Коротко — по порядку величин, с обоснованием и финальными судьбами.

1) Оценки по закону масса—светимость

Взять приближённый закон L ∝ M^α с α ≈ 3.5 $ходовойпорядокдлязвёздглавнойпоследовательности$.

Относительно Солнца $M\odot ,L\odot ,t\odot \approx 10^{1}0лет$:

Для 0.5 M⊙:

L ≈ $0.5$^3.5 L⊙ ≈ 0.09 L⊙ $порядок10^{-}1L\odot ;реалистичноезначение0.03–0.1L\odot взависимостиотметалличности$.t_MS ≈ t⊙ · $M/M\odot$ / $L/L\odot$ ≈ 10^10 · 0.5 / 0.09 ≈ 5·10^10 лет $порядок10^{1}0–10^{1}1лет;\gtrsim десяткимиллиардовлет—большетекущеговозрастаВселенной$.

Для 8 M⊙:

L ≈ 8^3.5 L⊙ ≈ 1–3·10^3 L⊙ $порядок10^{3}L\odot ;типичнонесколько\times 10^{3}L\odot$.t_MS ≈ 10^10 · 8 / $1.5\cdot 10^3$ ≈ $10^{1}0$·8/1500 ≈ 5·10^7 лет $порядок10^7–10^8лет,т.е.десяткимиллионовлет$.

2) Физические причины различий

Светимость сильно зависит от массы, потому что более массивная звезда имеет больший центральный давление и температуру → скорость термоядерных реакций $особеннопридоминированииCNO-цикловуболеетяжёлых$ очень чувствительна к температуре. Это даёт L ∝ M^α с большим α.Запас топлива растёт примерно пропорционально массе, но расход топлива $светимость$ растёт быстрее $\approx M^{\alpha }$, поэтому время жизни t ≈ M/L ∝ M^$1-\alpha$ резко падает при росте M.Внутренняя структура: малые звёзды $\approx 0.5M\odot$ часто имеют глубокую конвективную оболочку $частичноконвективныилиполностьюприещёменьшихмассах$ и энерговыделение в основном через p–p цепочку $меньшаяT‑зависимость$. Большие $\gtrsim 1.2M\odot$ имеют конвективные ядра и энерговыделение через CNO-цикл $оченьсильнаяT‑зависимость$, что усиливает рост L с M.

3) Конечные стадии эволюции

0.5 M⊙:

Это низкомассивная звезда $рядомсконцом«низкой»масcы$. Её главная последовательность длится десятки миллиардов лет — дольше возраста Вселенной, поэтому на данный момент такие звёзды ещё в большинстве не успели закончить MS.Теоретически после исчерпания центрального водорода она поднимется на красную ветвь, при достижении критической массы вырожденного гелиевого ядра произойдёт «гелиумовый всплеск» $heliumflash$, затем стадия устойчивого гелиевого горения $горизонтальнаяветвь/полу-горизонтальнаяветвь$, потом AGB, сильная потеря массы и окончание в виде белого карлика преимущественно из углерода‑кислорода $M_{W}D0.5–0.6M\odot$, окружённого планетарной туманностью.На практике для 0.5 M⊙ эволюция до стадии RGB/He‑flash займёт десятки миллиардов лет.

8 M⊙:

Проходит быстрое эволюционное развитие: после MS — расширение в красный $илижелто‑оранжевый$ сверхгигант, зажигание гелия в ядре, затем последовательное горение все более тяжёлых элементов $C,Ne,O,Si$ в центральных и кольцевых зонах.В классическом случае формируется железосодержащее ядро, которое при достижении предела Чандра $илипризахватеэлектроновдляO–Neядра$ коллапсирует → взрыв ядра: сверхновая типа II $илиэлектрон‑захватнаяSNдлянекоторыхмасс$. Остаток — нейтронная звезда $взависимостиотмассыостатка/потеримассывозможноичёрнаядыра,нодля8M\odot наиболеевероятеннейтроннаязвезда$.Порог между финалом в виде белого карлика $O–NeWD$ и ядровым коллапсом/сверхновой лежит в районе ≈8–10 M⊙ и зависит от металличности и потерь массы, так что 8 M⊙ — близкая к границе ситуация; часто ожидают либо электрон‑захватную SN → нейтронная звезда, либо, при сильной потере массы, O–Ne белый карлик.

Краткая сводка $порядкивеличин$:

0.5 M⊙: L ∼ 10^−2–10^−1 L⊙, t_MS ∼ 10^10–10^11 лет; финал — C–O белый карлик $послеRGB,He‑flash,AGB$.8 M⊙: L ∼ 10^3 L⊙ $пару\times 10^2–10^4$, t_MS ∼ 10^7–10^8 лет; финал — продвинутое горение → коллапс ядра → Type II / электрон‑захватная SN и нейтронная звезда $пограничныйслучай,возможенO–NeWDприбольшойпотеремассы$.

Если хотите, могу сделать более точные численные оценки, взяв другую степень α $например3.0илизависимостидляконкретныхмасс$ или привести типичные эффективные температуры и положение на диаграмме HR.