Vývoj osamocené hvězdy a dvojhvězdy


II. Vývoj osamocené hvězdy: opuštění hlavní posloupnosti




Dráha teoretické modelové hvězdy střední hmotnosti (5 Mo) a složení populace I je uvedena na obrázku 2. Všechny středně hmotné hvězdy (před zapálením hélia netvoří degenerované héliové jádro, ale po jeho vyhoření utvoří degenerované jádro z uhlíku a kyslíku) mají přibližně stejný tvar této dráhy. Základní procesy, které ve hvězdě nastávají, jsou popsány na obrázku. sPřibližně 80% aktivního života stráví taková hvězda spalováním vodíku na hélium na hlavní posloupnosti v konvektivním jádru. Po spotřebování centrálního vodíku se hvězda rychle vyvíjí přesouvá na větev obrů. Spaluje při tom vodík v tenké slupce obklopující rychle se smršťující a ohřívající jádro složené z téměř čistého hélia. Jakmile dosáhne větve obrů, začne se konvektivní vrstva prohlubovat, až dosáhne vrstev, ve kterých byl uhlík přeměněn na dusík; povrchové zastoupení těchto prvků se začne výrazně měnit. Proces konvektivního promíchávání výsledků jaderného hoření s povrchem se nazývá první dredge-up (něco jako vybagrování).

Obrázek 2Obrázek 2: Dráha teoretické hvězdy o hmotnosti 5 Mo a složení populace I (mladá hvězda s větším množstvím kovů). Text popisuje důležité fyzikální procesy vyskytující se ve hvězdě. Podle Iben 1967c.

Jakmile centrální teplota překročí ~ 108 K a hustota v jádře ~ 104, je v centru zapáleno hélium, což zastaví a obrátí pohyb vzhůru po větvi obrů. Modelová hvězda pak setrvává ve fázi spalování hélia v ustáleně se zvětšujícím konvektivním jádře. Většina energie však pochází ze spalování vodíku v tenké slupce. Zvětšuje se tak hmotnost jádra s vypotřebovaným vodíkem; část se přeměňuje na uhlík a kyslík. V HR diagramu probíhá vývoj na nukleární časové škále ve dvou odlišných oblastech: na větvi obrů a v oblasti posunuté od větve obrů doleva a nahoru. Doba strávená hvězdou v obou těchto fázích je porovnatelná a celkové trvání spalování hélia (tHe) je asi 25% trvání spalování vodíku (tH).

Časový vývoj celkových charakteristik (svítivost L, povrchová teplota T a poloměr R) stejně jako několik vnitřních charakteristik (centrální hustota rc, centrální teplota Tc a hmotnost konvektivního jádra Mcc) znázorňují obrázky 3a a 3b. Během fáze spalování hélia v jádře pochází ~ 80% energie uvolňované hvězdou ze spalování vodíku ve slupce.

Obrázek 3aObrázek 3b
Obrázek 3aObrázek 3b
Obrázek 3: (a) Časová závislost celkových a vnitřních charakteristik modelu hvězdy popsané na obrázku 2. Přizpůsobeno z Iben 1965. Jednotky na ose y vlevo od zlomu na ose x jsou poloměr R (0.0 - 5.0 Ro), centrální hustota rc (12 - 27 g cm-3) a centrální teplota Tc (26 - 36 × 106 K). Na pravo od zlomu: R (0 - 100 Ro), log rc (1.8 - 4.3), log Tc (1.32 - 2.32) a hmotnost konvektivní obálky DMCE (0 - 1 Mo). (b) Časová závislost vedlejších, celkových a vnitřních charakteristik modelu popsanému v obrázku 2. Převzato z Iben 1965. Jednotky vlevo od zlomu na ose x jsou log Te (4.17 - 4.27), log L (2.8 - 3.3) a hmotnost konvektivního jádra Mcc (0.0 - 0.5 Mo). Na pravo: log Te (3.3 - 4.3), log L (2.8 - 3.3) a Mcc (0.0 - 0.4 Mo).

