1. Fusión nuclear y temperatura del núcleo:
* estrellas menos de 0.4 m☉: Estas estrellas son demasiado pequeñas y frías para mantener la fusión de hidrógeno en sus núcleos. Principalmente queman Deuterium (un isótopo más pesado de hidrógeno) en sus primeros años de vida, que es un proceso de fusión mucho más débil y de vida más corta.
* estrellas mayores a 0.4 m☉: Estas estrellas alcanzan la temperatura y presión del núcleo necesarios para iniciar y mantener la fusión de hidrógeno, lo que resulta en la quema estable de hidrógeno en helio en sus núcleos. Este proceso proporciona la energía que permite que estas estrellas brille durante miles de millones de años.
2. Etapas de vida y evolutiva:
* estrellas menos de 0.4 m☉: Estas estrellas tienen vidas extremadamente largas, potencialmente billones de años. No pasan por las etapas típicas de las estrellas de secuencia principal, fases gigantes rojas o formación enana blanca. En cambio, lentamente se enfrían y se desvanecen, finalmente se convierten en enanos marrones.
* estrellas mayores a 0.4 m☉: Estas estrellas tienen una vida útil mucho más corta (miles de millones de años) y pasan por varias etapas evolutivas. Queman hidrógeno en sus núcleos (secuencia principal), se expanden en gigantes rojos y luego potencialmente pasan por varias fases de quema nuclear antes de convertirse en enanos blancos, estrellas de neutrones o agujeros negros.
3. Luminosidad y temperatura:
* estrellas menos de 0.4 m☉: Son muy débiles y fríos, típicamente irradiantes en la parte infrarroja del espectro electromagnético.
* estrellas mayores a 0.4 m☉: Son más luminosos y más calientes, con temperaturas superficiales que van desde unos pocos miles hasta decenas de miles de grados Celsius.
4. Falta de fase gigante roja:
* estrellas menos de 0.4 m☉: Como no se someten a fusión de hidrógeno en sus núcleos, se saltan la fase gigante roja.
* estrellas mayores a 0.4 m☉: Experimentan la fase gigante roja después de agotar el hidrógeno en sus núcleos, a medida que el núcleo se contrae y se calienta, lo que hace que las capas externas se expandan drásticamente.
5. Estado final:
* estrellas menos de 0.4 m☉: Eventualmente se vuelven débiles y fríos enanos marrones, que son objetos subestelares demasiado pequeños para mantener la fusión nuclear sostenida.
* estrellas mayores a 0.4 m☉: Su estado final depende de su masa inicial. Pueden convertirse en enanos blancos, estrellas de neutrones o agujeros negros, dependiendo de la masa que retienen después de derramar sus capas externas durante su evolución.
En resumen: Las estrellas menos de 0.4 masas solares son fundamentalmente diferentes de las que tienen mayor masa debido a su incapacidad para mantener la fusión de hidrógeno en sus núcleos, lo que resulta en una evolución única que los lleva a un destino como enanos marrones fríos y tenuees.
