Naše Slnko má hmotnosť 1,99 × 10 27 ton – 330-tisíckrát ťažšie ako Zem. Ale to je ďaleko od limitu. Najťažšia spomedzi objavených hviezd, R136a1, váži až 256 sĺnk. Hviezda A, najbližšia k nám, sotva prekročila desatinu dosahu našej hviezdy. Hmotnosť hviezdy môže byť prekvapivo odlišná – existuje však nejaké obmedzenie? A prečo je to pre astronómov také dôležité?

Hmotnosť je jednou z najdôležitejších a nezvyčajných vlastností hviezdy. Astronómovia podľa nej vedia presne povedať o veku hviezdy a jej ďalšom osude. Masívnosť navyše určuje silu gravitačnej kompresie hviezdy - hlavnú podmienku, aby sa jadro hviezdy "zapálilo" v termonukleárnej reakcii a spustilo sa. Preto je hmotnosť v kategórii hviezd kritériom prechodu. Príliš ľahké predmety, ako napríklad , nebudú môcť skutočne svietiť - a príliš ťažké predmety patria do kategórie extrémnych objektov podľa typu.

A zároveň vedci sotva dokážu vypočítať hmotnosť hviezdy - jediné svietidlo, ktorého hmotnosť je určite známa, je naše. Naša Zem pomohla priniesť takúto jasnosť. Vďaka znalosti hmotnosti planéty a jej rýchlosti je možné vypočítať hmotnosť samotnej hviezdy na základe tretieho Keplerovho zákona, ktorý upravil známy fyzik Isaac Newton. Johannes Kepler odhalil vzťah medzi vzdialenosťou od planéty k hviezde a rýchlosťou úplnej rotácie planéty okolo hviezdy a Newton svoj vzorec doplnil o hmotnosti hviezdy a planéty. Astronómovia často používajú upravenú verziu tretieho Keplerovho zákona – a to nielen na určenie hmotnosti hviezd, ale aj iných vesmírnych objektov, ktoré spolu tvoria.

Zatiaľ môžeme len hádať o vzdialených svietidlách. Najdokonalejšia (z hľadiska presnosti) je metóda určovania hmotnosti hviezdnych sústav. Jeho chyba je „len“ 20–60 %. Takáto nepresnosť je pre astronómiu kritická – ak by bolo Slnko o 40 % ľahšie alebo ťažšie, život na Zemi by nevznikol.

V prípade merania hmotnosti jednotlivých hviezd, v blízkosti ktorých sa nenachádzajú žiadne viditeľné objekty, ktorých dráhu je možné použiť na výpočty, astronómovia robia kompromisy. Dnes sa číta, že hmotnosť hviezd jednej je rovnaká. Vedcom tiež pomáha vzťah hmotnosti so svietivosťou alebo hviezdami, pretože obe tieto charakteristiky závisia od sily jadrových reakcií a veľkosti hviezdy - priamych ukazovateľov hmotnosti.

Hodnota hmotnosti hviezdy

Tajomstvo masívnosti hviezd nespočíva v kvalite, ale v kvantite. Naše Slnko, ako väčšina hviezd, pozostáva z 98 % z dvoch najľahších prvkov v prírode, vodíka a hélia. Ale zároveň sa v ňom zhromažďuje 98% hmoty celku!

Ako sa môžu také ľahké látky spojiť do obrovských horiacich gúľ? To si vyžaduje priestor bez veľkých kozmických telies, veľa materiálu a počiatočné zatlačenie – aby sa prvé kilogramy hélia a vodíka začali navzájom priťahovať. V molekulárnych oblakoch, kde sa rodia hviezdy, nič nebráni hromadeniu vodíka a hélia. Je ich toľko, že gravitácia začne násilne tlačiť na jadrá atómov vodíka. Tým sa spustí termonukleárna reakcia, počas ktorej sa vodík premieňa na hélium.

Je logické, že čím väčšia je hmotnosť hviezdy, tým väčšia je jej svietivosť. V obrovskej hviezde je skutočne oveľa viac vodíkového „paliva“ pre termonukleárnu reakciu a gravitačná kompresia, ktorá tento proces aktivuje, je silnejšia. Dôkazom je najhmotnejšia hviezda R136a1 spomenutá na začiatku článku – keďže je 256-krát väčšia, žiari 8,7 miliónovkrát jasnejšie ako naša hviezda!