Jak se zastoupení hélia v centrálních oblastech zmenšuje k původní hodnotě, začíná se hélium spalovat ve slupce kolem jádra. Většina na hélium bohaté hmoty se mezi slupkou spalující hélium a rozhraní vodík-hélium se zúčastňuje rozpínání a chladnutí obálky do té doby, než se vodík přestane spalovat. V HR diagramu se modelová hvězda opět dostane na větev obrů a opět se konvektivní oblast rozšiřuje dovnitř. Tentokrát může protnout vodíkovo-héliové rozhraní a dostane se do vrstev, ve kterých byl vodík přeměněn na hélium a většina uhlíku a kyslíku na dusík. Čerstvé hélium a dusík se dostávají na povrch (druhý dredge-up). Jak se základna konvektivní obálky pohybuje dovnitř hvězdy a slupka spalující hélium se pohybuje ven, jak ukazuje obrázek 4, zdá se, že se musejí setkat. Samozřejmě, že se nesetkají. Místo toho se základna konvektivní obálky v průběhu přibližování k slupce spalující hélium (Tslupky ~ 2 × 108 a rslupky ~ 104 g cm-3) ohřívá a zahušťuje se; vodík je znovu zapálen, což přinutí konvektivní obálku vracet se k povrchu před znovu-nastolenou slupkou spalující vodík.

Obrázek 4    Obrázek 4: Vnitřní složení, pozice slupky
    spalující hélium a pozice základny konvektivní
    obálky během druhého dredge-upu v modelové
    hvězdě o hmotnosti 7 Mo. Podle
    Becker a Iben 1979.

Brzy na počátku druhého dredge-upu se hmota v jádru s vypotřebovaným héliem zahustí na tolik (rc ~ 106 g cm-3), že elektrony degenerují; tepelná vodivost elektronů pomáhá zajišťovat teplotu jádra na dvojnásobku střední teploty jádra (Tstřední ~ 2 × 108 K). Při vysokých hustotách a teplotách v jádře se stává nezanedbatelným ztráta neutrin plazmou stejně jako fotoneutrinové procesy. Většina gravitační potenciální energie osvobozené důsledkem přestavby hmoty ve vnějších částech jádra se ztrácí v podobě neutrin, což pomáhá udržovat telotu jádra blízko teploty slupky spalující hélium. Jádro modelové hvězdy má teď rozměry bílého trpaslíka a vlastně to je horký bílý trpaslík.

Vývoj modelové hvězdy po znovuzápalení vodíku je složitý a bude podrobněji popsán v části VIII. Důležité je ale říci, že (1) vodík a hélium se střídavě spalují ve slupkách, (2) zapálení hélia je mírně výbušné, (3) značná nukleosyntéza zahrnující záchyty neutronů tvoří stovky na neutrony bohatých izotopů a (4) tyto izotopy se spolu s uhlíkem dostávají na povrch sérií třetích dredge-upů. Tato fáze vývoje se často nazývá termálně pulzující AGB fáze.

V teoretických modelech s konstantní hmotností pokračuje tato fáze dokud hmotnost uhlíko-kyslíkového jádra nedosáhne ~ 1.4 Mo (Chandrasekharovy meze), v kterémžto místě je znovuzapálen uhlík v jádře (Hoyle a Fowler 1966; Arnett 1969). Po krátké epizodě, kdy je energie produkovaná spalováním uhlíku vyrovnávána ztrátou neutrin zobecněným URCA procesem (Paczynski 1972; Couch a Arnett 1975; Iben 1978a, b; 1982a; Barkat a Wheeler 1990), se míra spalování uhlíku zvětšuje exponenciálně, tvoří spalující vlnu, která se prodírá k povrchu a přeměňuje hmotu na prvky železného vrcholu a uděluje jí rychlost větší než únikovou. Jádro je roztrháno (Arnett 1969). Kinetická energie spojená s explozí je srovnatelná s kinetickou energií hmoty vypuštěné supernovou Typu Ia. Avšak hmotnost obálky bohaté na vodík je dostatečně velká, aby hmota z jádra byla promíchána z vodíkem tak, že ve spektru by dominovaly čáry vodíku. Protože však jednou z hlavních definic supernov typu Ia je absence vodíkových čar, nemohou být tyto supernovy výsledkem vývoje středněhmotné hvězdy o konstatní hmotnosti.

