Voici pourquoi:

* Séquence principale: C'est la phase la plus longue et la plus stable dans la vie d'une star. Au cours de cette phase, l'étoile fusionne l'hydrogène dans l'hélium dans son noyau, générant de l'énergie et en maintenant l'équilibre hydrostatique.

* séquence post-main: Une fois que le carburant hydrogène dans le noyau est épuisé, l'étoile entre dans une série de phases de séquence post-main, où elle fusionne des éléments plus lourds dans ses couches centrales et externes. Cela comprend l'hélium brûlant, le carbone, l'oxygène, etc.

Pourquoi la durée de vie de séquence principale est-elle plus courte?

* carburant de base: La phase de séquence principale repose uniquement sur la fusion d'hydrogène dans le noyau. C'est le carburant le plus abondant, mais c'est aussi le plus facile à brûler.

* Taux de fusion: Le taux de fusion nucléaire dépend fortement de la température et de la densité. À mesure que l'étoile vieillit, son cœur se contracte et se réchauffe, provoquant une augmentation du taux de fusion, consommant de l'hydrogène plus rapidement.

* Fusion de séquence post-main: Alors que les phases de séquence post-main impliquent des éléments plus lourds, ces éléments sont beaucoup moins abondants et ont des seuils de fusion plus élevés (nécessitant des températures et des pressions plus élevées). Par conséquent, ces phases sont beaucoup plus courtes que la séquence principale.

Exemple:

* La durée de vie de la séquence principale de notre Soleil est d'environ 10 milliards d'années.

* Sa durée de vie de fusion totale estimée (y compris toutes les phases de séquence post-main) est d'environ 12 à 13 milliards d'années.

En conclusion, la durée de vie de la séquence principale représente la grande majorité de la vie visible d'une étoile, mais ce n'est qu'une fraction du temps total qu'il passe à subir de fusion.