* intern komplexitet: Stjärnor är oerhört komplexa, med ständigt föränderliga interna processer. Vår förståelse av stellar interiörer är inte perfekt, och faktorer som konvektion, rotation och magnetfält påverkar alla hur en stjärna bränner sitt bränsle.
* Variabilitet i stjärnkomposition: Stjärnor är inte alla gjorda av samma saker. Variationer i sammansättningen av en stjärna (t.ex. olika förhållanden mellan väte, helium och tyngre element) kan påverka dess livslängd avsevärt.
* oförutsägbara händelser: Medan huvudsekvensperioden är relativt stabil, kan stjärnor möta händelser som stör deras förväntade utveckling. Till exempel kan nära möten med andra stjärnor, fusioner eller till och med närvaron av en följeslagare förändra en stjärns livslängd.
* Begränsad observationstid: Huvudsekvensens livslängd för stjärnor är oerhört längre än mänskliga livslängder. Vi har bara en relativt kort observationsregistrering av enskilda stjärnor, vilket gör det svårt att fullt ut förstå deras långsiktiga beteende.
I stället för exakta beräkningar använder forskare teoretiska modeller och observationer för att uppskatta huvudsekvensens livslängd för stjärnor. Dessa uppskattningar är baserade på:
* massa: En stjärnmassa är den viktigaste faktorn som bestämmer dess livslängd. Mer massiva stjärnor bränner igenom deras bränsle mycket snabbare.
* ljusstyrka: Ju ljusare en stjärna, desto snabbare förbrukar det bränslet.
* kemisk sammansättning: Stjärnor med högre andelar tunga element kan ha något kortare livslängd.
Även om dessa uppskattningar är till hjälp, är de fortfarande föremål för osäkerhet på grund av de skäl som nämns ovan. Vår förståelse av stjärnutveckling förfinas ständigt när nya observationer och teoretiska modeller dyker upp.