Mohou se tedy tyto hvězdy stát supernovami typu II? Jestliže předpokládáme, že rychlost zrodu těchto hvězd je přibližně dána Salpeterovou hmotnostní funkcí (Salpeter 1955) normalizované na tvorbu jedné nové hvězdy v Galaxii za rok, pak je počet hvězd s počáteční hmotností (málo i středně hmotné) větší než 1.4 Mo víc jak 20 krát větší než odhadnutý počet supernov v naší Galaxii. Z toho plyne, že většina středněhmotných hvězd se nevyvvine do stádia supernovy. jejich životy musí být nějak přerušeny před tím, než hmotnost CO jádra překročí explozivní hranici. Skutečné hvězdy odhodí na vodík bohaté obálky před tím, než jejich CO jádra dosáhnou výbušného stavu. Odhady počtu zrozených planetárních mlhovin nejsou v rozporu s odhadem počtu tvorby nových hvězd. Věří se tudíž, že předchůdci planetárních mlhovin jsou málo a středně hmotné hvězdy v termálně pulzujícím stádiu. Toto téma bude podrobně rozebráno v sekci IX.

Po odhození většiny na vodík bohaté obálky se přeživší jádro hvězdy o hmotnosti 5 Mo rychle přemisťuje nalevo v HR diagramu po téměř horizontální dráze, jak znázorňuje obrázek 5. Model svítí hlavně díky spalování vodíku v tenké slupce, ale jakmile se povrchová teplota zvýší až k Te ~ 10 000 K, zůstane ve slupce tolik vodíku, že spalování může probíhat pouze asi dalších 300 let. Jakmile Te překročí 30 000 K, začne se vyvrhnutý materiál ionizovat radiací kompaktního zbytku a systém se stane planetární mlhovinou s horkou centrální hvězdou.

Obrázek 5    Obrázek 5: Dráhy hvězd v HR diagramu o malé (1 Mo),
    střední (5 Mo) a velké (25 Mo) hmotnosti. Dlouhodobé
    jaderné spalování se odehrává na tučně vytažených
    částech. Vyznačeny jsou pozice prvního a druhého
    dredge-upu a začátek termálních pulzů na AGB
    (asymptotická větev obrů). Třetí dredge-up se vyskytuje
    během termálních pulzů a zde se též tvoří uhlíkové a ZrO
    hvězdy. Svítivost, při které hvězda opouští AGB je odhad
    založený srovnání s pozorováními. Převzato z Iben 1985.

Teoretické horní a dolní limity kategorie středněhmotných hvězd jsou nejisté, oba závisí na síle promíchávání hmoty ve fázi hlavní posloupnosti (Chiosi a Maeder 1986). Dolní limit je kolem 2.3 Mo určitě a možná až kolem 1.5 Mo. Srovnání s pozorováními ukazuje, že se nachází mezi 1.6 Mo (Eggen a Iben 1988) a 2.1 Mo (Weidemann, Jordan a Iben 1991).

Dráhy reprezentantů velké hmotnosti (25 Mo) a malé hmotnosti (1 Mo) hvězd populace I jsou též znázorněny na obrázku 5. Před fází spalování hélia v jádře se dráha modelu o hmotnosti 25 Mo (Lamb, Iben a Howard 1977) podobá dráze středněhmotné hvězdy: model se vyvíjí doprava a nahoru, jak se vodík spaluje v zmešujícím se konvektivním jádře během hlavní posloupnosti. Po vypotřebování vodíku v jádře následuje charakteristické zahnutí doleva. Pak opět doprava, když se zapálí vodík ve slupce a jádro bez vodíku se začíná smršťovat a ohřívat. V tomto případě je hélium v centru zapáleno před tím, než se model dostane na větev červených obrů. Model se stále vyvíjí doprava, jak se v stále se zvětšujícím jádře spaluje hélium; spalování vodíku ve slupce kolem jádra však stále dodává hvězdě většinu energie.

