Estrelas com menos de 0,4 massas solares (m☉) têm caminhos evolutivos fundamentalmente diferentes do que aqueles com maior massa, principalmente devido aos seguintes motivos:

1. Fusão nuclear e temperatura central:

* estrelas menos de 0,4 m☉: Essas estrelas são muito pequenas e frias para sustentar a fusão de hidrogênio em seus núcleos. Eles queimam principalmente o deutério (um isótopo mais pesado de hidrogênio) em seu início de vida, que é um processo de fusão muito mais fraco e mais curto.
* Estrelas maiores que 0,4 m☉: Essas estrelas atingem a temperatura e pressão do núcleo necessárias para iniciar e sustentar a fusão de hidrogênio, resultando na queima estável de hidrogênio em hélio em seus núcleos. Esse processo fornece a energia que permite que essas estrelas brilhem por bilhões de anos.

2. Estágios da vida e evolutiva:

* estrelas menos de 0,4 m☉: Essas estrelas têm uma vida útil extremamente longa, potencialmente trilhões de anos. Eles não passam pelos estágios típicos das estrelas da sequência principal, fases gigantes vermelhas ou formação de anãs brancas. Em vez disso, eles esfriam lentamente e desaparecem, eventualmente se tornando anãs marrons.
* Estrelas maiores que 0,4 m☉: Essas estrelas têm uma vida útil muito mais curta (bilhões de anos) e passam por vários estágios evolutivos. Eles queimam hidrogênio em seus núcleos (sequência principal), expandem -se em gigantes vermelhos e depois passam por várias fases de queima nuclear antes de se tornarem anãs brancas, estrelas de nêutrons ou buracos negros.

3. Luminosidade e temperatura:

* estrelas menos de 0,4 m☉: Eles são muito fracos e frios, geralmente irradiando na parte infravermelha do espectro eletromagnético.
* Estrelas maiores que 0,4 m☉: Eles são mais luminosos e mais quentes, com temperaturas da superfície que variam de alguns milhares a dezenas de milhares de graus Celsius.

4. Falta de fase gigante vermelha:

* estrelas menos de 0,4 m☉: Como eles não passam por fusão de hidrogênio em seus núcleos, eles ignoram a fase gigante vermelha.
* Estrelas maiores que 0,4 m☉: Eles experimentam a fase gigante vermelha após esgotar o hidrogênio em seus núcleos, à medida que o núcleo se contrai e aquece, fazendo com que as camadas externas se expandam dramaticamente.

5. Estado final:

* estrelas menos de 0,4 m☉: Eles acabam se tornando anãs marrons fracos e frios, que são objetos substanciais pequenos demais para sustentar a fusão nuclear sustentada.
* Estrelas maiores que 0,4 m☉: Seu estado final depende de sua massa inicial. Eles podem se tornar anãs brancos, estrelas de nêutrons ou buracos negros, dependendo da massa que retêm depois de derramar suas camadas externas durante sua evolução.

em resumo: As estrelas menos de 0,4 massas solares são fundamentalmente diferentes daquelas com maior massa devido à sua incapacidade de sustentar a fusão de hidrogênio em seus núcleos, resultando em uma evolução única que as leva a um destino como anões marrons frios e escuros.