Un artículo relevante aquí es Laughlin, Bodenheimer & Adams (1997) " El final de la secuencia principal". Del resumen:

Encontramos que para las masas $ M_ \ ast < 0.25 \ M_ \ odot $ las estrellas permanecen completamente convectivas durante un fracción de la duración de su evolución. El mantenimiento de la convección completa impide el desarrollo de grandes gradientes de composición y permite que toda la estrella acumule una gran fracción de masa de helio. Encontramos que las estrellas con masas $ M < 0.20 \ M_ \ odot $ nunca evolucionarán a través de un escenario de gigante roja. Después de volverse gradualmente más brillantes y más azules durante billones de años, estas enanas M tardías de hoy desarrollarán núcleos conductores de radiación y fuentes de capa nuclear suave; estas estrellas luego terminan sus vidas como enanas blancas de helio.

La sección 3 del documento proporciona una descripción detallada de la vida útil de un $ 0.1 \ M_ \ odot $ estrella. Un breve resumen:

1. Después de aproximadamente 2 Gyr de contracción, la estrella alcanza el punto de secuencia principal de edad cero con una temperatura de 2228 K y una luminosidad de $ 10 ^ {- 3.38} \ L_ \ odot $ .

2. En la secuencia principal, la fracción de masa de $ ^ 3 \ rm He $ aumenta constantemente durante un billón de años. La naturaleza completamente convectiva de la estrella asegura que se mezcle en toda la estructura de la estrella. La estrella aumenta lentamente su temperatura y luminosidad.

3. La fracción de masa máxima de 9,95% $ ^ 3 \ rm He $ span > se alcanza en 1380 Gyr. Después de esto, la fracción de masa disminuye a medida que la tasa de consumo excede la tasa de producción.

4. Entre 1500 y 4000 Gyr (el texto parece usar valores que son demasiado pequeños por un factor de 1000 a juzgar por la figura 1 y la declaración de vida útil total al comienzo de §3.2) la estrella comienza a convertirse en $ ^ 4 \ rm He $ , y este isótopo se convierte en el componente principal de la estrella (en masa) alrededor de 3050 Gyr.

5. Hacia 5740 Gyr, la estrella desarrolla un núcleo radiativo debido a que la fracción de masa de helio reduce la opacidad. Esto provoca una pequeña contracción de la estrella y una disminución de la luminosidad.

6. Después del desarrollo del núcleo radiativo, la combustión de la concha avanza hacia afuera a través de la estrella, aumentando la temperatura de la superficie. hasta un máximo de 5807 K a 6144 Gyr. La luminosidad en este punto es de aproximadamente $ 10 ^ {- 2.3} \ L_ \ odot $ . Esta estrella se llama "enana azul".

7. La estrella se vuelve más fría y menos luminosa. La combustión de la concha continúa durante este tiempo, y finalmente termina con la estrella con una fracción de masa de hidrógeno de ~ 1%. La vida útil de la combustión nuclear termina en 6281 Gyr, produciendo una enana blanca de helio con una temperatura de 1651 K y una luminosidad de $ 10 ^ {- 5.287} \ L_ \ odot $ .

En esta pregunta se puede encontrar una discusión sobre la apariencia del escenario de la enana azul y cuán azules son en realidad.

El rango de $ 0.16 \ le M_ \ ast / M_ \ odot \ le 0.20 $ es de transición entre las estrellas que se convierten en enanas azules y las estrellas que se convierten en gigantes rojas. Del artículo:

En relación con su mayor salida de luminosidad, las estrellas de transición en el rango de masa $ 0.16 \ le M_ \ ast / M_ \ odot \ le 0.20 $ son capaces de producir expansiones cada vez mayores del radio estelar general después de que se haya desarrollado el núcleo radiativo de hidrógeno agotado.

En los modelos calculados en el documento, el objeto de masa más baja que produjo inequívocamente una gigante roja fue $ 0.25 \ M_ \ odot $ , pero como se señaló, la región de transición es no esta afilado. Sin embargo, esto significa que las enanas M de mayor masa eventualmente pasarán por una etapa de gigante roja.