Téměř okamžitě po vypotřebování hélia v centru se jádro zahřívá, aby mohl být spalován uhlík; elektrony nedegenerují. Zapálení nastane před dosažením větve obrů. Tento pozdější jev je velmi citlivý na vstupní fyzikální parametry. Hvězda o hmotnosti 15.6 Mo (Hayashi a Cameron 1962) zapálí hélium jako červená hvězda a pak se vrátí k modré, zatímco model o téměř stejné hmotnosti (15 Mo) a složení (Iben 1966b) zapálí a spaluje hélium jako modrá hvězda. V obou případech většina hoření hélia proběhne v modré hvězdě. Podobně je většina hoření uhlíku hvězdy o hmotnosti 25 Mo stráveno nalevo od větve obrů; nezáleží na tom, kde byl uhlík poprvé zapálen.

Během spalování uhlíku v tomto modelu je jádro zbavené hélia izolováno od zbytku modelu. Všechna energie generovaná jádrem je vyzářena jako neutrina a antineutrina, ale hlavním zdrojem energie hvězdy je spalování vodíku a hélia v slupkách nad jádrem. Bylo dokázáno, že jádro zbavené hélia si ve svém nitru utvoří "valoun" o Chandrasekharově hmotnosti, který je složen z prvků železného vrcholu a tento valoun později zkolabuje na neutronovou hvězdu nebo černou díru (Hoyle a Fowler 1960; Fowler a Hoyle 1964; Colgate a White 1966; Arnett 1969; Wilson 1983; Woosley a Weaver 1986) a odvrhne "plášť" pomocí energie neutrin (Wilson 1980, 1983); výsledkem je výbuch supernovy typu II, který vyprodukuje neutronovou hvězdu nebo černou díru. Protože je jádro bez hélia odděleno od zbytku hvězdy a doba spalování uhlíku je tak krátká, musí být pozice předchůdce v HR diagramu v okamžiku kolapsu jádra shodná s pozicí na konci fáze spalování uhlíku v jádře. Pokud se tak stane, pak model o hmotnosti 25 Mo vybuchne jako supernova typu II při povrchové teplotě ~ 8000 K, daleko vlevo od větve obrů.

Je známo, že předchůdce supernovy 1987A ve Velkém Magellanově mračnu byla modrá hvězda (Te ~ 10 000 K) se svítivostí odpovídající modelové hvězdě o hmotnosti ~ 20 Mo. V maximu své jasnosti byla supernova mnohem slabší (absolutní hvězdná velikost) než většina před tím identifikovaných supernov typu II. Teoretici ale rychle ukázali, že teorie přirozeně předpovídá přímou závislost mezi velikostí předchůdce a energií emitovanou při výbuchu (např. Arnett et al. 1989). Hlavní příčiny tohoto jsou: (1) supernova emituje maximální množství energie při velkém poloměru a (2) víc energie je třeba na expanzi malé hvězdy na nějaký poloměr než na expanzi větší hvězdy na stejně velký poloměr. Jestliže je toto pravda, pak, protože je víc hvězd v rozmezí 12-25 Mo než v hmotnostech větších než 25 Mo, rychlost vzniku neutronových hvězd může být mnohem větší než rychlost odhadnutá ze supernov typu II o větších energiích než u SN1987A. Na druhou stranu je zastoupení těžších prvků v Magellanově mračnu menší než v disku Galaxie (modely s menším obsahem kovů jsou modřejší a tudíž menší než modely s vyšším obsahem kovů (sekce IV)) a tak bude typická supernova typu II v seskupeních bohatých na kovy opticky jasnější než v na kovy chudých seskupeních.

