Dit is waarom:

* Hoofdvolgorde: Dit is de langste en meest stabiele fase in het leven van een ster. Tijdens deze fase combineert de ster waterstof in helium in zijn kern, waardoor energie wordt gegenereerd en het hydrostatisch evenwicht wordt gehandhaafd.

* Post-Main-reeks: Zodra de waterstofbrandstof in de kern is uitgeput, komt de ster in een reeks post-main sequentiefasen, waar hij zwaardere elementen in zijn kern- en buitenste lagen combineert. Dit omvat het branden van helium, koolstof, zuurstof, enzovoort.

Waarom is de levensduur van de hoofdreeks korter?

* kernbrandstof: De hoofdreeksfase is uitsluitend afhankelijk van waterstoffusie in de kern. Dit is de meest voorkomende brandstof, maar het is ook het gemakkelijkst te verbranden.

* Fusion -snelheid: De snelheid van kernfusie is sterk afhankelijk van temperatuur en dichtheid. Naarmate de ster ouder wordt, samentrekt zijn kern en warmt, waardoor de fusiesnelheid toeneemt, waardoor waterstof sneller wordt geconsumeerd.

* Post-Main Sequence Fusion: Hoewel post-main sequentiefasen zwaardere elementen omvatten, zijn deze elementen veel minder overvloedig en hebben ze hogere fusiedrempels (die hogere temperaturen en druk vereisen). Daarom zijn deze fasen veel korter dan de hoofdreeks.

Voorbeeld:

* De levensduur van onze zon is ongeveer 10 miljard jaar.

* De geschatte totale fusie-levensduur (inclusief alle post-main sequentiefasen) is ongeveer 12-13 miljard jaar.

Concluderend vertegenwoordigt de levensduur van de hoofdreeks de overgrote meerderheid van het zichtbare leven van een ster, maar het is slechts een fractie van de totale tijd die het besteedt aan het ondergaan van fusie.