kita. Bumi kita membantu membawa kejelasan seperti itu. Mengetahui massa planet dan kecepatannya, dimungkinkan untuk menghitung massa bintang itu sendiri berdasarkan Hukum Ketiga Kepler, yang dimodifikasi oleh fisikawan terkenal Isaac Newton. Johannes Kepler mengungkapkan hubungan antara jarak dari planet ke bintang dan kecepatan revolusi lengkap planet mengelilingi bintang, dan Newton melengkapi rumusnya dengan massa bintang dan planet. Versi modifikasi dari Hukum Ketiga Kepler sering digunakan oleh para astronom - dan tidak hanya untuk menentukan massa bintang, tetapi juga benda-benda luar angkasa lain yang tersusun bersama.

Sejauh ini, kita hanya bisa menebak tentang tokoh-tokoh yang jauh. Yang paling sempurna (dalam hal akurasi) adalah metode penentuan massa sistem bintang. Kesalahannya adalah “hanya” 20–60%. Ketidakakuratan seperti itu sangat penting untuk astronomi - jika Matahari 40% lebih ringan atau lebih berat, kehidupan di Bumi tidak akan muncul.

Dalam hal mengukur massa bintang tunggal, yang di dekatnya tidak ada objek yang terlihat yang orbitnya dapat digunakan untuk perhitungan, para astronom berkompromi. Hari ini terbaca bahwa massa bintang satu adalah sama. Juga, para ilmuwan dibantu oleh hubungan massa dengan luminositas atau bintang, karena kedua karakteristik ini bergantung pada kekuatan reaksi nuklir dan ukuran bintang - indikator massa langsung.

Nilai massa bintang

Rahasia besarnya bintang tidak terletak pada kualitas, tetapi pada kuantitas. Matahari kita, seperti kebanyakan bintang, 98% terdiri dari dua elemen paling ringan di alam, hidrogen dan helium. Tetapi pada saat yang sama, 98% dari massa keseluruhan dikumpulkan di dalamnya!

Bagaimana zat ringan seperti itu bisa menyatu dalam bola besar yang menyala? Ini membutuhkan ruang yang bebas dari benda-benda kosmik besar, banyak material dan dorongan awal - sehingga kilogram pertama helium dan hidrogen mulai saling tarik-menarik. Di awan molekuler, tempat bintang lahir, tidak ada yang mencegah hidrogen dan helium terakumulasi. Ada begitu banyak dari mereka sehingga gravitasi mulai secara paksa mendorong inti atom hidrogen. Ini memulai reaksi termonuklir, di mana hidrogen diubah menjadi helium.

Adalah logis bahwa semakin besar massa sebuah bintang, semakin besar luminositasnya. Memang, di bintang masif ada lebih banyak "bahan bakar" hidrogen untuk reaksi termonuklir, dan kompresi gravitasi yang mengaktifkan proses lebih kuat. Buktinya adalah bintang paling masif, R136a1, yang disebutkan di awal artikel - dengan bobot 256 kali lebih besar, ia bersinar 8,7 juta kali lebih terang dari bintang kita!

Tetapi sifat masif juga memiliki kelemahan: karena intensitas prosesnya, hidrogen “terbakar habis” lebih cepat dalam reaksi termonuklir di dalamnya. Oleh karena itu, bintang masif tidak hidup lama dalam skala kosmik - beberapa ratus atau bahkan puluhan juta tahun.

• Fakta menarik: ketika massa bintang melebihi massa Matahari sebanyak 30 kali, ia dapat hidup tidak lebih dari 3 juta tahun - terlepas dari berapa banyak massanya lebih dari 30 kali massa matahari. Ini karena melebihi batas radiasi Eddington. Energi bintang transenden menjadi begitu kuat sehingga merobek substansi termasyhur dalam aliran - dan semakin masif bintang, semakin besar kehilangan massanya.

Di atas, kami mempertimbangkan proses fisik utama yang terkait dengan massa bintang. Dan sekarang mari kita coba mencari tahu bintang mana yang bisa "dibuat" dengan bantuan mereka.