Výrazným rozdílem mezi kvazistatickými hvězdnými modely a skutečným hvězdami je to, že skutečné hvězdy ztrácejí na hlavní posloupnosti hmotu hvězdným větrem (Morton 1967a, b; Conti 1978; Morton, Jenkins a Brooks 1969; Cassinelli 1979; Maeder 1982). Rychlost ztráty hmoty závisí přímo úměrně na svítivosti a nepřímo úměrně na povrchové teplotě, ale je zde určitý rozptyl. Pro hvězdy s velkou počáteční hmotností (M > 40-50 Mo) může ztráta hmoty dojít tak daleko, že se obnaží vrstvy, které spalují vodík (Massevitch et al. 1979; Maeder 1982). Věří se, že se pak stávají Wolfovými-Rayetovými hvězdami typu N. Během Wolfovi-Rayetovi fáze je ztráta hmoty mnohem větší než na hlavní posloupnosti (Barlow a Cohen 1977). Wolfovy-Rayetovy hvězdy typu N se později vyvinou do typu C, ve kterém byly všechny vodíkové vrstvy odstraněny. My tím pádem vidíme oblasti, které zažily spalování hélia. Vysoká prostorová hustota Wolfových-Rayetových hvězd v porovnání s hvězdami hlavní posloupnosti naznačuje, že tyto hvězdy se vyvíjí jaderným vývojem (mohou tedy být dlouhodoběji stabilní a tím pádem je jich více); pravděpodobně spalují ve svém jádru hélium (Chiosi a Maeder 1986).

Definice hvězd s malou hmotností spočívá v tom, že tyto hvězdy krátce po opuštění vytvoří elektronově degenorované jádro složené z hélia. Dráha modelu o hmotnosti 1 Mo a složení populace I na obrázku 5 reprezentuje celou skupinu. Z pozorovatelského pohledu je nejpozoruhodnější vlastností této dráhy ohromná rozlehlost větve červených obrů. Tam se hvězda dostane před začátkem spalování hélia. Příčina rozdílu od středněhmotných hvězd je jednoduchá: jádro s vypotřebovaným héliem v středněhmotné hvězdě pokračuje ve svém zahřívání a smršťování. Spalování hélia začne krátce po dosažení větve obrů. Kdežto jádro s vypotřebovaným héliem u málo hmotných hvězd se ochlazuje v průběhu degenerace elektronů a energie z jádra uniká tepelným přenosem pomocí degenerovaných elektronů. Toto odkládá héliový záblesk, který přeruší postup po větvi obrů. Jakmile model o malé hmotnosti dosáhne základny větve obrů, poklesne střední teplota jeho héliového jádra na nejmenší hodnoty, které jsou blízké teplotě slupky spalující vodík. Později, jak se hmotnost héliového jádra zvětšuje ukládáním hmoty ze slupky spalující hélium, začne se jádro prostorově zmenšovat a teplota ve slupce spalující hélium (která je stále blíže centru) a v jádru (ve kterém se stává nejdůležitější přenos tepla pomocí degenerované látky) roste. Svítivost se zvyšuje díky nárůstu teploty ve slupce a rychlost ohřívání jádra se zvětšuje díky zrychlení uvolňování gravitační potenciální energie v jádře (tato rychlost je úměrná rychlosti přibývání hmoty na jádro a tím pádem je také úměrná svítivosti).

Nakonec, jakmile hmotnost héliového jádra překročí ~ 0.45 Mo (přesná hodnota závisí na složení, hmotnosti a použitém modelu), je započato spalování hélia v jádře (Schwarzschild a Harm 1962). Díky emisím neutrin, které způsobují negativní teplotní gradient v centrálních oblastech jádra (ve středu je chladněji než dále od středu - pozn. př.), nastane zapálení hélia mimo centrum a spalovací proces se sérií záblesků šíří do centra (Thomas 1967; Mengel a Sweigart 1981).

Eventuálně se model dostane do ustáleného stavu, v němž zažije období poklidnému spalování hélia v jádře analogické k tomu, co prožívají středně hmotné hvězdy. Postavení v HR diagramu v této fázi závisí na několika faktorech: na zastoupení kovů a ztrátě hmoty z předchůdce červeného obra. Druhý faktor nemůže být určen z předchozích principů; musíme se spolehnout na pozorování (sekce V). Zatím stačí, že pro hvězdy bohaté na kovy je fáze spalování hélia omezeno na velmi krátkou oblast na větvi obrů - asi 3 magnitudy pod špičku červených obrů. Hvězdy chudé na však kovy pokrývají mnohem širší rozsah teplot větve obrů, což vedlo k označení "horizontální větev" pro tuto fázi vývoje.