Masívnosť má však aj negatívnu stránku: v dôsledku intenzity procesov vodík vo vnútri termonukleárnych reakcií rýchlejšie „vyhorí“. Preto masívne hviezdy nežijú veľmi dlho v kozmickom meradle - niekoľko stoviek alebo dokonca desiatok miliónov rokov.

• Zaujímavý fakt: keď hmotnosť hviezdy prevyšuje hmotnosť Slnka 30-krát, nemôže žiť viac ako 3 milióny rokov - bez ohľadu na to, o koľko je jej hmotnosť viac ako 30-krát väčšia ako hmotnosť Slnka. Dôvodom je prekročenie Eddingtonovho limitu žiarenia. Energia transcendentnej hviezdy sa stáva takou silnou, že vytrháva hmotu svietidla v prúdoch – a čím je hviezda hmotnejšia, tým väčšia je strata hmotnosti.

Vyššie sme zvážili hlavné fyzikálne procesy spojené s hmotnosťou hviezdy. A teraz sa pokúsme zistiť, ktoré hviezdy sa dajú s ich pomocou „vyrobiť“.

Reshebnik v triede astronómie 11 na lekciu číslo 25 (pracovný zošit) - Evolúcia hviezd

1. Podľa údajov uvedených v nasledujúcej tabuľke označte polohu príslušných hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 25.1) a potom doplňte do tabuľky chýbajúce charakteristiky.

Zakreslenie polohy hviezd do diagramu je znázornené na príklade Slnka. Hviezdy sú zakreslené v priesečníku súradníc svietivosti a teploty.

2. Pomocou Hertzsprungovho-Russellovho diagramu (obr. 25.1) určte farbu, teplotu, spektrálny typ a absolútnu veľkosť hviezd nachádzajúcich sa v hlavnej postupnosti a so svietivosťou (v svietivostiach Slnka) rovnou 0,01; 100; 10 OOO. Získané údaje zapíšte do tabuľky.

3. Uveďte postupnosť etáp vývoja Slnka:

a) ochladenie bieleho trpaslíka;
b) zhutňovanie hmôt plynu a prachu;
c) kontrakcia do protohviezdy;
d) gravitačná kontrakcia červeného obra;
e) stacionárny stupeň (zdroj žiarenia – termonukleárna reakcia);
f) červený obor s expandujúcim héliovým jadrom.

b - c - d - e - f - a

4. Pri štúdiu hmotností hviezd a ich svietivostí sa zistilo, že pre hviezdy patriace do hlavnej postupnosti je v intervale svietivosť (L) hviezdy úmerná štvrtej mocnine jej hmotnosti: L~M 4 . Vykonajte potrebné výpočty a vyznačte na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 25.1) polohu hviezd s hmotnosťou: 0,5, 5 a 10.

5. Výpočty ukazujú, že čas t (v rokoch) pobytu hviezdy na hlavnej postupnosti Hertzsprungs-Russellovho diagramu možno odhadnúť pomocou vzorca t, kde M je hmotnosť hviezdy v hmotnosti Slnka. Určte čas, ktorý hviezda strávi v hlavnej sekvencii (životnosť).

HLAVNÁ SEKVENCIA v astronómii oblasť HERTZSPRUNG RUSSELL DIAGRAMU, kde sa nachádza najviac hviezd vrátane Slnka. Tiahne sa diagonálne od horúcich, jasných hviezd v ľavom hornom rohu po chladné, slabé hviezdy v pravom dolnom rohu... ... Vedecko-technický encyklopedický slovník

Hertzsprung Ressellove diagramy, úzky pás na tomto diagrame, v ktorom leží prevažná väčšina hviezd. Pretína diagram diagonálne (od vysokých po nízke svietivosti a teploty). Hviezdy hlavnej postupnosti (do ... ... encyklopedický slovník

Množina hviezd fyzicky podobných Slnku a tvoriacich sa na stavovom diagrame (Hertzsprung-Russellov diagram (Pozri Hertzsprung-Russellov diagram)) je prakticky jednoparametrová postupnosť. Pozdĺž G. p. grafy...... Veľká sovietska encyklopédia

Hertzsprung Ressellove diagramy, úzky pás na tomto diagrame, v rámci ktorého sa nachádza prevažná väčšina hviezd. Pretína diagram diagonálne (od vysokej po nízku svietivosť a teplotu p). Hviezdy G. p. (medzi ne patrí najmä ... ... Prírodná veda. encyklopedický slovník