Reshebnik di astronomi kelas 11 untuk pelajaran nomor 25 (buku kerja) - Evolusi bintang

1. Berdasarkan data yang diberikan dalam tabel berikut, tandai posisi bintang yang sesuai pada diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 25.1), lalu lengkapi tabel dengan karakteristik yang hilang.

Menggambar posisi bintang pada diagram diilustrasikan dengan contoh Matahari. Bintang-bintang diplot di persimpangan luminositas dan koordinat suhu.

2. Dengan menggunakan diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 25.1), tentukan warna, suhu, jenis spektral, dan magnitudo mutlak bintang yang terletak pada deret utama dan memiliki luminositas (dalam luminositas Matahari) sama dengan 0,01; 100; 10 OO. Catatlah data yang diperoleh ke dalam tabel.

3. Sebutkan urutan tahapan evolusi Matahari:

a) pendinginan katai putih;
b) pemadatan massa gas dan debu;
c) kontraksi menjadi protobintang;
d) kontraksi gravitasi raksasa merah;
e) tahap stasioner (sumber radiasi - reaksi termonuklir);
f) raksasa merah dengan inti helium yang mengembang.

b - c - d - e - f - a

4. Ketika mempelajari massa bintang dan luminositasnya, ditemukan bahwa untuk bintang-bintang yang termasuk dalam deret utama, dalam interval, luminositas (L) sebuah bintang sebanding dengan pangkat empat massanya: L ~ M 4 . Lakukan perhitungan yang diperlukan dan tunjukkan pada diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 25.1) lokasi bintang dengan massa: 0,5, 5 dan 10.

5. Perhitungan menunjukkan bahwa waktu t (dalam tahun) bintang tinggal pada deret utama diagram Hertzsprungs-Russell dapat diperkirakan dengan menggunakan rumus t, di mana M adalah massa bintang dalam massa matahari. Tentukan waktu yang dihabiskan bintang pada deret utama (seumur hidup).

URUTAN UTAMA, dalam astronomi, wilayah pada DIAGRAM HERTZSPRUNG RUSSELL tempat sebagian besar bintang berada, termasuk Matahari. Membentang secara diagonal dari bintang yang panas dan terang di kiri atas hingga bintang yang redup dan dingin di kanan bawah... ... Kamus ensiklopedis ilmiah dan teknis

Diagram Hertzsprung Ressell, pita sempit pada diagram ini, di mana sebagian besar bintang berada. Melintasi diagram secara diagonal (dari luminositas dan suhu tinggi ke rendah). Bintang dari deret utama (untuk ... ... kamus ensiklopedis

Himpunan bintang yang secara fisik mirip dengan Matahari dan terbentuk pada diagram keadaan (diagram Hertzsprung-Russell (Lihat diagram Hertzsprung-Russell)) secara praktis merupakan barisan satu parameter. Sepanjang G. p. grafik... ... Ensiklopedia Besar Soviet

Diagram Hertzsprung Resell, pita sempit pada diagram ini, di mana sebagian besar bintang berada. Melintasi diagram secara diagonal (dari tinggi ke rendah luminositas dan suhu p). Bintang G. p. (ini, khususnya, termasuk ... ... Ilmu pengetahuan Alam. kamus ensiklopedis

Urutan utama diagram Hertzsprung Ressell adalah pita sempit pada diagram ini, di mana sebagian besar bintang berada. Melintasi diagram secara diagonal (dari luminositas dan suhu tinggi ke rendah). Bintang…… Kamus Ensiklopedis Besar

Urutan utama diagram Hertzsprung-Russell- diagram menyatakan hubungan antara luminositas dan suhu bintang (kelas spektral atau indeks warna dari beberapa karakteristik objektif bintang), di atasnya bintang-bintang yang serupa dalam sifat fisik menempati area terpisah: utama ... ... Awal dari ilmu alam modern

Himpunan bintang yang secara fisik mirip dengan Matahari dan membentuk urutan tunggal pada diagram spektrum luminositas (lihat diagram Hertzsprung Russell) di mana luminositas menurun secara monoton dengan penurunan suhu permukaan, massa dan ... ... kamus astronomi

