Pääsarjavaihe

Kehitysvaihetta, jossa vedyn fuusiossa vapautuva energia on tähden ainoa energialähde, kutsutaan pääsarjavaiheeksi. Pääsarjavaiheessa tähti on vakaassa tasapainossa ja rakenne muuttuu ainoastaan siitä syystä, että ydinreaktiot muuttavat vähitellen kemiallista koostumusta. Tähden kehitys tapahtuu siten ydinaikaskaalassa, joten pääsarjavaihe on pisin jakso tähden elämässä. Esimerkiksi Auringon massaiselle tähdelle pääsarjavaihe kestää noin 10 miljardia vuotta. Aurinkoa raskaammat tähdet kehittyvät nopeammin, koska ne säteilevät energiaa paljon enemmän. Esimerkiksi 15 kertaa Auringon massainen tähti pysyy pääsarjavaiheessa vain noin 10 miljoonaa vuotta. Aurinkoa kevyemmillä tähdillä pääsarjavaihe on vastaavasti paljon pitempi: esimerkiksi 0.25 auringonmassainen tähti viettää pääsarjassa noin 70 miljardia vuotta.

Koska useimmat tähdet ovat juuri vakaassa vedynpolttamisvaiheessa, HR-diagrammaan muodostuu tuttu pääsarja, jonka alaosassa pienimassaisia tähtiä on runsaasti. Sen sijaan diagramman yläosaan sijoittuvia massiivisia tähtiä on huomattavasti vähemmän.

Pääsarjan tähtien massalle on olemassa yläraja, jonka yläpuolella painovoima ei riitä pitämään säteilypainetta kurissa. Tätä rajaa raskaampia tähtiä ei pääse muodostumaan, koska tähden tiivistymisvaiheessa enempää massaa ei pääse kertymään tähden pinnalle. Teoreettiset laskut antavat rajaksi noin 100 Auringon massaa; massiivisimmat havaitut tähdet ovat massaltaan noin 70 Auringon massaa.

Pääsarjalla on myös alaraja. Alle 0.08 auringonmassaiset tähdet eivät pysty saavuttamaan sellaista lämpötilaa ytimessään, että vedyn palaminen pääsisi alkuun. Siksi pienimmät prototähdet kutistuvat planeettamaisiksi kääpiöiksi. Kutistumisvaiheessa ne säteilevät potentiaalienergiasta vapautunutta energiaa, mutta alkavat lopulta jäähtyä. Tällaisten tähtien kehitys HR-diagrammassa tapahtuu lähes pystysuoraan alaspäin ja suuntautuu lopulta alaviistoon oikealle.

Ylempi pääsarja.

Ylemmän pääsarjan tähdet ovat niin massiivisia, että niissä lämpötila kohoaa tarpeeksi korkealle hiilisyklin syttymiselle. Alemmassa pääsarjassa energia taas syntyy pp-ketjulla. Kun tähden keskuksen lämpötila on noin 18 miljoonaa astetta, pp-ketju ja hiilisykli tuottavat yhtä paljon energiaa. Tätä rajaa vastaava tähden massa on noin 1.5 Auringon massa joka on siten likimääräinen raja ylemmän ja alemman pääsarjan välillä.

Hiilisyklissä energian synty on hyvin voimakkaasti keskittynyt tähden ytimeen, minkä vuoksi ulospäin virtaavan energian vuo on suuri. Siksi säteily ei riitä siirtämään kaikkea energiaa. Niinpä ylemmän pääsarjan tähdissä on konvektiivinen ydin, jossa energia kulkee massavirtojen mukana. Koska aine sekoittuu jatkuvasti, tyhjenee koko ytimen vetyvarasto tasaisesti.

Keskustan ulkopuolella vallitsee radiatiivinen tasapaino. Energia siirtyy siellä säteilemällä, eikä siellä tapahdu ydinreaktioita. Ulko-osan ja keskustan välillä on alue, jossa vetypitoisuus pienenee ulkoa sisälle päin mentäessä.

Konvektiivisen keskusosan massa pienenee hiljakseen vedyn palamisen edistyessä. HR-diagrammassa tähdet siirtyvät hitaasti oikealle ylöspäin luminositeetin kasvaessa ja pintalämpötilan pienetessä. Kun vetyvarasto keskustassa lähenee loppuaan, tähden keskiosa alkaa kutistua nopeasti. Samalla pintalämpötila kohoaa ja tähti liikkuu nopeasti ylävasemmalle. Ytimen kutistumisen seurauksena ydintä ympäröivän vetykuoren lämpötila kohoaa, ja ydinreaktiot voivat taas käynnistyä.

Alempi pääsarja

Alemman pääsarjan tähtien keskustassa ei lämpötila ole yhtä korkea kuin massiivisilla tähdillä, minkä vuoksi ne tuottavat energiaa protoni-protoni-ketjulla. Koska pp-ketjun nopeus ei riipu niin voimakkaasti lämpötilasta kuin hiilisyklin, on energiantuotto jakautunut laajemmalle alueelle kuin raskaammilla tähdillä ja keskusta on radiatiivinen.

Tähden ulko-osissa kaasun lämpötila on kuitenkin niin alhainen, että sen opasiteetti on suuri (eli aine on läpinäkymätöntä). Sen vuoksi säteily ei pysty kuljettamaan kaikkea energiaa, vaan ulko-osissa tapahtuu konvektiota. Siten alemman pääsarjan tähdellä on aivan päinvastainen rakenne kuin ylemmän pääsarjan tähdellä: keskiosa on radiatiivinen ja ulko-osa konvektiivinen. Koska keskiosat ovat radiatiivisessa tasapainossa, ei aineen sekoittumista tapahdu. Ulko-osat sen sijaan sekoittuvat, mutta siellä ei tapahdu ydinreaktioita. Vety vähenee nopeimmin aivan keskustassa. Sen vuoksi keskusosien kemiallinen koostumus muuttuu siten, että vedyn määrä on pienimmillään ja heliumin suurimmillaan tähden keskipisteessä.

Kun vedyn määrä ytimessä vähenee, tähti liikkuu HR-diagrammassa hitaasti ylöspäin aluksi melkein pääsarjan suuntaisesti. Sen kirkkaus ja lämpötila siis nousevat jonkin verran, mutta säde ei juuri muutu. Tähden kehityskäyrä kääntyy vähitellen oikealle, kun vedyn palaminen ytimessä lähestyy loppuaan. Lopulta ydin sisältää lähes yksinomaan heliumia. Palaminen jatkuu ytimen ulkoreunalla olevassa paksussa kuoressa, joka siirtyy hitaasti ulospäin kasvattaen heliumytimen massaa.

Tähdet, joiden massa on välillä 0.08--0.26 Auringon massaa kehittyvät hyvin yksioikoisesti. Ne ovat koko pääsarjavaiheensa ajan täysin konvektiivisia, minkä vuoksi tähden koko vetyvarasto on käytettävissä polttoaineeksi. Tähtien kehitys tapahtuu erittäin hitaasti suuntautuen HR-diagrammassa yläviistoon pääsarjan vasemmalle puolelle. Tähdet siis kirkastuvat ja kuumenevat hitaasti, mutta lopulta, kun kaikki vety on palanut heliumiksi, ne kutistuvat valkeiksi kääpiöiksi.