Hlavná postupnosť Hertzsprungovho Ressellovho diagramu je úzky pás na tomto diagrame, v rámci ktorého sa nachádza prevažná väčšina hviezd. Pretína diagram diagonálne (od vysokých po nízke svietivosti a teploty). Hviezdy…… Veľký encyklopedický slovník

Hlavná postupnosť Hertzsprung-Russellovho diagramu- diagram vyjadruje vzťah medzi svietivosťou a teplotou hviezd (spektrálna trieda alebo farebný index niektorých objektívnych charakteristík hviezd), hviezdy podobné fyzikálnymi vlastnosťami na ňom zaberajú samostatné oblasti: hlavné ... ... Začiatky moderných prírodných vied

Súbor hviezd, ktoré sú fyzicky podobné Slnku a tvoria jednu sekvenciu na diagrame spektra svietivosti (pozri Hertzsprung Russellov diagram), v ktorom svietivosti monotónne klesajú s klesajúcou povrchovou teplotou, hmotnosťou a ... ... Astronomický slovník

MEDZIPOSTUPNOSŤ- - logika konania tretej strany s cieľom vyriešiť medziľudský konflikt. Obsahuje 17 základných krokov. 1. Pokúste sa podať všeobecný obraz konfliktu a preniknúť do jeho podstaty, analyzovať informácie, ktoré máme. Odhad……

SEKVENCIA RIEŠENIA KONFLIKTOV- - logika konania psychologicky zdatnejšieho protivníka s cieľom ukončiť medziľudský konflikt. Obsahuje 17 základných krokov. 1. Prestaňte bojovať so svojím protivníkom. Pochopiť, že prostredníctvom konfliktu nebude možné ochrániť svojich ... ... Encyklopedický slovník psychológie a pedagogiky

- ... Wikipedia

knihy

• Biblia. Knihy Svätého písma Starého a Nového zákona, . Hlavná kniha ľudstva! Index evanjeliových a apoštolských cirkevných čítaní. Postupnosť udalostí podľa štyroch evanjelistov...
• Sviatky v ruštine, Maxim Syrnikov. Hlavnou črtou ruských sviatkov je ich prísna postupnosť, zarovnanie, pravidelnosť, kombinácia jasu a stredných tónov, veľký smútok a veľká radosť, nevyhnutný pôst ...

V roku 1910 sa dvaja astronómovia – Dán Einar Hertzsprung a Američan Henry Ressell – nezávisle od seba rozhodli zistiť, ako závisí svietivosť hviezdy od jej spektrálneho typu či farby. Na tento účel vykreslili do grafu údaje o všetkých v tom čase známych spektrálnych typoch a svietivostiach hviezd. Na ľavej strane diagramu sú horúce biele a modré hviezdy, vpravo - "studené" červené, hore - tie, ktoré vyžarujú veľa energie, dole - tie, ktoré sú "skúpe" na žiarenie. Ak by bola závislosť spektra a svietivosti jednoznačná, na diagrame by sa vytvorila priamka, ak by závislosť nebola vôbec, body by sa nachádzali cez celé pole diagramu.

Ukázalo sa niečo úplne iné: body zodpovedajúce určitým hviezdam boli zoskupené v rôznych oblastiach. Väčšina z nich (asi 90 %) sa nachádza na uhlopriečke vedenej od ľavého horného rohu (hviezdy tried O a B, vyžarujúce veľa energie) k pravému dolnému rohu (slabé červené hviezdy). Astronómovia nazvali túto uhlopriečku „hlavnou sekvenciou“. Hore sa horizontálne tiahne sled hviezd s najvyššou svietivosťou, ktoré sa nazývajú obri, pretože na to, aby hviezda vyžarovala toľko energie, musí mať veľmi veľký povrch. Ešte vyššie, nad sekvenciou obrov, sú hyperobri a nadobory a medzi obrami a hlavnou sekvenciou sú podobri.

Vyplnila sa ďalšia oblasť – v ľavom dolnom rohu sú horúce hviezdy nízkej svietivosti, ktorým sa hovorí bieli trpaslíci – veď na to, aby vyžarovala málo energie, musí byť horúca hviezda veľmi malá.