Obrázek 6    Obrázek 6: Vývojové dráhy teoretických modelů v grafu
    hustota-teplota. Souřadnice jsou logaritmické (základ 10).
    Hustota r v g cm-3 a teplota T v 106 K. Každá dráha popisuje
    povahu hmoty v centru modelu o hmotnosti udané v levém
    dolním rohu grafu. Přerušovaná zakřivená čára indikuje, kdy jsou
    zapálena tři odlišná jaderná paliva. Za rovnou přerušovanou
    čarou označenou eF/kT = 10, je elektronová Fermiho energie
    rovna desetinásobku kT, kde k je Boltzmannova konstanta. Málo
    hmotné hvězdy vyvíjejí elektronově degenerované jádro složené
    z hélia před jeho zapálením a po prožití termonuklárního úprku
    se vyvíjejí doprostřed dolů grafu poblíž křivky zapálení hélia.
    Málo a středně hmotné hvězdy vyvíjejí elektronově degenerované
    jádro složené z uhlíku a kyslíku, ale nedosáhnou zapálení uhlíku
    před ztrátou povrchových vrstev. Místa v grafu, kde tyto události
    nastávají jsou srovnána s pozorováními.
    Převzato z Iben 1973 a; 1974.

Téměř konstantní svítivost během spalování hélia v jádře je výsledkem tendence jader předchůdců červených obrů o různé hmotnosti ke dosáhnout obyčejnéhou elektronově-degenerovaného jádra. Protože je hmotnost héliového jádra na začátku poklidného spalování hélia téměř stejná pro včechny modely, je příspěvek energie těchto reakcí také skoro stejný. Toto je v mírnější verzi platné také pro příspěvek spalování vodíku ve slupce; pro modely nepříliš vzdálené od větve obrů dodává spalování vodíku ve slupce většinu energie povrchu (jako u středně hmotných hvězd), ale pro hvězdy vzdálené velmi vlevo od větve obrů (vytvořené značným snížením hmoty vodíkové obálky) může být energie ze spalování hélia mnohem menší. Větev obrů se tedy nakloní. Trvání fáze spalování hélia v jádře je určeno pouze rychlostí spalování hélia a je tudíž víceméně konstantní na tHe ~ 108 letech. To je další rozdíl oproti středně hmotným hvězdám, pro které platí tHe ~ tH/4, kde tH je doba života na hlavní posloupnosti. Hmotnost jádra bez hélia je na konci fáze horizontální větve přibližně 0.5 Mo, okolo 0.05 Mo více, než na počátku spalování.

Po vypotřebování centrálního hélia zaujme málo hmotná hvězda strukturu podobnou své středně hmotné kolegyni: elektronově degenerované CO jádro, slupka spalující hélium a obálka bohatá na vodík, který se však nespaluje. Jak se CO jádro zvětšuje, vyvíjí se v HR diagramu model podobně jako modely, které tvoří elektronově degenerované héliové jádro a slupku spalující hélium (tedy jako tento model po opuštění hlavní posloupnosti - pozn. př.). Tato podobnost vedla k označení "asymptotická větev obrů" neboli AGB, jež je dnes používáno u středněhmotných hvězd s elektronově degenerovaným CO jádrem, i když toto označení neodpovídá pozici v HR diagramu. AGB můžeme rozdělit na dvě fáze: brzká AGB (EAGB), která trvá dokud není vodík znovuzapálen poprvé a termálně pulzující AGB (TPAGB), která trvá dokud není většina vodíkové obálky ztracena normální hvězdným větrem obrů (malá hmotnost) nebo supervětrem (střední hmotnost).

Pro model o nízké hmotnosti trvá EAGB fáze řádově 107 let, což je méně než setrvá na obyčejné větvi obrů: ~ 108 let. Jak dlouho trvá fáze TPAGB mohou určit pouze pozorování. V Galaktických kulových hvězdokupách, kde nejhmotnější hvězdy na hlavní posloupnosti váží ~ 0.8 Mo, se ukazuje, že AGB nepřesahuje za vrcholek větve červených obrů, což ukazuje, že velmi málo hmotné hvězdy chudé na kovy vůbec TPAGB nemusejí dosáhnout. Místo toho ztratí všechnu (moc jí není) hmotu z povrchových vrstev obyčejným hvězdným větrem a stanou se bílými trpaslíky o hmotnosti rovné jádru zbavenému vodíku (~ 0.5 Mo). Je zajímavé, že tato hmotnost souhlasí s odhadem hmotnosti hvězd typu W Virginis z pozorování a teorie (Bohm-Vitense et al. 1974; sekce VI). Hvězd typu W Vir je velmi málo (pouze ~ 15 ve všech 200 Galaktických kulových hvězdokupách) a musí tudíž protínat pás nestability na časové škále pouze 104 let. Podrobnější průzkum konečné hmotnosti po AGB v kulových hvězdokupách (bílý trpaslíci) a jejich srovnání s teorií může provést HST (nevím jak to dopadlo - pozn. př.).

