Nana rossa: differenze tra le versioni

Poiché dunque le nane rosse sono completamente convettive, l'elio non si accumula immediatamente in un nucleo inerte e quindi, rispetto ad altre stelle più massicce, come proprio il Sole, arrivano a fondere una quantità di idrogeno proporzionalmente maggiore prima di lasciare la [[sequenza principale]]. Di conseguenza, la durata del [[evoluzione stellare|ciclo vitale]] di una nana rossa sarebbe di gran lunga superiore all'[[età dell'Universo]]; pertanto, le stelle con masse inferiori a 0,8 [[Massa solare|M_☉]] non hanno ancora avuto il tempo di lasciare la sequenza principale.<ref name="red main sequence"/> Infatti, quanto più piccola è la massa della nana rossa, tanto più lunga sarà la durata del suo ciclo vitale. Si ritiene che la durata dell'evoluzione di una nana rossa sia superiore a quella del Sole di un fattore pari alla terza o alla quarta potenza del rapporto tra la massa del Sole e la massa della nana rossa; sicché, la sequenza principale di una nana rossa di 0,1 M_☉ può durare per 10&nbsp;000 [[bilione|bilioni]] (10¹³, 10&nbsp;000 miliardi) di anni.<ref name="richmond"/><ref name="adams">{{cita web|url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/9701131v1|titolo=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects|autore=Fred C. Adams, Gregory Laughlin|anno=1996}}</ref> Man mano che diminuisce la quantità di idrogeno all'interno della stella, la velocità delle reazioni nucleari rallenta progressivamente mentre il nucleo inizia a contrarsi. L'[[energia gravitazionale]] generata da questa contrazione è convertita in [[energia termica]], la quale viene portata in superficie dalla convezione.<ref name="Koupelis">{{cita libro | autore= Theo Koupelis | anno=2007 | titolo= In Quest of the Universe | editore= Jones & Bartlett Publishers | isbn=0-7637-4387-9 }}</ref>