Spočiatku sa vedcom zdalo, že počas svojho života hviezdy cestujú pozdĺž hlavnej postupnosti - postupne strácajú energiu a ochladzujú sa. V skutočnosti však všetko vyzerá komplikovanejšie. „Novorodená“ hviezda takmer okamžite „pristane“ na hlavnej postupnosti a jej miesto v nej závisí predovšetkým od hmotnosti – čím väčšia je hmotnosť, tým vyššiu pozíciu zaujíma. Tam hviezda trávi väčšinu svojho života. Preto sa v hlavnej sekvencii „zhromaždil najväčší počet hviezd“.

Keď však vodíkové „palivo“ skončí, hviezda začne meniť svoj vzhľad. Jeho škrupina sa začína nafúknuť, hviezda sa rýchlo zväčšuje a prechádza do triedy červených obrov a mení svoje miesto na diagrame. Potom sa chladiaca škrupina odhodí - a zostane iba rozžeravené jadro hviezdy. Narodil sa nový biely trpaslík.

Takto žijú hviezdy hlavnej postupnosti vrátane nášho Slnka. Pre iné typy hviezd je „životopis“ komplikovanejší a bohatší na udalosti.

Pomocou Hertzsprung-Russellovho diagramu je často možné určiť vek vzdialených hviezdokôp. Ak všetky hviezdy zhluku ležia v hlavnej postupnosti, hviezdokopa je mladá, ak niektoré hviezdy už hlavnú postupnosť opustili, jej vek je rádovo vyšší.

V probléme Stellar Equilibrium sa diskutovalo o tom, že na Hertzsprung-Russellovom diagrame (spájajúcom farbu a svietivosť hviezd) väčšina hviezd spadá do „pásu“, ktorý sa bežne nazýva hlavná postupnosť. Hviezdy tam trávia väčšinu svojho života. Charakteristickým znakom hviezd hlavnej postupnosti je, že k ich hlavnému uvoľňovaniu energie dochádza v dôsledku „spaľovania“ vodíka v jadre, na rozdiel od hviezd typu T Taurus alebo napríklad obrov, o ktorých bude reč ďalej.

Diskutovalo sa aj o tom, že rôzne farby ("teplota" povrchu) a svietivosti (energia emitovaná za jednotku času) zodpovedajú rôznym hmotnostiam hviezd hlavnej postupnosti. Hmotnostný rozsah začína od desatiny hmotnosti Slnka (pre trpasličie hviezdy) a siaha až po stovky hmotností Slnka (pre obrov). Masívnosť však prichádza za cenu veľmi krátkeho života v hlavnej sekvencii: obri na nej strávia len milióny rokov (a ešte menej), zatiaľ čo trpaslíci môžu žiť v hlavnej sekvencii až desať biliónov rokov.

V tomto probléme „od prvých princípov“ pomocou výsledkov predchádzajúcich problémov (Stellar Equilibrium a Photon Wandering) pochopíme, prečo je hlavná postupnosť presne priamka na diagrame a ako súvisí svietivosť a hmotnosť hviezd. na ňom.

Nechať byť u je energia fotónov na jednotku objemu (hustota energie). Podľa definície svietivosť L je energia vyžiarená z povrchu hviezdy za jednotku času. V poriadku \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), kde V- objem hviezdy, τ - určitý charakteristický čas na prenos tejto energie smerom von (rovnaký čas, za ktorý fotón opustí vnútro hviezdy). Ako objem, opäť v poriadku, môžeme vziať R 3, kde R je polomer hviezdy. Čas prenosu energie možno odhadnúť ako R 2 /lc, kde l je stredná voľná dráha, ktorú možno odhadnúť ako 1/ρκ (ρ je hustota hviezdnej hmoty, κ je koeficient opacity).

V rovnováhe je hustota energie fotónu vyjadrená podľa Stefanovho-Boltzmannovho zákona: u = aT 4, kde a je nejaká konštantná a T je charakteristická teplota.

Vynechaním všetkých konštánt teda získame svietivosť L je úmerné \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa). \)

Máme aj ten tlak P musí byť vyvážené gravitáciou: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)

Stláčanie hviezd pri ich vzniku sa zastaví, keď v samom strede začne intenzívne horenie vodíka, ktoré vytvára dostatočný tlak. Stáva sa to pri určitej teplote T, ktorá na ničom nezávisí. Preto je charakteristická teplota (v skutočnosti je to teplota v strede hviezdy, nezamieňať s povrchovou teplotou!) rovnaká pre hviezdy hlavnej postupnosti.

