אנחנו רואים כל כוכב ברגע אחד בחייו, כמו בתמונת מצב. יש לנו מידע שמגלה את המסה, הגודל והנגיהות של כוכב, ואנחנו יודעים שכוכבי הסדרה הראשית מפיקים את האנרגיה שלהם בהיתוך מימן להליום. עכשיו אנחנו מוכנים לבדוק אם אפשר להשתמש במידע הזה כדי להסיק איך כוכבים חיים את חייהם. מתברר שהגודל שקובע את ההתפתחות של כוכב הוא המסה שלו: כשמודדים או מעריכים את המסה של כוכב, יודעים בקווים כלליים את כל סיפור חייו.
כוכבים חייבים להתפתח, כי הם מכלים בהדרגה את מלאי הדלק שלהם. בשנת 1926 הראו האסטרופיזיקאים הנרי נוריס ראסל והיינריך פוגט שהמבנה של כוכב רגיל (בסדרה הראשית) נקבע באופן חד-ערכי לפי המסה וההרכב הכימי שלו. לכן כמות מסוימת של חומר בהרכב קבוע – למשל מסת שמש אחת, שלושה רבעים מימן ורבע הליום – יכולה להגיע למבנה יציב אחד בלבד. הטמפרטורה והנגיהות של כוכב כזה ימקמו אותו בדיאגרמת H-R במקום שבו נמצאת השמש. אבל אילו ההרכב היה משתנה למחצית מימן ומחצית הליום, קצב ההיתוך היה שונה, ולכן גם המבנה של הכוכב והמקום שלו בדיאגרמת H-R היו שונים. בעזרת העיקרון הזה, וגם הפיזיקה של התגובות הגרעיניות, אפשר לבנות מודלים של כוכבים. אסטרונומים חישבו את הלחצים, הטמפרטורות ותכונות אחרות בפנים, בפני השטח ובאטמוספירות של כוכבים. אף שמעולם לא חקרנו ישירות כוכב אחר, אנחנו יודעים בדיוק רב למדי איך כוכבים נראים ואיך הם בנויים.
המשפט של ראסל ופוגט מסביר את הסיבה להתפתחות של כוכבים מצורה אחת לאחרת: כשכוכב הופך מימן להליום, ההרכב שלו משתנה, והוא חייב להגיע למבנה שיווי משקל חדש. כל התגובות הגרעיניות משנות את ההרכב, וכל שינוי בהרכב גורם להתפתחות למבנה חדש. אפשר להוריד את הדיון לקרקע בעזרת הדוגמה של השמש שלנו. לפי המשפט של ראסל ופוגט, כשהשמש צורכת את הדלק הגרעיני שלה, היא משנה את המבנה שלה, נעשית מעט גדולה יותר וזורחת מעט בהירה יותר. מאז שנוצרה, לפני כ-4.6 מיליארד שנה, השמש התבהרה בכ-30%–40%, וצפוי שעד סוף חייה ככוכב סדרה ראשית, בעוד כ-5 מיליארד שנה, היא תהיה בהירה פי שניים מהיום. ההשפעה על כדור הארץ תגיע מוקדם בהרבה: לפי המודלים, כבר בעוד כמיליארד שנה, כשהשמש תהיה בהירה מהיום בכ-10%, כיפות הקרח יימסו, האוקיינוסים יתחילו להתאדות, והמים יאבדו לחלל! זו בשורה רעה לכדור הארץ, אבל עדיין התפתחות מתונה מבחינת השמש; הדרמה האמיתית תתחיל כשייגמר לה המימן בליבה.
כוכבים מתפתחים בקצבים שונים. ככל שהמסה של כוכב גדולה יותר, הטמפרטורות בפנים שלו גבוהות יותר, והוא צורך את הדלק הגרעיני שלו מהר יותר. כוכב דמוי שמש, במסה של שמש אחת, נשאר על הסדרה הראשית כ-9 מיליארד שנה (9 × 109 שנים), אבל כוכב במסה של 10 שמשות נשאר שם רק כ-20 מיליון שנה (2 × 107 שנים). כל ההיסטוריה של כוכב במסה של שמש אחת (מפרוטו-כוכב ועד ננס לבן) נמשכת כ-11 מיליארד שנה, ואילו כוכב במסה של 10 שמשות מתקיים רק כ-24 מיליון שנה. למרות ההבדלים בזמן הכולל, את החלק הגדול ביותר בחייו מבלה כל כוכב על הסדרה הראשית או בקרבתה.
