1. stabil fusion: Huvudsekvensstjärnor drivs av kärnfusion i deras kärnor och omvandlar väte till helium. Denna process genererar enormt utåttryck och balanserar den inre tyngdkraften. Denna jämvikt är det som håller stjärnan stabil.

2. väteutarmning: När stjärnan smälter väte tappar den gradvis sin kärntillförsel. Detta gör att det yttre trycket minskar, och kärnan börjar sammandras under påverkan av tyngdkraften.

3. Ökad temperatur och densitet: Den upphandlande kärnan blir varmare och tätare. Denna ökning av temperaturen påskyndar fusionshastigheten i det återstående vätebränslet, vilket gör att stjärnan blir ljusare och något större.

4. heliumansamling: När vätesfusionen fortsätter blir kärnan främst sammansatt av helium, som är inert för fusion vid den aktuella kärntemperaturen.

5. Förlust av jämvikt: Kärns oförmåga att smälta helium leder till en obalans mellan den inre tyngdkraften och det yttre trycket från den återstående fusionen i de yttre skikten. Denna obalans markerar slutet på huvudsekvenssteget.

The next stage:

Stjärnan kommer sedan in i subgiant -fasen Där det fortsätter att expandera och svalna, blir en röd jätte . Denna fas kännetecknas av:

* skalväteförbränning: Vätesfusion börjar i ett skal som omger den inerta heliumkärnan.

* Ytterligare expansion: Stjärnan expanderar avsevärt på grund av den ökade energiproduktionen från skalfusionen.

* Ytkylning: Expansionen leder till en minskning av yttemperaturen, vilket gör att stjärnan verkar rödare.

Den specifika vägen som en stjärna tar efter huvudsekvensen beror på dess massa. Mer massiva stjärnor kommer att utvecklas snabbare och blir så småningom supergiants innan en supernova -explosion. Mindre massiva stjärnor, som vår sol, kommer så småningom att tappa sina yttre lager och bilda en planetary nebula och lämnar efter sig en vit dvärg .