За звезда с маса под 1,2 слънчеви маси в ядрото започва да доминира р-р цикъла и за него е изпълнено условието за лъчисто равновесие. По-нагоре обаче условията се променят в полза на конвекцията. Това са звездите подобни на Слънцето – джуджета от спектрални класове F - G .
С намаляване масата под тази граница дълбочината на конвективната зона нараства и при маса 0,3 сл. маси звездата става напълно конвективна. Това са червените джуджета от спектрални класове M - L.
Въпреки различията си, продиктувани от различната маса, моделите за вътрешния строеж на звездите от Главната последователност на еволюционната диаграма на Хершпрунг-Ръсел са:
- Хомогенни – при тях параметрите се изменят плавно от слой към слой. В резултат на изчерпване на водородното “гориво” в крайните стадии на звездната еволюция, т.е. при промяна на химичния състав, настъпват промени в структурата на звездите и глобалните им параметри, които вече претърпяват скокообразни изменения. Такива звезди като червените гиганти и свръхгигантите се описват с модели, наречен
- Нехомогенни(хетерогенни).
МОДЕЛИ НА РАЗЛИЧНИ ВИДОВЕ ЗВЕЗДИ.
ЗВЕЗДНИ ПРЕВЪПЛЪЩЕНИЯ.
Модел на масивна ярка звезда от горната част на Главната последователност
Повечето от бяло-сините звезди от спектрален клас О-В са обикновено с Маси от порядъка на 10 маси на Слънцето; Радиуси – 3,6 до стотици радиуса на Слънцето; Светимост – средно около 3 000 пъти светимостта на Слънцето; Температура на повърхността – от 25 000 К Температурата в недрата им е от порядъка на 25 000 000 К, а Плътността там – само 7 г/куб.см или само 25 пъти повече от средната плътност.
Такива звезди имат сравнително прост вътрешен строеж:
- конвективно ядро, заемащо 1/4 от обема, което съдържа 1/4 от масата на звездата, в което протичат N - C реакции. Енергоотделянето при тези реакции е интензивно, а веществото не дотам плътно, което налага конвективния характер на ядрото.