Úloha

1) Pre stredne ťažké hviezdy (0,5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, a opacita (pre fotóny) je spôsobená Thomsonovým rozptylom na voľných elektrónoch, vďaka čomu je koeficient opacity konštantný: κ = konšt. Nájsť závislosť svietivosti takýchto hviezd od ich hmotnosti. ohodnotiť svietivosť hviezdy, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko (v pomere k svietivosti Slnka).

2) Pre hviezdy s nízkou hmotnosťou je tlak stále určený tlakom plynu a koeficient opacity je určený najmä inými rozptylmi a je daný Kramersovou aproximáciou: κ ~ ρ/ T 7/2 . Rozhodnite sa rovnaký problém pre hviezdy s nízkou hmotnosťou pri odhade svietivosti hviezdy, ktorá je 10-krát ľahšia ako Slnko.

3) Pre masívne hviezdy s hmotnosťou väčšou ako niekoľko desiatok hmotností Slnka je koeficient opacity spôsobený iba Thomsonovým rozptylom (κ = konšt), pričom tlak je spôsobený tlakom fotónov, nie plynu ( P ~ T 4). Nájsť závislosť svietivosti od hmotnosti takýchto hviezd a sadzba svietivosť hviezdy, ktorá je 100x hmotnejšia ako Slnko (pozor, tu sa nemôžete porovnávať so Slnkom, treba urobiť medzikrok).

Nápoveda 1

Prijatie toho M ~ ρ R 3, použite približné výrazy pre svietivosť a tlak, ako aj výraz pre hustotu a nepriehľadnosť, aby ste sa zbavili ρ. Charakteristická teplota T je všade rovnaký, ako je uvedené vyššie, takže ho možno všade aj vynechať.

Nápoveda 2

V poslednom odseku je jedna závislosť pre hviezdy so slnečnou hmotnosťou a druhá pre ťažké hviezdy, takže nie je možné okamžite porovnávať so Slnkom. Namiesto toho najprv vypočítajte svietivosť pre nejakú strednú hmotnosť (napríklad 10-násobok hmotnosti Slnka) pomocou vzorca pre hviezdy strednej hmotnosti, potom pomocou vzorca pre masívne hviezdy nájdite svietivosť hviezdy 100-krát ťažšej ako slnko.

rozhodnutie

Pre hviezdy, v ktorých tlak, ktorý je proti gravitácii, je zabezpečený tlakom ideálneho plynu P ~ ρ T, môžeš písať P ~ Mρ/ R~ ρ (za predpokladu T na konštantu). Pre takéto hviezdy to teda dostaneme M ~ R ktoré použijeme nižšie.

Všimnite si, že tento výraz hovorí, že hviezda, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko, má asi 10-krát väčší polomer.

1) Pričom κ a T pre konštanty, ako aj nastavenie ρ ~ M/R 3 a pomocou vyššie získaného vzťahu získame pre hviezdy strednej hmotnosti L ~ M 3. To znamená, že hviezda 10-krát hmotnejšia ako Slnko bude vyžarovať 1000-krát viac energie za jednotku času (s polomerom, ktorý je len 10-krát väčší ako Slnko).

2) Na druhej strane, pre hviezdy s nízkou hmotnosťou, za predpokladu κ ~ ρ/ T 7/2 (T- stále konštanta), máme L ~ M 5. To znamená, že hviezda, ktorá je 10-krát menej hmotná ako Slnko, má svietivosť 100 000-krát menšiu ako Slnko (opäť s polomerom menším ako 10-krát).

3) Pre najhmotnejšie hviezdy pomer M ~ R už nefunguje. Pretože tlak je zabezpečený tlakom fotónov, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ konšt. teda M ~ R 2 a L ~ M. Nie je možné okamžite porovnávať so Slnkom, pretože pre hviezdy s hmotnosťou Slnka existuje iná závislosť. Ale už sme zistili, že hviezda 10-krát hmotnejšia ako Slnko má svietivosť 1000-krát väčšiu. Môžete porovnať s takou hviezdou, dáva to, že hviezda je 100-krát hmotnejšia ako Slnko, vyžaruje asi 10 000-krát viac energie za jednotku času. To všetko určuje tvar krivky hlavnej postupnosti na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 1).

