La evidencia más importante es el diagrama de Hertzsprung-Russell creado alrededor de 1910 por los astrónomos Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russel, basado en observaciones cuidadosas durante muchos años por muchos astrónomos. El diagrama muestra el brillo absoluto (luminosidad) contra la temperatura de muchos miles de estrellas. El brillo absoluto se calcula a partir de mediciones cuidadosas del brillo aparente de una estrella y su distancia. La distancia se determina mediante mediciones cuidadosas de los pequeños cambios en la posición aparente de una estrella, medida durante el transcurso de un año a medida que la tierra gira alrededor del sol.
El resultado se muestra arriba. Tenga en cuenta que ambos ejes son logarítmicos. La mayoría de las estrellas caen en la secuencia principal, una línea mayormente recta desde la parte superior izquierda a la parte inferior derecha. Como se esperaba, las estrellas calientes son más brillantes que las estrellas frías. El brillo se ve afectado por dos factores: qué tan caliente es la estrella y qué tan grande es. La pendiente del diagrama muestra que las estrellas calientes en la secuencia principal son mucho más grandes que las estrellas más frías. Fuera de la secuencia principal hay otros dos grupos principales: enanas blancas y gigantes rojas. Las enanas blancas son mucho más tenues de lo que deberían según su temperatura. Esto se debe a que son calientes pero muy pequeños. Lo contrario se aplica a los gigantes rojos: son geniales pero muy grandes.
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La física detrás del diagrama de recursos humanos fue aclarada por Fred Hoyle y otros en la década de 1950. La fuente de calor para las estrellas en la secuencia principal es la conversión de hidrógeno en helio. Las grandes estrellas arden mucho más porque las reacciones nucleares se ejecutan más rápido en sus núcleos más calientes. El hecho de que la secuencia principal es una línea fija muestra que una vez que comienza la quema de hidrógeno, se mantiene a una velocidad más o menos constante durante un largo período de tiempo. El hecho de que las estrellas grandes sean mucho más brillantes muestra que están quemando hidrógeno a una velocidad mucho más rápida que en las estrellas pequeñas y tendrán una vida correspondientemente más corta en la secuencia principal. La medición cuidadosa de la producción de energía del sol y el conocimiento de la energía liberada en la conversión de hidrógeno en helio da como resultado la cifra de 10 mil millones de años como la vida útil del sol en la secuencia principal. En comparación, las estrellas realmente grandes solo están en la secuencia principal durante unos pocos millones de años, mientras que las estrellas pequeñas pueden durar decenas de miles de millones de años. En teoría, el conocimiento del contenido de helio del núcleo del sol debería permitir un cálculo del tiempo restante, pero en la práctica esto es difícil de estimar y da como resultado la cifra bastante imprecisa de “5 mil millones de años”.
Cuando una estrella ha agotado su hidrógeno, comienza a quemar helio para producir carbono y otros elementos. Por razones complicadas, los cálculos muestran que se expande mucho en tamaño, convirtiéndose en un gigante rojo de baja densidad. Una estrella con la masa del sol agotará rápidamente su helio y no existen más opciones. Sin fuente de energía, colapsará bajo su propia gravedad convirtiéndose en una enana blanca, y más tarde en una enana negra.
Por lo tanto, la edad del sol y su vida restante se han estimado a partir de observaciones minuciosamente detalladas y cálculos matemáticos igualmente minuciosos basados en el conocimiento y la teoría de las interacciones nucleares.
