1. Kärnfusion och kärntemperatur:
* stjärnor mindre än 0,4 m☉: Dessa stjärnor är för små och coola för att upprätthålla vätefusion i sina kärnor. De förbränner främst deuterium (en tyngre isotop av väte) i sitt tidiga liv, vilket är en mycket svagare och kortare fusionsprocess.
* stjärnor större än 0,4 m☉: Dessa stjärnor når den nödvändiga kärntemperaturen och trycket för att initiera och upprätthålla vätefusion, vilket resulterar i stabil förbränning av väte till helium i deras kärnor. Denna process ger den energi som gör att dessa stjärnor kan lysa i miljarder år.
2. Livstids- och evolutionära stadier:
* stjärnor mindre än 0,4 m☉: Dessa stjärnor har extremt långa livslängder, potentiellt biljoner år. De går inte igenom de typiska stadierna av huvudsekvensstjärnor, röda jättefaser eller vit dvärgbildning. Istället svalnar de långsamt och bleknar och blir så småningom bruna dvärgar.
* stjärnor större än 0,4 m☉: Dessa stjärnor har mycket kortare livslängd (miljarder år) och går igenom olika evolutionära stadier. De förbränner väte i sina kärnor (huvudsekvens), expanderar till röda jättar och går sedan genom olika kärnkraftsförbränningsfaser innan de blir vita dvärgar, neutronstjärnor eller svarta hål.
3. Ljusstyrka och temperatur:
* stjärnor mindre än 0,4 m☉: De är väldigt svaga och coola och strålar vanligtvis i den infraröda delen av det elektromagnetiska spektrumet.
* stjärnor större än 0,4 m☉: De är mer lysande och varmare, med yttemperaturer som sträcker sig från några tusen till tiotusentals grader Celsius.
4. Brist på röd jättefas:
* stjärnor mindre än 0,4 m☉: Eftersom de inte genomgår vätefusion i sina kärnor hoppar de över den röda jättefasen.
* stjärnor större än 0,4 m☉: De upplever den röda jättefasen efter uttömmande väte i sina kärnor, eftersom kärnan samarbetar och värmer upp, vilket får de yttre skikten att expandera dramatiskt.
5. Sluttillstånd:
* stjärnor mindre än 0,4 m☉: De blir så småningom svaga och svala bruna dvärgar, som är substellära föremål för små för att upprätthålla en långvarig kärnfusion.
* stjärnor större än 0,4 m☉: Deras sluttillstånd beror på deras ursprungliga massa. De kan bli vita dvärgar, neutronstjärnor eller svarta hål, beroende på massan de behåller efter att ha tappat sina yttre lager under deras utveckling.
Sammanfattningsvis: Stjärnor mindre än 0,4 solmassor skiljer sig grundläggande från de med större massa på grund av deras oförmåga att upprätthålla vätefusion i sina kärnor, vilket resulterar i en unik utveckling som leder dem till ett öde som svala och svaga bruna dvärgar.