Obrázek 7    Obrázek 7: Rozdělení velkého počtu
    modelových hvězd populace I v HR diagramu.
    Vyšrafované plochy naznačují, kde hvězdy
    spalují ve svém jádru vodík nebo hélium. Oválná
    horizontální větev u log L ~ 1.7 obsahuje
    hvězdy, o nichž se předpokládá, že ztratily
    hmotu hvězdným větrem během předešlé cesty
    větví obrů. Pás nestability (modrý okraj je
    odvozen s pomocí teorie lineárních pulzací)
    označuje, kde jsou hvězdy nestabilní a pulzují
    v základním nebo prvním harmonickém módu.
    Přizpůsobeno z Iben 1967 c, d; 1985.

V poněkud mladších seskupeních jako například HR 1614 (Eggen 1989) je svítivost nejjasnějších AGB hvězd ~ 104 Lo, což naznačuje, že CO jádro na konci AGB má hmotnost ~ 0.65 Mo (sekce III a VIII popisují, jak byl tento odhad získán). Hvězdy populace I o počáteční hmotnosti tedy zvýší hmotnost svých CO jader po pobytu na TPAGB o ~ 0.15 Mo. V průběhu fáze větve obrů a AGB vrátí kolem poloviny své počáteční hmotnosti okolnímu prostředí. Tato hmota je obohacena uhlíkem a prvky produkované s-procesem (sekce VIII).

Další informace pocházejí z hmotnostního rozložení blízkých bílých trpaslíků. Maximum jejich výskytu je kolem 0.55-0.6 Mo (Koester, Schulz a Weidemann 1979; Weidemann a Koester 1984; Weidemann 1990). Typická hvězda s malou hmotností v blízkosti Slunce dosáhne TPAGB a zvětší hmotnost svého CO jádra o ~ 0.05-0.1 Mo v průběhu této fáze. Hlavním původcem pozorované populace bílých trpaslíků v blízkosti Slunce jsou hvězdy o hmotnostech stejných a trochu vyšších než ~ 1.0 Mo. Polovinu hmotu tyto hvězdy ztrácí v průběhu svého vývoje.

Diskuze se dosud soustřeďovala na pohyb modelů v HR diagramu a zmínky o jejich vnitřním složení byly velice kvalitativní. Termodynamické stavy hmoty v průběhu hvězdného vývoje jsou znázorněny na obrázku 6. Popisek k němu říká vše důležité, co není na obrázku nebo v textu.

V HR diagramu na obrázku 7 jsou detaily jednotlivých drah modelů potlačeny a šrafovaně jsou znázorněny místa, kde modely stráví nejvíce času. Podobnost s rozložením na obrázku 1 (sekce 1)je nepřehlédnutelná. V pásu nestability na obrázku 7 hvězdy radiálně pulzují v přirozeném nebo prvním harmonickém módu, případně v obou (sekce VI). Průniky pásu nestability a šrafovaných oblastí určují dobře známé typy proměnnosti: na průsečíku pásu nestability se skupinou, která spaluje v jádře hélium jsou cefeidy (středně hmotné hvězdy) a hvězdy typu RR Lyrae (málo hmotné, ztráta hmoty hvězdným větrem). na průsečíku pásu nestability a hlavní posloupnosti se nacházejí Ap hvězdy a hvězdy typu d Scuti. A konečně na průsečíku pásu nestability a skupiny chladnoucích bílých trpaslíků jsou hvězdy typu ZZ Ceti.