Ecco perché:
* Sequenza principale: Questa è la fase più lunga e stabile nella vita di una stella. Durante questa fase, la stella fonde l'idrogeno nell'elio nel suo nucleo, generando energia e mantenendo l'equilibrio idrostatico.
* Sequenza post-main: Una volta esaurito il combustibile per idrogeno nel nucleo, la stella entra in una serie di fasi di sequenza post-main, in cui si fonde elementi più pesanti nei suoi strati core ed esterni. Ciò include la combustione di elio, carbonio, ossigeno e così via.
Perché la durata di sequenza principale è più corta?
* Core Fuel: La fase di sequenza principale si basa esclusivamente sulla fusione dell'idrogeno nel nucleo. Questo è il carburante più abbondante, ma è anche il più facile da bruciare.
* Tasso di fusione: Il tasso di fusione nucleare dipende fortemente dalla temperatura e dalla densità. Man mano che la stella invecchia, il suo nucleo si contrae e si riscalda, causando un aumento del tasso di fusione, consumando l'idrogeno più rapidamente.
* Fusion sequenza post-main: Mentre le fasi di sequenza post-main coinvolgono elementi più pesanti, questi elementi sono molto meno abbondanti e hanno soglie di fusione più elevate (che richiedono temperature e pressioni più elevate). Pertanto, queste fasi sono molto più brevi della sequenza principale.
Esempio:
* La durata della sequenza principale del nostro sole è di circa 10 miliardi di anni.
* La sua durata di fusione totale stimata (comprese tutte le fasi di sequenza post-main) è di circa 12-13 miliardi di anni.
In conclusione, la durata della sequenza principale rappresenta la stragrande maggioranza della vita visibile di una stella, ma è solo una frazione del tempo totale che spende a sottoporsi a fusione.
