H-R dijagram i evolucija
Pored praktične važnosti za određivanje temeljnih osobitosti zvijezda, HR dijagram je značajno pridonio razumijevanju fizikalnog ustrojstva zvijezda i rasvijetlio putove zvjezdanog razvoja. Danas je općenito prihvaćeno da zvijezde nastaju gravitacijskim sažimanjem međuzvjezdanih oblaka plina i prašine, pri čemu se gravitacijska energija pretvara u toplinu koja se dijelom oslobađa u obliku elektromagnetskog zračenja. U početnoj fazi razvoja zvijezde su vrlo nestabilne. Kada se temperatura i gustoća plina u jezgri zvijezde dovoljno povećaju, započinju termonuklearne reakcije fuzija vodika u helij. Oslobođena energija zaustavlja daljnje sažimanje zvijezde (tlak plina i zračenja uravnoteže gravitacijsku silu). Zvijezda postaje stabilna i dolazi na glavni niz, gdje će proboraviti najveći dio svog aktivnog života. Kada zvijezda istroši vodik iz svoje jezgre, jezgra se, uslijed gravitacije, opet počinje sažimati. Ukoliko se sažimanjem razvije dovoljna temperatura, započinje novi ciklus termonuklearnih reakcija: fuzija helija u ugljik. Ponovno dolazi do ravnoteže. Zvijezda dolazi u fazu crvenog diva. Kada istroši helij može se nastaviti sličan scenarij: daljnje sažimanje jezgre i fuzija ugljika u teže elemente, sve do željeza, koje ima najveću energiju vezanja jezgre. U ovim procesima bitnu ulogu igra masa zvijezde. O njoj ovisi kolika će se temperatura razviti u jezgri zvijezde.
Tako npr. tijela male mase (desetine mase Sunca) ne mogu započeti niti fuziju vodika u helij. Ona dobivaju energiju samo gravitacijskim sažimanjem (tzv. smeđi patuljci). Zvijezde kod kojih ne dolazi do fuzije helija (zvijezde mase do 1,4 mase Sunca), na kraju evolucije postaju bijeli patuljci. Masivnije zvijezde prate znatno burniji procesi u posljednjim stadijima evolucije. Oni mogu dovesti do pojave supernove, pri čemu zvijezda veliki dio svoje mase odbacuje u svemir. U tom procesu stvaraju se i elementi teži od željeza pa se pretpostavlja da upravo supernove obogaćuju svemir teškim elementima. Stoga su mlade zvijezde (tzv. populacije I) bogatije težim elementima (one su zvijezde “druge generacije”) od starih zvijezda (populacije II). U ovisnosti o masi, preostala jezgra se urušava u neutronsku zvijezdu (čije je postojanje potvrđeno otkrićem pulsara), a kod zvijezda vrlo velike mase pretpostavlja se da preostaju crne jame. Crne jame nije moguće neposredno opažati. Naime, elektromagnetsko zračenje ne može napustiti njihovo jako gravitacijsko polje. Polumjer crnih jama manji je ili barem jednak tzv. Schwarzschildovom radijusu (RS):
(10)
gdje je M masa objekta, a c brzina svjetlosti. Kandidati za crne jame zvjezdanog porijekla nalaze se u dvostrukim sustavima zvijezda. Jako gravitacijsko polje crne jame “usisava” materiju zvijezde pratioca, pri čemu nastaje intenzivno X zračenje. Iz dinamike sustava i poznate mase vidljive komponente, moguće je izračunati i masu nevidljivog pratioca. U slučaju da nevidljivi pratilac svojom masom prelazi tri mase Sunca, teoretski je moguće da je riječ o crnoj jami. Jedan od najpoznatijih takvih sustava je Cygnus X1. Procjenjuje se da je masa nevidljivog pratioca veća od pet Sunčevih masa. Put zvjezdane evolucije ocrtava se u HR dijagramima, sačinjenim za zvjezdane skupove (jata) u našoj galaktici. Radi se o otvorenim skupovima koje čine mlade zvijezde smještene u galaktičkom disku, te kuglastim skupovima iz galaktičkog haloa, u kojima su stare zvijezde.