URUTAN PERANTARA- - logika tindakan pihak ketiga untuk menyelesaikan konflik antarpribadi. Ini mencakup 17 langkah dasar. 1. Cobalah untuk menyajikan gambaran umum tentang konflik dan menembus ke dalam esensinya, menganalisis informasi yang kita miliki. Perkiraan……

URUTAN PENYELESAIAN DIRI KONFLIK- - logika tindakan yang diambil oleh lawan yang lebih kompeten secara psikologis untuk mengakhiri konflik interpersonal. Ini mencakup 17 langkah dasar. 1. Berhenti melawan lawan Anda. Untuk memahami bahwa melalui konflik tidak mungkin melindungi diri sendiri ... ... Kamus Ensiklopedis Psikologi dan Pedagogi

- ... Wikipedia

Buku

• Alkitab. Kitab Kitab Suci Perjanjian Lama dan Baru, . Buku utama umat manusia! Indeks Injil dan bacaan gereja apostolik. Urutan peristiwa menurut empat penginjil...
• Liburan dalam bahasa Rusia, Maxim Syrnikov. Fitur utama dari liburan Rusia adalah urutan yang ketat, keselarasan, keteraturan, kombinasi kecerahan dan nada tengah, kesedihan dan kegembiraan yang luar biasa, Prapaskah yang sangat diperlukan ...

Pada tahun 1910, dua astronom - Einar Hertzsprung dari Denmark dan Henry Ressell dari Amerika - secara independen memutuskan untuk mencari tahu bagaimana luminositas sebuah bintang bergantung pada jenis atau warna spektralnya. Untuk melakukan ini, mereka memplot data grafik pada semua jenis spektral dan luminositas bintang yang diketahui pada waktu itu. Di sisi kiri diagram adalah bintang putih dan biru panas, di sebelah kanan - bintang merah "dingin", di atas - bintang yang memancarkan banyak energi, di bawah - bintang yang "pelit" pada radiasi. Jika ketergantungan spektrum-luminositas tidak ambigu, garis lurus akan terbentuk pada diagram; jika tidak ada ketergantungan sama sekali, titik-titik akan ditempatkan di seluruh bidang diagram.

Ternyata sesuatu yang sama sekali berbeda: titik-titik yang sesuai dengan bintang-bintang tertentu dikelompokkan di area yang berbeda. Sebagian besar dari mereka (sekitar 90%) terletak pada diagonal yang ditarik dari sudut kiri atas (bintang kelas O dan B, memancarkan banyak energi) ke sudut kanan bawah (bintang merah redup). Para astronom menyebut diagonal ini sebagai "urutan utama". Membentang horizontal di atas adalah urutan bintang dengan luminositas tertinggi, yang disebut raksasa, karena untuk memancarkan energi begitu banyak, bintang harus memiliki permukaan yang sangat besar. Bahkan lebih tinggi, di atas barisan raksasa, adalah hypergiants dan supergiants, dan di antara raksasa dan barisan utama adalah subgiants.

Area lain diisi - di sudut kiri bawah ada bintang panas dengan luminositas rendah, yang disebut katai putih - lagipula, untuk memancarkan sedikit energi, bintang panas harus sangat kecil.

Pada awalnya, tampaknya bagi para ilmuwan bahwa, sepanjang hidup mereka, bintang-bintang bergerak di sepanjang deret utama - secara bertahap kehilangan energi dan mendingin. Namun, pada kenyataannya, semuanya terlihat lebih rumit. Bintang "baru lahir" segera "mendarat" di deret utama, dan tempatnya di dalamnya terutama bergantung pada massa - semakin besar massa, semakin tinggi posisinya. Di sana sang bintang menghabiskan sebagian besar hidupnya. Itulah sebabnya pada deret utama jumlah bintang terbesar "berkumpul".

Tetapi ketika "bahan bakar" hidrogen berakhir, bintang itu mulai mengubah penampilannya. Cangkangnya mulai membengkak, bintang dengan cepat meningkat dan masuk ke kelas raksasa merah, mengubah tempatnya pada diagram. Kemudian cangkang pendingin ditumpahkan - dan hanya inti merah-panas bintang yang tersisa. Sebuah katai putih baru lahir.

