La vida total de una estrella está determinada por su masa. Dado que las estrellas pasan aproximadamente el 90% de su vida quemando hidrógeno para convertirlo en helio en la secuencia principal (MS), su «vida en la secuencia principal» también está determinada por su masa.
Las estrellas masivas necesitan temperaturas y presiones centrales más altas para sostenerse contra el colapso gravitacional, y por esta razón, las reacciones de fusión en estas estrellas proceden a un ritmo más rápido que en las estrellas de menor masa. El resultado es que las estrellas masivas agotan rápidamente el combustible de hidrógeno de su núcleo y pasan menos tiempo en la secuencia principal antes de evolucionar hacia una estrella gigante roja.
Se puede obtener una expresión para el tiempo de vida de la secuencia principal en función de la masa estelar y se suele escribir en relación con las unidades solares (para una derivación de esta expresión, véase más abajo):
| donde | t⊙ | = | Vida útil de la EM del Sol = 1010 | M | = |
| M⊙ | = | masa solar |
Los tiempos de vida de las estrellas de la secuencia principal van, por tanto, desde un millón de años para una estrella de 40 masas solares de tipo O-de 40 masas solares, a 560 mil millones de años para una estrella de 0.2 de masa solar de tipo M. Dado que el Universo sólo tiene 13.700 millones de años, estas largas vidas de la secuencia principal para las estrellas de tipo M significan que todas las estrellas M que se han creado siguen en la secuencia principal. El Sol, una estrella de tipo G con una vida en la secuencia principal de ~ 10.000 millones de años, tiene actualmente 5.000 millones de años, aproximadamente la mitad de su vida en la secuencia principal.
Derivación
La luminosidad de la estrella es la energía liberada por unidad de tiempo. Para las estrellas de la secuencia principal, la energía proviene de la fusión del hidrógeno y tenemos:
L = E/t
| donde | L | = | la luminosidad de la estrella | = | energía producida por la combustión del H | ||||||||||||||||||||||||||
| t | = | ||||||||||||||||||||||||||||||
| donde | E | = | energía producida por la combustión del H |
| f | = | fracción de masa convertida en energía | M | = | masa de la estrella | c | = | velocidad de la luz |
Combinando las dos últimas ecuaciones, tenemos la siguiente expresión para la vida de la secuencia principal:
tMS ∼ M/L
Utilizando la relación masa-luminosidad para las estrellas de la secuencia principal:
L ∼ M3.5
y sustituyendo por L, tenemos la expresión para la vida de la secuencia principal en términos de masa estelar:
tMS ∼ M-2.5
Esto se puede expresar (como en el caso anterior) en unidades solares:
| donde | t⊙ | = | Vida de la EM del sol = 1010 | M | = | masa de la estrella |
| = | masa solar |
Nota: esta expresión es sólo una aproximación, y no es válida para estrellas muy masivas o muy ligeras. La principal limitación es el uso de la relación masa-luminosidad de un solo valor para las estrellas de la secuencia principal.