Här är varför:
* Huvudsekvens: Stjärnor tillbringar större delen av sina liv på huvudsekvensen. Under denna fas smälter de in väte i helium i sina kärnor, vilket genererar energi och yttre tryck som balanserar tyngdkraften.
* väteutarmning: Så småningom tappas vätebränslet i kärnan. Detta innebär att kärnfusionsprocessen stannar och det yttre trycket från fusionen minskar.
* tyngdkraften tar över: När fusionstrycket är borta börjar tyngdkraften dra stjärnans kärna inåt. Detta får kärnan att värmas upp och komprimera, vilket så småningom utlöser en ny fas av kärnfusion, den här gången med hjälp av helium som bränsle.
* lämnar huvudsekvensen: Denna förändring i kärnstrukturen och början av heliumfusion markerar stjärnans avvikelse från huvudsekvensen. Stjärnan kommer sedan att gå in i en ny evolutionär scen beroende på dess massa.
till exempel:
* Solliknande stjärnor: De blir röda jättar, expanderar avsevärt i storlek och kyler ner.
* massiva stjärnor: De utvecklas till supergiants och blir så småningom supernovae.
Så, nyckeln till att förstå en stjärns utveckling är att känna igen vätefusionens roll i dess kärna. När den tar slut genomgår stjärnan betydande förändringar och rör sig från huvudsekvensen.
