Според теорията за звездната еволюция на английският астрофизик Локер в края на ХІХ век и развите в по-ранните работи на американският теоретик Лейн, звездата през първата половина от живота си се свива и може да се опише със законите на идеален газ, но през втората половина от живота си, когато продължава нейното свиване, състоянието й не може да се опише със законите на идеален газ. Диаграмата спектър-светимост поразила Ръсел с предвижданията от тази теория на Локер-Лейн. Горната, хоризонтална ивица на червените гиганти напомняла ръзвитието на звездата в първата половина от живота й. Различните етапи, през които преминава – с придвижването й отгоре надолу по Главната последователност. Скоро обаче се оказало, че именно звездите от Главната последователност може да се опишат чрез уравненията на идеален газ. Ръсел, както Джинс и Едингтон разбрали, че не единствено в гравитационното свиване на звездите е техният енергиен източник.

Диаграмата Хершпрунг-Ръсел има еволюционен смисъл, но еволюцията на звездите се оказала много по-сложна, отколкото изглеждало в началото.

ДИАГРАМА МАСА-СВЕТИМОСТ и още…

През 1924 г. Едингтон, разработвайки теорията на термоядрените реакции като основен източник на енергия на звездите, установява, че светимостта на повечето от звездите от Главната последователност е пропорционална на 4-тата степен на масата им:

Всъщност, такава е зависимостта маса-светимост за звезди от спектрални класове от F , G и K . Тук степенният показател α = 4.

За звездите с най-висока светимост и най-големи маси α = 1, а за звездите с малки маси и светимости α = 2.

Степенният показател в общата зависимост

Тъй като 90% от звездите са върху Главната последователност, може да се приеме, че α = 3,5 или

Подобна на тази зависимост между масата и светимостта има между радиусите и масите на звездите от Главната последователност:

а също и за температурите и масите им:

Диаграма маса-светимост

Такива зависимости се обясняват с еднаквия източник на звездна енергия – термоядрените реакции. Затова,

• колкото по-висока е светимостта на една зведзда, толкова по-голяма е масата.
• Възрастта на звездите обаче влияе доста по-силно върху стойността на радиуса при дадена маса –колкото по-стара е една звезда, толкова по-голям е нейният радиус.
• И колкото е по-малка масата на звездата от Главната последователност, толкова е по-ниска температуратай и спектралният й клас става “По-късен” /К или М/.