Całkowity czas życia gwiazdy jest określony przez jej masę. Ponieważ gwiazdy spędzają około 90% swojego życia na spalaniu wodoru w hel na głównej sekwencji (MS), ich „czas życia na głównej sekwencji” jest również zdeterminowany przez ich masę.
Masywne gwiazdy potrzebują wyższych temperatur centralnych i ciśnienia, aby uchronić się przed kolapsem grawitacyjnym, i z tego powodu reakcje syntezy jądrowej w tych gwiazdach przebiegają szybciej niż w gwiazdach o niższej masie. W rezultacie masywne gwiazdy szybko zużywają paliwo wodorowe i spędzają mniej czasu na ciągu głównym, zanim przekształcą się w czerwone gwiazdy olbrzymie.
Wyrażenie na czas życia sekwencji głównej można otrzymać jako funkcję masy gwiazdy i zwykle zapisuje się je w odniesieniu do jednostek słonecznych (wyprowadzenie tego wyrażenia znajduje się poniżej):
| where | t⊙ | = | Czas życia MS Słońca = 1010 |
| M | = | masa gwiazdy | |
| M⊙ | = | masa słoneczna |
Czasy życia gwiazd ciągu głównego wahają się zatem od miliona lat dla gwiazdy typu O- o masie 40 mas słonecznych.typu O, do 560 miliardów lat dla gwiazdy typu 0.2 masy słonecznej gwiazdy typu M. Biorąc pod uwagę, że Wszechświat ma tylko 13,7 miliarda lat, tak długi czas życia sekwencji głównej dla gwiazd typu M oznacza, że każda gwiazda typu M, która kiedykolwiek powstała, nadal znajduje się na sekwencji głównej! Słońce, gwiazda typu G o czasie życia sekwencji głównej wynoszącym ~10 miliardów lat, ma obecnie 5 miliardów lat – to mniej więcej połowa jej czasu życia na sekwencji głównej.
Odwrócenie
Jasność gwiazdy to energia uwolniona w jednostce czasu. Dla gwiazd ciągu głównego energia pochodzi z fuzji wodoru i mamy:
L = E/t
| gdzie | L | = | luminancja gwiazdy |
| E | = | energia wytworzona w wyniku spalania H | |
| t | = | czas |
Możemy użyć równania Einsteina energia – masa, aby obliczyć energię wytworzoną w wyniku spalania H.Einsteina do obliczenia energii wytwarzanej podczas spalania wodoru. Masa przekształcona w energię poprzez spalanie będzie ułamkiem f całkowitej masy gwiazdy.
E = f M c2 gdzie
| gdzie | E | = | energia wytwarzana podczas spalania H | |
| f | = | ułamek masy przekształconej w energię | ||
| M | = | masa gwiazdy | ||
| c | = | prędkość światła |
Łącząc dwa ostatnie równania, otrzymujemy następujące wyrażenie na czas życia sekwencji głównej:
tMS ∼ M/L
Używając zależności masa-światłość dla gwiazd sekwencji głównej:
L ∼ M3.5
i podstawiając za L, mamy wyrażenie na czas życia sekwencji głównej w zależności od masy gwiazdy:
tMS ∼ M-2.5
Można to wyrazić (jak wyżej) w jednostkach masy Słońca:
| where | t⊙ | = | Czas życia Sun MS = 1010 |
| M | = | masa gwiazdy | |
| M⊙ | = | masa Słońca |
Uwaga: to wyrażenie jest tylko przybliżeniem i nie obowiązuje dla bardzo masywnych lub bardzo lekkich gwiazd. Głównym ograniczeniem jest użycie zależności masa-światłość o jednej wartości dla gwiazd ciągu głównego.