Doslov

Pre cvičenie si zhodnoťme aj sklon krivky hlavnej postupnosti v Hertzsprung-Russellovom diagrame. Pre jednoduchosť zvážte prípad L ~ M 4 - stredná možnosť medzi dvoma zvažovanými v riešení.

Podľa definície je efektívna teplota ("teplota" povrchu).

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

kde σ je nejaká konštanta. Vzhľadom na to M ~ R(ako sme zistili vyššie), máme (v priemere) \(L\sim T_(\rm eff)^8 \) pre hviezdy hlavnej postupnosti. To znamená, že teplota povrchu hviezdy, ktorá je 10-krát hmotnejšia ako Slnko (a svieti 1000-krát intenzívnejšie), bude 15 000 K a pre hviezdu s hmotnosťou 10-krát menšou ako Slnko (ktorá svieti 100 000 krát menej intenzívne) - asi 1500 K .

Zhrnúť. Vo vnútri hviezd hlavnej postupnosti prebieha „ohrievanie“ pomocou termonukleárneho spaľovania vodíka. Takéto spaľovanie je zdrojom energie, ktorý vystačí na bilióny rokov pre najľahšie hviezdy, na miliardy rokov pre hviezdy so slnečnou hmotnosťou a na milióny rokov pre tie najťažšie.

Táto energia sa premieňa na kinetickú energiu plynu a energiu fotónov, ktoré pri vzájomnej interakcii prenášajú túto energiu na povrch a tiež poskytujú dostatočný tlak na to, aby pôsobili proti gravitačnej kontrakcii hviezdy. (Ale najsvetlejšie hviezdy ( M < 0,5M☉) a ťažké ( M > 3M☉) prenos prebieha aj pomocou konvekcie.)

Na každom z diagramov na obr. 3 ukazuje hviezdy z rovnakej hviezdokopy, pretože hviezdy z tej istej hviezdokopy pravdepodobne vznikli v rovnakom čase. Stredný diagram ukazuje hviezdy v zhluku Plejád. Ako môžete vidieť, hviezdokopa je stále veľmi mladá (jej vek sa odhaduje na 75-150 miliónov n.s.) a väčšina hviezd je v hlavnej postupnosti.

Ľavý diagram ukazuje hviezdokopa, ktorá sa práve vytvorila (stará až 5 miliónov rokov), v ktorej sa väčšina hviezd ešte ani „nenarodila“ (ak sa vstup do hlavnej postupnosti považuje za zrod). Tieto hviezdy sú veľmi jasné, pretože väčšina ich energie nie je spôsobená termonukleárnymi reakciami, ale gravitačnou kontrakciou. V skutočnosti sa stále sťahujú a postupne sa pohybujú nadol po Hertzsprung-Russellovom diagrame (ako je znázornené šípkou), až kým teplota v strede nestúpne natoľko, aby sa spustili účinné termonukleárne reakcie. Potom bude hviezda v hlavnej sekvencii (čierna čiara v diagrame) a bude tam nejaký čas. Za zmienku tiež stojí, že najťažšie hviezdy ( M > 6M☉) sa už rodia v hlavnej postupnosti, to znamená, že keď sa tvoria, teplota v strede je už dostatočne vysoká na to, aby iniciovala termonukleárne spaľovanie vodíka. Z tohto dôvodu na diagrame nevidíme ťažké protohviezdy (vľavo).

Pravý diagram ukazuje starý zhluk (12,7 miliardy rokov starý). Je vidieť, že väčšina hviezd už opustila hlavnú postupnosť, posunuli sa v diagrame „hore“ a stali sa červenými obrami. O tom, ako aj o horizontálnej vetve, si povieme podrobnejšie inokedy. Tu však stojí za zmienku, že najťažšie hviezdy opúšťajú hlavnú postupnosť skôr ako ktokoľvek iný (už sme poznamenali, že za vysokú svietivosť treba platiť krátkou životnosťou), kým najľahšie hviezdy (napravo od hlavnej postupnosti) byť na ňom aj naďalej. Ak je teda pre hviezdokopa známy „inflexný bod“ – miesto, kde sa odlomí hlavná postupnosť a začína obrovská vetva, dá sa pomerne presne odhadnúť, pred koľkými rokmi hviezdy vznikli, teda zistiť vek hviezdokopy. . Hertzsprungov-Russellov diagram je preto užitočný aj na identifikáciu veľmi mladých a veľmi starých hviezdokôp.