In una struttura stellare di Sequenza Principale al diminuire della massa aumenta la densità necessaria per raggiungere le temperature di combustione dell'idrogeno. Ciò può essere compreso anche attraverso semplici valutazioni di ordini di grandezza. Abbiamo infatti già visto (→ A4.3) come dal teorema del viriale si ricavi per la temperatura media di una struttura

$$ T \propto \frac {M}{R}$$

dalla quale, poiché $\rho \propto M/R^3$ si ricava anche

$$ T \propto \rho^{1/3} M^{2/3}$$

e quindi per mantenere temperature di combustione al diminuire della massa aumenta la densità. Aumenta conseguentemente il richio di degenerazione elettronica (→ A3.2) sino a raggiungere una massa limite al di sotto della quale le stelle degenerano in presequenza e non giungono ad innescare le reazioni dell'idrogeno. Abbiamo già indicato come tale massa limite si aggiri attorno a 0.1 M$_{\odot}$. Valutazioni più accurate richiedono un corrispondentemente accurato trattamento della complessa equazione di stato, ove le interazioni coulombiane rivestono un ruolo rilevante.


Fig. 6.23 Sequenze di contrazione per strutture di piccola e piccolissima massa.

La Fig. 6.23 riporta una serie di tracce evolutive di strutture di piccola e piccolissima massa in fase di contrazione gravitazionale. Nel caso illustrato si trova una massa limite pari a 0.08 M$_{\odot}$. Si noti come al diminuire della massa crescano notevolmente i tempi di presequenza delle strutture che giungono ad innescare l'idrogeno, cosi che, al limite, la 0.08 M$_{\odot}$ raggiunge la MS solo dopo alcune centinaia di milioni di anni. Il completamento della sequenza principale alle minori luminosità richiede dunque un lungo periodo di tempo, accadimento di cui si deve tener conto nel costruire le isocrone di ammassi stellari con età al di sotto di $\sim$ 1 Gyr.

Strutture al di sotto della massa limite non innescano l'idrogeno e contraggono sino a raggiungere il raggio della struttura degenere: la successiva evoluzione consisterà nel progressivo raffreddamento della struttura che andrà diminuendo progressivamente luminosità e temperatura efficace seguendo una sequenza di raggio costante. La Fig.6.23 mostra come tali strutture si dispongano a formare un prolungamento della Sequenza Principale verso le basse luminosità, mostrando nel contempo come l'ulteriore allungamento dei tempi di contrazione porti alla predizione che anche per età dell'ordine di 10 Gyr tale prolungamento debba risultare popolato da oggetti che mantengono luminosità che scalano regolarmente a partire dall'estremo inferiore della Sequenza Principale.

A fronte di tale evidenza, l'antica designazione di Nane Nere (Black Dwarf) data in origine a questi oggetti è stata sostituita da Nane Brune (Brown Dwarf) a significare la prevista sopravvivenza di non trascurabili capacità radiative. A livello di nomenclatura, aggiungiamo infine che le stelle che popolano l'estremità inferiore della Sequenza Principale (M$\le$ 0.4 - 0.3 M$_{\odot}$) vengono di norma designate con il termine di strutture VLM (Very Low Mass).