Här är en uppdelning:
* Huvudsekvens: Detta är den längsta och mest stabila fasen i en stjärns liv. Under denna fas smälter stjärnan väte i helium i sin kärna och producerar energi som skapar utåttryck som balanserar tyngdkraftsdraget.
* väteutarmning: Med tiden tappas vätebränslet i kärnan. Detta innebär att fusionsprocessen bromsar, vilket gör att det yttre trycket minskar.
* gravitationskollaps: Med mindre tryck som skjuter utåt börjar stjärnkärnan att dra sig under sin egen tyngdkraft. Denna sammandragning värmer upp kärnan avsevärt.
* skalförbränning: Den ökade värmen orsakar väte i ett skal som omger kärnan för att börja smälta och utvidga stjärnan till en röd jätte eller Red Supergiant beroende på dess initiala massa.
Nyckelpunkter:
* stjärnmassa bestämmer livslängd: Mer massiva stjärnor har högre kärntemperaturer, vilket får dem att bränna genom deras vätebränsle mycket snabbare. Detta innebär att de spenderar mindre tid på huvudsekvensen jämfört med mindre massiva stjärnor.
* inget plötsligt slut: Övergången från huvudsekvensen till nästa fas är inte en plötslig händelse. Stjärnan expanderar gradvis och ändrar sin spektrala typ över tid.
Exempel:
Vår sol, en relativt liten stjärna, är för närvarande i sin huvudsekvensfas. Det förväntas stanna kvar på huvudsekvensen i cirka 10 miljarder år.
