これが故障です：
* メインシーケンス： メインシーケンスは、H-R図の斜めのバンドで、星はコアの水素をヘリウムに融合します。これは、星の人生で最も長くて安定した段階です。
* 星形成： 星は、ガスとほこりの巨大な雲で生まれています。これらの雲が重力下で崩壊すると、プロトスタルを形成します。プロトスタルは最終的に、核融合を中心に始めるのに十分な高温で密集し、メインシーケンスの寿命の始まりをマークします。
* 星進化： 星は、加齢に伴うメインシーケンスから進化し、水素燃料を使い果たします。次に、初期の質量に応じて、赤い巨人、白い小人、または超新星などのさまざまな段階に入ります。これらのステージは、メインシーケンスと比較してはるかに短いです。
したがって、ほとんどの星はメインシーケンス段階にあるため、H-Rダイアグラムはこのバンドに沿って星の濃度を示し、図に「共通」に見えます。
ここにいくつかの追加ポイントがあります：
* 質量分布： 恒星の質量の自然な分布があります。 ほとんどの星は比較的低質量であり、低質量の星はメインシーケンスに最も長い時間を費やしています。
* 私たちの視点： 私たちは、天の川の銀河にある私たちの場所から星を観察しています。 H-Rダイアグラムの星の分布は、私たちの銀河近隣の星の個体群を反映しています。
H-Rダイアグラムは、天文学者が星の進化、その物理的特性、およびそれらが互いにどのように関連するかを理解できる強力なツールです。
