Uma vez começada a queima do hidrogênio no centro de uma protoestrela, ela rapidamente evolui, passa pela fase de T-Tauri (em alguns milhões de anos) e se torna uma estrela da seqüência principal. Podemos dividir o seu interior em três regiões: o centro, no qual se dão as reações nucleares de fusão de H em He, uma zona convectiva e uma zona radiativa. Energia devida às reações nucleares, na forma de raios gama, neutrinos e partículas de alta energia, é gerada somente na região central. Essa energia é transferida para fora, seja por radiação eletromagnética, seja por convecção, dependendo da temperatura, densidade e opacidade do gás.
Abaixo vemos como é o interior de 3 tipos de
estrelas: uma de tipo espectral O, outra de tipo espectral G (como
o Sol) e outra de tipo espectral M. Note que uma estrela O é
umas 15 vezes maior do que uma estrela G, e uma estrela M tem 1/10
do tamanho de uma G. Esta diferença de tamanho é
representada
pela segunda figura, logo abaixo.
Observe que a região onde ocorrem as reações toma uma fração maior do interior da estrela quanto menor sua massa. Estrelas de alta massa têm regiões centrais bem pequenas e cercadas por um extenso envelope. A energia liberada na região central mantém o interior quente e produz a pressão necessária para contrabalançar a gravidade.
Poderíamos pensar que, uma vez esgotado o
hidrogênio no seu centro, uma estrela cessaria de brilhar. Mas o
esgotamento de hidrogênio é acompanhado pela
produção de hélio.
Dessa forma, a região central da estrela não fica vazia,
mas é
preenchida com "cinzas"de hélio.
À medida em que aumenta a quantidade de hélio no centro, a taxa de produção de energia diminui até cessar. O processo de fusão de hidrogênio em hélio então se desloca para fora, no envoltório de hidrogênio que envolve o caroço de hélio (representado pela cor roxa na figura acima). Núcleos de hélio também podem ser consumidos pela fusão nuclear, mas a temperatura necessária para isso é de uns 100 milhões de graus, bem maior do que a temperatura de fusão do hidrogênio (em torno de uns 2 milhões de graus). Para estrelas pequenas, esta temperatura nunca é atingida, de forma que o centro rico em hélio permanece dormente.
No início de sua existência, algo em torno de 74% da massa de uma estrela está na forma de hidrogênio, 25% em hélio e 1% em todos os demais elementos químicos. Pela fusão nuclear, a massa de hidrogênio diminui no centro. No Sol, por exemplo, passados 5 bilhões de anos, apenas 29% da região central é de hidrogênio, estando 70% da massa na forma de hélio. Ou seja, as reações nucleares alteram a composição química no interiores estelares.
Note que, sendo as regiões centrais muito
massivas, decorrem-se de centenas de milhares até bilhões
de
anos para que se esgote o hidrogênio nelas contido. Obviamente,
estrelas que produzem mais energia, a consomem mais rápido e,
portanto, se esgotam em menos tempo. As
estrelas de alta massa são as mais luminosas, tendo assim um
tempo de vida na seqüência principal mais curto: uns 10
milhões
de anos para as estrelas mais massivas, de umas 20 ou 30 massas
solares. Já estrelas como o Sol duram 10 bilhões de anos
e
estrelas com 0.1 massa solar, duram dezenas de bilhões de anos
nessa fase de fusão de hidrogênio.