La durata della vita di una stella dipende essenzialmente dalla sua massa e dalla sua composizione chimica (altri fattori incidono in maniera molto minore).
I tempi scala delle diverse fasi dell’evoluzione dipendono dalla fonte di energia che predomina in ciascuna fase.
Senza scendere troppo nel dettaglio, possiamo dire che l’energia gravitazionale predomina nei momenti di evoluzione “rapida”.
In effetti un corpo gassoso di forma sostanzialmente sferica come una stella tenderebbe sempre a collassare verso il centro a causa della sua autogravità (basta pensare che una particella che si trova sulla “superficie” della stella viene attirata da tutto quello che si trova sotto di essa, quindi tenderebbe a cadere verso il centro).
I tempi di questa evoluzione sarebbero dell’ordine (per una stella come il nostro Sole) di qualche milione di anni, molto al di sotto dell’età, ad esempio, della Terra (si può vedere questa risposta).
Viste le età dei corpi celesti dunque, deve esserci una forza che si oppone al collasso, ed è fornita dalla pressione di radiazione esercitata dall’energia prodotta dalle reazioni nucleari, che, riscaldando il gas, ne aumenta anche la pressione termica.
Dunque i tempi scala che effettivamente “decidono” la durata degli “stati di vita” della stella sono quelli delle reazioni nucleari perché avendo molto carburante a disposizione, in teoria tutta la massa della stella, la mantengono in equilibrio molto a lungo (o per lo meno molto più a lungo del tempo che ci metterebbe a collassare per gravità).
Infatti la formula che esprime l’energia emessa dalle reazioni nucleari è la famosa formula di Einstein (E=mc2).
La massa che viene trasformata in energia è il cosiddetto difetto di massa tra “reagenti” e “prodotti” della reazione,ma , dato l’elevato valore della costante c, si arriva ad energie elevatissime.
Nel caso della fuzione che da 4 protoni genera 1 atomo di elio, vengono rilasciati circa 4 1012 joule
Dall’energia raccolta sulla Terra, è possibile avere un’idea della massa consumata dalle reazioni nucleari: l’emissione totale del Sole è dell’ordine di 4 1026 watt, quindi per fornirla, le reazioni nucleari devono bruciare circa 4 109 Kg di materia al secondo (la massa totale del sole è di circa 2 1030 Kg).
Se dovesse bruciare tutto allo stesso ritmo, il Sole vivrebbe dunque circa 1013, cioè 10000 miliardi, di anni, ma in realtà la massa convertita in energia è solo una parte, gran parte della massa rimane nei prodotti della fusione nucleare, per cui i tempi sono di qualche ordine di grandezza più piccoli.
Le reazioni nucleari che intervengono sono state descritte in altre risposte (in generale o più in dettaglio).
In ogni caso, l’idrogeno è il combustibile più abbondante (anche nelle stelle più evolute, che quindi presentano più materiali pesanti, non scende al di sotto del 70%), e le reazioni di combustione dell’idrogeno sono le più efficienti, pertanto la vita della stella è spesa per il 99% nella fase di combustione dell’idrogeno centrale (fase di sequenza principale, in cui l’idrogeno brucia nella zona più interna della stella, originando elio).
Tutte le altre fasi sono più brevi almeno di un fattore 100, comprese quelle di gigante rossa, in cui c’è combustione di idrogeno ma in una shell (guscio) attorno al nucleo, che rimane sostanzialmente quiescente.
Il nostro Sole, che è una stella “tipica”, è nella sua sequenza principale, da qualche miliardo di anni, e vi rimarrà fino a raggiungere la sua fase di gigante rossa (circa 12 miliardi di anni).
Le stelle più massicce hanno tempi di evoluzione più rapidi, ma rimane vero che la fase più lunga è quella della combustione dell’idrogeno.
Vedi anche queste risposte sulla formazione di un sistema planetario e sulla vita del Sole per approfondire e completare la risposta.