主系列は、左上から右下へ走る 1 本の帯でした。その帯のどこに星が着くかを決めているのは、生まれたときに集まった質量です。
重い星ほど、自分の重さで中心が強く押されます。押されるほど温度が上がり、核融合は激しくなります。だから重い星は熱くて明るく、帯の左上にいます。
軽い星はその逆です。中心の温度がやっと足りるくらいなので、核融合はゆっくりで、暗くて赤い。帯の右下にいます。
主系列の上での位置は、質量ひとつで決まります。帯が散らばらずに 1 本の線になるのは、そのためです。
質量と光度を測って並べると、主系列の星はきれいにそろいます。光度は質量の 3.5 乗ほどに比例します。
3.5 乗はとても急です。質量が 2 倍になると光度は 11 倍、10 倍になると 3000 倍ほどになります。
縦横とも 10 の何乗かで目盛を取ると、この関係は直線になります。傾きが 3.5 で、主系列の星はどれもその直線の近くに乗ります。
質量が少し違うだけで、明るさは桁で違う。このことが、次の寿命の話をそのまま決めます。
星の燃料は中心にある水素で、その量はおおよそ質量に比例します。重い星は燃料をたくさん持っています。
使う速さは光度です。中心で作ったぶんがそのまま表面から出ていくので、明るい星ほど速く使っています。
寿命は、燃料を使う速さで割ったものです。M に比例する量を M^{3.5} に比例する速さで割るので、寿命は M^{-2.5} ほどに比例します。
重い星は燃料をずっと多く持っているのに、ずっと早く尽きます。持っている量の増え方より、使う速さの増え方のほうが急だからです。
太陽が主系列にいる時間は 100 億年ほどです。いまの年齢が 46 億年なので、まだ半ばです。
質量が 10 倍の星は 3000 万年ほどしかもちません。太陽の 300 分の 1 より短いということです。
逆に 0.1 倍の星は 1 兆年を超えます。宇宙が生まれてから 138 億年しか経っていないので、そういう星はまだ 1 つも終わっていません。
同じ帯の上にいても、そこにいられる時間は桁で違います。明るい星ほど、見えている期間が短いということでもあります。
星団は、同じころに生まれた星の集まりです。質量はばらばらですが、年齢はそろっています。
その星団の星を HR 図に打つと、主系列が途中で切れています。重い星から順に離れていくので、帯は左上から欠けていきます。
欠けはじめるところを転向点といいます。そこにいる星の寿命が、そのまま星団の年齢です。
若い星団は左上まで帯が残り、古い星団は右下のほうまで欠けています。転向点の位置を読めば、いつ生まれた集まりかが分かります。