Här är varför:
* Huvudsekvens: Detta är den längsta och mest stabila fasen i en stjärns liv. Under denna fas smälter stjärnan väte i helium i sin kärna, genererar energi och upprätthåller hydrostatisk jämvikt.
* post-main-sekvens: När vätebränslet i kärnan är uttömt, kommer stjärnan in i en serie av fasfaser efter main, där det smälter tyngre element i sina kärn- och yttre lager. Detta inkluderar brinnande helium, kol, syre och så vidare.
Varför är livstidens huvudsekvens kortare?
* kärnbränsle: Huvudsekvensfasen förlitar sig enbart på vätefusion i kärnan. Detta är det vanligaste bränslet, men det är också det enklaste att bränna.
* fusionshastighet: Hastigheten för kärnfusion är starkt beroende av temperatur och densitet. När stjärnan åldras, kontrakt och värmer upp, vilket får fusionshastigheten att öka och konsumera väte snabbare.
* efter mainsekvensfusion: Medan faserna efter main-sekvensen involverar tyngre element, är dessa element mycket mindre rikliga och har högre fusionströsklar (som kräver högre temperaturer och tryck). Därför är dessa faser mycket kortare än huvudsekvensen.
Exempel:
* Vår solens livslängd är cirka 10 miljarder år.
* Den uppskattade totala fusionslivslängden (inklusive alla faser efter main-sekvens) är cirka 12-13 miljarder år.
Sammanfattningsvis representerar livslängden i huvudsekvensen den stora majoriteten av en stjärns synliga liv, men det är bara en bråkdel av den totala tiden den tillbringar fusion.