Beginilah cara bintang deret utama hidup, termasuk Matahari kita. Untuk jenis bintang lain, "biografi" lebih rumit dan lebih kaya peristiwa.

Dengan menggunakan diagram Hertzsprung-Russell, seringkali dimungkinkan untuk menentukan usia gugus bintang yang jauh. Jika semua bintang cluster terletak pada deret utama, cluster tersebut masih muda; jika beberapa bintang telah meninggalkan deret utama, umurnya adalah urutan besarnya lebih besar.

Dalam masalah Ekuilibrium Stellar, dibahas bahwa pada diagram Hertzsprung-Russell (menghubungkan warna dan luminositas bintang), sebagian besar bintang jatuh ke dalam “pita”, yang biasa disebut deret utama. Bintang menghabiskan sebagian besar hidup mereka di sana. Ciri khas bintang deret utama adalah pelepasan energi utamanya karena "pembakaran" hidrogen di inti, berbeda dengan bintang T Tauri atau, misalnya, raksasa, yang akan dibahas di bagian penutup.

Juga telah dibahas bahwa warna yang berbeda ("suhu" permukaan) dan luminositas (energi yang dipancarkan per satuan waktu) sesuai dengan massa yang berbeda dari bintang deret utama. Rentang massa mulai dari sepersepuluh massa Matahari (untuk bintang katai) dan meluas hingga ratusan massa matahari (untuk raksasa). Tetapi kebesaran datang dengan harga kehidupan yang sangat singkat di deret utama: raksasa hanya menghabiskan jutaan tahun (dan bahkan lebih sedikit) di atasnya, sementara kurcaci dapat hidup di deret utama hingga sepuluh triliun tahun.

Dalam masalah ini, kita akan "dari prinsip pertama", menggunakan hasil dari masalah sebelumnya (Kesetimbangan Bintang dan Pengembaraan Foton), memahami mengapa deret utama hampir merupakan garis lurus pada diagram, dan bagaimana luminositas dan massa bintang terkait. di atasnya.

Biarlah kamu adalah energi foton per satuan volume (kerapatan energi). Menurut definisi, luminositas L adalah energi yang terpancar dari permukaan bintang per satuan waktu. Dalam urutan besarnya \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), di mana V- volume bintang, - waktu karakteristik tertentu untuk transfer energi ini ke luar (waktu yang sama saat foton meninggalkan bagian dalam bintang). Sebagai volume, sekali lagi dalam urutan besarnya, kita dapat mengambil R 3 , dimana R adalah jari-jari bintang. Waktu transfer energi dapat diperkirakan sebagai R 2 /lc, di mana aku adalah jalur bebas rata-rata, yang dapat diperkirakan sebagai 1/ρκ (ρ adalah kerapatan materi bintang, adalah koefisien opasitas).

Dalam kesetimbangan, kerapatan energi foton dinyatakan menurut hukum Stefan-Boltzmann: kamu = pada 4 , dimana sebuah adalah suatu konstanta, dan T adalah suhu karakteristik.

Jadi, dengan menghilangkan semua konstanta, kita memperoleh bahwa luminositas L sebanding dengan \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Kami juga memiliki tekanan itu P harus diseimbangkan oleh gravitasi: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Kompresi bintang selama pembentukannya berhenti ketika pembakaran hidrogen yang intens dimulai di bagian paling tengah, yang menghasilkan tekanan yang cukup. Itu terjadi pada suhu tertentu T, yang tidak bergantung pada apapun. Oleh karena itu, pada umumnya, suhu karakteristik (sebenarnya, ini adalah suhu di pusat bintang, jangan bingung dengan suhu permukaan!) adalah sama untuk bintang deret utama.

Tugas

1) Untuk bintang bermassa sedang (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, dan opacity (untuk foton) disebabkan oleh hamburan Thomson pada elektron bebas, karena koefisien opacity konstan: = konstan. Menemukan ketergantungan luminositas bintang-bintang tersebut pada massanya. Kecepatan luminositas bintang yang 10 kali lebih besar dari Matahari (relatif terhadap luminositas Matahari).

