De totale levensduur van een ster wordt bepaald door zijn massa. Aangezien sterren op de hoofdreeks ongeveer 90% van hun leven waterstof tot helium verbranden, wordt hun ‘hoofdreekslevensduur’ ook bepaald door hun massa.
Massieve sterren hebben hogere kerntemperaturen en -drukken nodig om zichzelf tegen gravitationele instorting te beschermen, en daarom verlopen de fusiereacties in deze sterren sneller dan in sterren met een lagere massa. Het gevolg is dat massieve sterren hun waterstofbrandstof snel verbruiken en minder lang op de hoofdreeks blijven voordat ze tot een rode reuzenster evolueren.
Een uitdrukking voor de hoofdreekslevensduur kan worden verkregen als functie van de stermassa en wordt meestal geschreven in relatie tot zonseenheden (zie hieronder voor een afleiding van deze uitdrukking):
| where | t⊙ | = | levensduur zon MS = 1010 |
| M | = | massa van ster | |
| M⊙ | = | zonnemassa |
De levensduur van hoofdreekssterren varieert dus van een miljoen jaar voor een O-ster met een massa van 40 zonnemassatype ster, tot 560 miljard jaar voor een 0.2 zonnemassa M-type ster. Aangezien het heelal slechts 13,7 miljard jaar oud is, betekenen deze lange hoofdreekslengtes voor M-type sterren dat elke M ster die ooit is ontstaan nog steeds op de hoofdreeks staat! De zon, een G-type ster met een hoofdreekslevensduur van ~ 10 miljard jaar, is momenteel 5 miljard jaar oud – ongeveer halverwege haar hoofdreekslevensduur.
Lichtkracht
De lichtkracht van de ster is de energie die per tijdseenheid vrijkomt. Voor hoofdreekssterren is de energie afkomstig van waterstoffusie en hebben we:
L = E/t
| waarin | L | = | de lichtkracht van de ster |
| E | = | energie die wordt geproduceerd door de verbranding van H | t | = | tijd |
We kunnen met behulp van Einsteins energie-massavergelijking van Einstein gebruiken om de energie te berekenen die bij verbranding van waterstof vrijkomt. De massa die door verbranding in energie wordt omgezet, zal een fractie f van de totale massa van de ster zijn.
E = f M c2 waarin
| waarin | E | = | energie geproduceerd door verbranding van H |
| f | = | fractie van massa omgezet in energie | |
| M | = | massa van de ster | |
| c | = | lichtsnelheid |
Combineren we de laatste twee vergelijkingen, krijgen we de volgende uitdrukking voor de levensduur van de hoofdreeks:
tMS ∼ M/L
Gebruik makend van de massa-lichtkrachtrelatie voor hoofdreekssterren:
L ∼ M3.5
en door L te substitueren, krijgen we de uitdrukking voor de levensduur van hoofdreekssterren in termen van stellaire massa:
tMS ∼ M-2.5
Dit kan (zoals hierboven) worden uitgedrukt in zonseenheden:
| where | t⊙ | = | Zon MS levensduur = 1010 |
| M | = | massa van ster | |
| M⊙ | = | zonnemassa |
Note: deze uitdrukking is slechts een benadering, en niet geldig voor zeer massieve of zeer lichte sterren. De belangrijkste beperking is het gebruik van de massa-helderheidsrelatie met één waarde voor hoofdreekssterren.