Sterren met minder dan 0,4 zonnemassa's (M☉) hebben fundamenteel verschillende evolutionaire paden dan die met een grotere massa, voornamelijk vanwege de volgende redenen:

1. Nucleaire fusie en kerntemperatuur:

* sterren minder dan 0,4 m☉: Deze sterren zijn te klein en koel om waterstoffusie in hun cores te behouden. Ze verbranden voornamelijk deuterium (een zwaardere isotoop van waterstof) in hun vroege leven, wat een veel zwakker en korter leefd fusieproces is.

* sterren groter dan 0,4 m☉: Deze sterren bereiken de noodzakelijke kerntemperatuur en druk om waterstoffusie te initiëren en te ondersteunen, wat resulteert in de stabiele verbranding van waterstof in helium in hun cores. Dit proces biedt de energie waarmee deze sterren miljarden jaren kunnen schijnen.

2. Lifetime en evolutionaire fasen:

* sterren minder dan 0,4 m☉: Deze sterren hebben een extreem lange levensduur, mogelijk triljoenen jaren. Ze gaan niet door de typische stadia van hoofdreekssterren, rode gigantische fasen of witte dwergvorming. In plaats daarvan koelen ze langzaam af en vervagen ze en worden ze uiteindelijk bruine dwergen.

* sterren groter dan 0,4 m☉: Deze sterren hebben veel kortere levens (miljarden jaren) en gaan door verschillende evolutionaire fasen. Ze verbranden waterstof in hun kernen (hoofdsequentie), breiden zich uit naar rode reuzen en gaan vervolgens mogelijk door verschillende nucleaire brandende fasen voordat ze witte dwergen, neutronensterren of zwarte gaten worden.

3. Luminositeit en temperatuur:

* sterren minder dan 0,4 m☉: Ze zijn erg vaag en koel en stralen zich meestal uit in het infraroodgedeelte van het elektromagnetische spectrum.

* sterren groter dan 0,4 m☉: Ze zijn lichter en heter, met oppervlaktetemperaturen variërend van een paar duizend tot tienduizenden graden Celsius.

4. Gebrek aan rode gigantische fase:

* sterren minder dan 0,4 m☉: Omdat ze geen waterstoffusie in hun kernen ondergaan, slaan ze de rode gigantische fase over.

* sterren groter dan 0,4 m☉: Ze ervaren de rode gigantische fase na het uitputten van waterstof in hun kernen, terwijl de kern samentrekt en opwarmt, waardoor de buitenste lagen dramatisch uitzetten.

5. Eindstatus:

* sterren minder dan 0,4 m☉: Ze worden uiteindelijk vage en koele bruine dwergen, die substellaire objecten te klein zijn om aanhoudende nucleaire fusie te behouden.

* sterren groter dan 0,4 m☉: Hun eindstatus hangt af van hun eerste massa. Ze kunnen witte dwergen, neutronensterren of zwarte gaten worden, afhankelijk van de massa die ze behouden na het afwerpen van hun buitenste lagen tijdens hun evolutie.

Samenvattend: Sterren van minder dan 0,4 zonnemassa's verschillen fundamenteel van die met een grotere massa vanwege hun onvermogen om waterstoffusie in hun cores te ondersteunen, wat resulteert in een unieke evolutie die hen naar een lot leidt als koele en vage bruine dwergen.