2) Untuk bintang bermassa rendah, tekanan masih ditentukan oleh tekanan gas, dan koefisien opasitas ditentukan terutama oleh hamburan lain dan diberikan oleh pendekatan Kramers: ~ / T 7/2 . Memutuskan masalah yang sama untuk bintang bermassa rendah dengan memperkirakan luminositas bintang yang 10 kali lebih ringan dari Matahari.

3) Untuk bintang masif dengan massa lebih besar dari beberapa puluh massa matahari, koefisien opasitas hanya disebabkan oleh hamburan Thomson (κ = konstan), sedangkan tekanan disebabkan oleh tekanan foton, bukan gas ( P ~ T 4). Menemukan ketergantungan luminositas pada massa untuk bintang-bintang seperti itu, dan kecepatan luminositas bintang yang 100 kali lebih masif dari Matahari (hati-hati, Anda tidak dapat membandingkan dengan Matahari di sini, Anda perlu mengambil langkah menengah).

Petunjuk 1

Menerima itu M ~ ρ R 3, gunakan ekspresi perkiraan untuk luminositas dan tekanan, serta ekspresi untuk kepadatan dan opasitas untuk menghilangkan . Suhu karakteristik T adalah sama di mana-mana, seperti yang disebutkan di atas, sehingga dapat juga dihilangkan di mana-mana.

Petunjuk 2

Di paragraf terakhir, ada satu ketergantungan untuk bintang bermassa matahari, dan satu lagi untuk yang berat, sehingga tidak mungkin untuk segera membandingkannya dengan Matahari. Sebagai gantinya, pertama-tama hitung luminositas untuk beberapa massa menengah (misalnya, 10 massa matahari) menggunakan rumus untuk bintang bermassa sedang, kemudian gunakan rumus untuk bintang masif untuk menemukan luminositas bintang yang 100 kali lebih berat daripada Matahari.

Keputusan

Untuk bintang-bintang di mana tekanan melawan gravitasi disediakan oleh tekanan gas ideal P ~ ρ T, kamu bisa menulis P ~ Mρ/ R~ (dengan asumsi T untuk konstanta). Jadi, untuk bintang seperti itu kita mendapatkan itu M ~ R yang akan kita gunakan di bawah ini.

Perhatikan bahwa ungkapan ini mengatakan bahwa bintang yang 10 kali lebih besar dari Matahari memiliki radius sekitar 10 kali lipat.

1) Mengambil dan T untuk konstanta, serta pengaturan ~ M/R 3 dan menggunakan hubungan yang diperoleh di atas, kita peroleh untuk bintang bermassa sedang L ~ M 3 . Artinya, sebuah bintang yang 10 kali lebih besar dari Matahari akan memancarkan energi 1000 kali lebih banyak per satuan waktu (dengan radius melebihi Matahari hanya 10 kali).

2) Sebaliknya, untuk bintang bermassa rendah, dengan asumsi ~ / T 7/2 (T- masih konstan), kita punya L ~ M 5 . Artinya, bintang yang massanya 10 kali lebih kecil dari Matahari memiliki luminositas 100.000 kali lebih kecil dari matahari (sekali lagi, dengan radius kurang dari 10 kali).

3) Untuk bintang yang paling masif, rasionya M ~ R tidak lagi berfungsi. Karena tekanan disediakan oleh tekanan foton, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konstan. Dengan demikian, M ~ R 2 , dan L ~ M. Tidak mungkin untuk segera membandingkan dengan Matahari, karena untuk bintang-bintang dengan massa matahari ada ketergantungan yang berbeda. Tetapi kita telah menemukan bahwa bintang yang 10 kali lebih besar dari Matahari memiliki luminositas 1000 kali lebih besar. Anda dapat membandingkan dengan bintang seperti itu, itu memberi bahwa bintang itu 100 kali lebih besar dari Matahari, ia memancarkan energi sekitar 10.000 kali lebih banyak per unit waktu. Semua ini menentukan bentuk kurva deret utama pada diagram Hertzsprung-Russell (Gbr. 1).

kata penutup

Sebagai latihan, mari kita juga mengevaluasi kemiringan kurva deret utama dalam diagram Hertzsprung-Russell. Untuk mempermudah, pertimbangkan kasusnya L ~ M 4 - opsi tengah di antara keduanya yang dipertimbangkan dalam solusi.