מאחר שמשך החיים של כוכב בשלב שריפת המימן תלוי בעיקר במסה ובנגיהות שלו, נוסחה פשוטה נותנת את הזמן שהכוכב יבלה על הסדרה הראשית – רוב חייו: משך שריפת המימן שווה ל-M/L כפול 9 מיליארד שנה, כאשר M ו-L הן המסה והנגיהות של הכוכב ביחידות של השמש. טווח המסות של כוכבי הסדרה הראשית רחב – פי 1,000 – אבל טווח הנגיהויות שלהם רחב עוד יותר: פי 10 מיליארד!
חשבו על האנלוגיה של "הסדרה הראשית" של תכונות מכוניות. נניח שמכונית משפחתית בינונית היא כוכב דמוי שמש, עם מכל דלק בגודל ממוצע ומנוע בצריכת דלק ממוצעת. לעומתה, למכונית יוקרה יש מכל דלק גדול יותר, אבל צריכת דלק גרועה הרבה יותר, ולכן היא לא תגיע רחוק כל כך במכל אחד (המקבילה ל"משך החיים" בנסיעה). למכונית קטנה, לעומת זאת, יש מכל קטן יותר, אבל צריכת דלק חסכונית הרבה יותר, ולכן היא תגיע רחוק יותר במכל אחד. במונחים האלה, כוכבי סדרה ראשית קלים הם קמצנים, שמנצלים בחסכנות את מלאי הדלק הדל שלהם לאורך זמן רב מאוד. כוכבי סדרה ראשית מסיביים הם בזבזנים, ששורפים את מלאי הדלק הגדול שלהם בהתלקחות קצרה של תהילה.
הכוכבים המסיביים ביותר נשארים על הסדרה הראשית רק כהרף עין קוסמי. הם צורכים את הדלק הגרעיני שלהם בקצב פראי. חלקם מתפתחים לאזור העל-ענקים בדיאגרמת H-R, וחלק מהקלים יותר הופכים לענקים רגילים. כולם מתפתחים מהר למבנים לא יציבים; רבים מהם עשויים להתפוצץ, וכולם מאבדים את הבולטות שלהם בשמיים.
לאסטרונומים יש שיטות למדוד את ההתפתחות של אוכלוסיות של כוכבים, אבל איך מודדים את הגיל של כוכב בודד? קשה לקבוע את הגיל של כוכבים בודדים. הגיל של השמש, 4.6 מיליארד שנה, נמדד בתיארוך של חומר ממערכת השמש (מטאוריטים), שאינו זמין לגבי כוכבים אחרים. יש סימנים מסוימים, כמו כמות היסודות הקלים "שלא נשרפו" (למשל ליתיום) באטמוספירה של כוכב, שאפשר להשתמש בהם כדי להעריך את הגיל שלו. מצד שני, בעזרת דיאגרמת H-R והמודל שלנו של מבנה כוכב בסדרה הראשית, אסטרונומים יכולים לקבוע את הגיל של אוכלוסיות של כוכבים.
חשבו על קבוצה של כוכבים שנוצרו באותו זמן. אחרי כ-10 מיליון שנה, הכוכבים שמסתם גדולה מ-20 מסות שמש כבר ייעלמו מהסדרה הראשית. אסטרונומים קוראים למקום בדיאגרמת H-R שבו הכוכבים בדיוק מכלים את הדלק הגרעיני שלהם "נקודת הפנייה" (turn-off) של הסדרה הראשית. כלומר, בדיאגרמת H-R של הקבוצה כבר לא יהיו כוכבי O בסדרה הראשית. אחרי כ-100 מיליון שנה, הכוכבים שמסתם גדולה מכ-5 מסות שמש כבר יתפתחו ויעזבו את הסדרה הראשית, ובדיאגרמת H-R כמעט לא יישארו כוכבי B חמים. ככל שהצביר מבוגר יותר, יותר מכוכבי הסדרה הראשית שלו נעלמו – הם הפכו לענקים, לננסים לבנים או לשרידים חלשים עוד יותר. כך מגיעים למסקנה חשובה: דיאגרמת H-R יכולה לשמש כלי לתיארוך קבוצות של כוכבים שנוצרו יחד. העיקרון הזה שימושי מאוד לאסטרונומים כשהם חוקרים את הגילים של כוכבים בגלקסיה שלנו ובגלקסיות אחרות.
→ הסעיף הקודם: 12.24 מבנה הכוכבים | הסעיף הבא: 13.1 הולדתו ומותו של כוכב ←