1. Fusione nucleare e temperatura centrale:
* stelle inferiori a 0,4 m☉: Queste stelle sono troppo piccole e fresche per sostenere la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei. Bruciano principalmente il deuterio (un isotopo più pesante di idrogeno) nella loro prima infanzia, che è un processo di fusione molto più debole e più corto.
* stelle superiori a 0,4 m☉: Queste stelle raggiungono la temperatura e la pressione di base necessarie per iniziare e sostenere la fusione dell'idrogeno, con conseguente bruciore stabile di idrogeno nell'elio nei loro nuclei. Questo processo fornisce l'energia che consente a queste stelle di brillare per miliardi di anni.
2. Fase a vita ed evolutiva:
* stelle inferiori a 0,4 m☉: Queste stelle hanno una vita estremamente lunga, potenzialmente trilioni di anni. Non attraversano le fasi tipiche delle stelle di sequenza principale, fasi giganti rosse o formazione nana bianca. Invece, si raffreddano lentamente e svaniscono, diventando infine nani marroni.
* stelle superiori a 0,4 m☉: Queste stelle hanno una vita molto più breve (miliardi di anni) e attraversano varie fasi evolutive. Bruciano idrogeno nei loro nuclei (sequenza principale), si espandono in giganti rossi e quindi potenzialmente attraversano varie fasi di combustione nucleare prima di diventare nani bianchi, stelle di neutroni o buchi neri.
3. Luminosità e temperatura:
* stelle inferiori a 0,4 m☉: Sono molto deboli e freschi, tipicamente irradianti nella parte a infrarossi dello spettro elettromagnetico.
* stelle superiori a 0,4 m☉: Sono più luminosi e più caldi, con temperature superficiali che vanno da qualche migliaio a decine di migliaia di gradi Celsius.
4. Mancanza di fase gigante rossa:
* stelle inferiori a 0,4 m☉: Dal momento che non subiscono la fusione di idrogeno nei loro nuclei, saltano la fase del gigante rosso.
* stelle superiori a 0,4 m☉: Sperimentano la fase gigante rossa dopo aver esaurito l'idrogeno nei loro nuclei, mentre il nucleo si contrae e si riscalda, causando l'espansione drastica degli strati esterni.
5. End State:
* stelle inferiori a 0,4 m☉: Alla fine diventano nani deboli e freschi marroni, che sono oggetti sostantivi troppo piccoli per sostenere la fusione nucleare sostenuta.
* stelle superiori a 0,4 m☉: Il loro stato finale dipende dalla loro massa iniziale. Possono diventare nani bianchi, stelle di neutroni o buchi neri, a seconda della massa che mantengono dopo aver perso i loro strati esterni durante la loro evoluzione.
In sintesi: Le stelle inferiori a 0,4 masse solari sono fondamentalmente diverse da quelle con maggiore massa a causa della loro incapacità di sostenere la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, risultando in un'evoluzione unica che li porta a un destino come nani marroni freschi e fiocchi.