Menurut definisi, suhu efektif ("suhu" permukaan) adalah

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

dimana adalah suatu konstanta. Mengingat bahwa M ~ R(seperti yang kami temukan di atas), kami memiliki (rata-rata) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) untuk bintang deret utama. Artinya, suhu permukaan bintang yang 10 kali lebih besar dari Matahari (dan bersinar 1000 kali lebih intens) akan menjadi 15.000 K, dan untuk bintang dengan massa 10 kali lebih kecil dari matahari (yang bersinar 100.000 kali kurang intens) - sekitar 1500 K .

Meringkaskan. Di bagian dalam bintang deret utama, "pemanasan" terjadi dengan bantuan pembakaran hidrogen termonuklir. Pembakaran seperti itu merupakan sumber energi yang cukup untuk triliunan tahun bagi bintang paling ringan, miliaran tahun untuk bintang bermassa matahari, dan jutaan tahun untuk bintang terberat.

Energi ini diubah menjadi energi kinetik gas dan energi foton, yang, berinteraksi satu sama lain, mentransfer energi ini ke permukaan, dan juga memberikan tekanan yang cukup untuk melawan kontraksi gravitasi bintang. (Tapi bintang paling ringan ( M < 0,5M) dan berat ( M > 3M) transfer juga terjadi dengan bantuan konveksi.)

Pada masing-masing diagram pada Gambar. 3 menunjukkan bintang-bintang dari gugus yang sama, karena bintang-bintang dari gugus yang sama diduga terbentuk pada waktu yang sama. Diagram tengah menunjukkan bintang-bintang di gugus Pleiades. Seperti yang dapat dilihat, gugus ini masih sangat muda (usianya diperkirakan 75–150 juta ns), dan sebagian besar bintang berada di deret utama.

Diagram kiri menunjukkan gugus yang baru saja terbentuk (berusia hingga 5 juta tahun), di mana sebagian besar bintang bahkan belum “lahir” (jika masuk ke deret utama dianggap sebagai kelahiran). Bintang-bintang ini sangat terang, karena sebagian besar energinya tidak disebabkan oleh reaksi termonuklir, tetapi karena kontraksi gravitasi. Faktanya, mereka masih berkontraksi, bergerak secara bertahap ke bawah diagram Hertzsprung-Russell (seperti yang ditunjukkan oleh panah) sampai suhu di pusat naik cukup untuk memulai reaksi termonuklir yang efektif. Kemudian bintang tersebut akan berada pada deret utama (garis hitam pada diagram) dan akan berada di sana selama beberapa waktu. Perlu juga dicatat bahwa bintang terberat ( M > 6M) lahir sudah pada urutan utama, yaitu, ketika mereka terbentuk, suhu di pusat sudah cukup tinggi untuk memulai pembakaran termonuklir hidrogen. Karena itu, kita tidak melihat protobintang berat (di sebelah kiri) dalam diagram.

Diagram kanan menunjukkan sebuah cluster tua (12,7 miliar tahun). Dapat dilihat bahwa sebagian besar bintang telah meninggalkan deret utama, bergerak "naik" dalam diagram dan menjadi raksasa merah. Kami akan membicarakan ini secara lebih rinci, serta cabang horizontal, di lain waktu. Namun, perlu dicatat di sini bahwa bintang terberat meninggalkan deret utama sebelum orang lain (kami telah mencatat bahwa Anda harus membayar luminositas tinggi dengan umur pendek), sedangkan bintang paling ringan (di sebelah kanan deret utama) terus berada di atasnya. Jadi, jika "titik belok" diketahui untuk gugusan - tempat di mana deret utama terputus dan cabang raksasa dimulai, orang dapat memperkirakan secara akurat berapa tahun yang lalu bintang-bintang terbentuk, yaitu, menemukan usia gugus. . Oleh karena itu, diagram Hertzsprung-Russell juga berguna untuk mengidentifikasi gugus bintang yang sangat muda dan sangat tua.