Jdi na obsah Jdi na menu
 


Hlavní posloupnost

Na začátku života hvězdy T Tauri následují Hajašiho stopu – zmenšují se a klesá jejich svítivost, teplota zůstává zhruba stejná. Lehčí T Tauri hvězdy přecházejí do hlavní posloupnosti, zatímco těžké hvězdy pokračují Henyeyho stopou. To, jak dlouho hvězda setrvá v poměrně stabilní fázi hlavní posloupnosti, závisí na její počáteční hmotnosti. Hmotnější hvězdy paradoxně žijí kratčeji, protože termojaderné reakce v jejich jádrech probíhají mnohem bouřlivěji než v málo hmotných hvězdách. Život hvězdy s hmotností Slunce trvá celé miliardy let, život mnohem hmotnějších obrů a nadobrů jen miliony nebo dokonce jen statisíce let. Od začátku hlavní posloupnosti se zvyšuje podíl hélia v jádře hvězdy, rychlost jaderné fúze pomalu narůstá spolu s teplotou a svítivostí hvězdy. Od doby, co Slunce dosáhlo hlavní posloupnost před 4,6 miliardami (4.6×109) let, se jeho svítivost do dnešní doby podle výpočtů zvýšila o 40 %.

Pro většinu hvězd je množství hmoty ztracené prostřednictvím hvězdného větru zanedbatelné vzhledem k jejich hmotnosti. Slunce ztratí 10−14 hmotností Slunce každý rok nebo 0,01 % své celkové hmotnosti během celého života. Velmi těžké hvězdy však mohou ztratit 10−7 až 10−5 hmotností Slunce každý rok, což výrazně ovlivňuje jejich vývoj. Hvězdy, které měly na začátku více než 50 M⊙, mohou během hlavní posloupnosti ztratit až polovinu celkové hmotnosti.

Délka období, které hvězda stráví na hlavní posloupnosti, závisí především na množství paliva, které má hvězda k dispozici a rychlosti fúze, spalování toho paliva, tzn. původní hmotnosti a svítivosti hvězdy. Odhadovaná délka života Slunce je zhruba 10 miliard (1010) let. Těžké hvězdy spotřebovávají palivo velmi rychle a jejich život je krátký. Lehké hvězdy naopak utrácejí palivo velmi pomalu. Hvězdy lehčí než 0,25 M⊙, tzv. červení trpaslíci, dokáží na fúzi využít téměř veškerou svou hmotnost, zatímco hvězdy s hmotností ~ 1 M⊙ využijí jako palivo pouze 10 % své hmotnosti. Kombinace nízké spotřeby a relativně velkých použitelných zásob paliva, umožňuje podle výpočtů hvězdám s hmotností ~ 0,25 M⊙ existovat zhruba trilion (1012) let, a nejlehčím hvězdám spalujícím vodík (0,08 M⊙) dokonce 12 trilionů let. A protože životnost takových hvězd je delší než současný odhadovaný věk vesmíru (13,8 miliardy let), pravděpodobně ještě žádné hvězdy lehčí než 0,85 M⊙ neopustily hlavní posloupnost.

 
Příklad Hertzsprungova-Russellova diagramu pro soubor hvězd zahrnujících Slunce (uprostřed) – viz níže Řazení hvězd

Prvky těžší než hélium hrají vedle hmotnosti velmi důležitou roli ve vývoji hvězdy. V astronomii se všechny prvky těžší než helium považují za kovy (ang. metal), koncentrace těchto prvků se jmenuje metalicita. Metalicita může ovlivnit délku spalování paliva hvězdy, vznik magnetických polí a má vliv i na intenzitu hvězdného větru. Starší hvězdy populace II mají kvůli složení molekulárního mračna, ze kterého vznikly, podstatně nižší metalicitu než mladší hvězdy populace I. Postupem času se obsah těžších prvků v těchto mračnech zvyšuje, protože umírající hvězdy rozptýlí tyto prvky do okolí.