Vändpunkten för en huvudsekvensstjärna är den punkt på Hertzsprung-Russell-diagrammet där stjärnan lämnar huvudsekvensen efter att ha tömt det mesta av vätebränslet i dess kärna.
Röda dvärgar är stjärnor med 0,08-0,4 solmassastjärnor , även kallade stjärnor i klass M. Röda dvärgar har tillräckligt med vätemassa för att stödja sammansmältningen ( fusionen ) av väte till helium via proton-protoncykeln , men inte tillräckligt med massa för att ge temperatur och tryck behövs för att omvandla helium till kol , kväve eller syre (se CNO-cykeln ). Hela deras tillgång på väte är dock tillgänglig för fusionsreaktionen, och den låga temperaturen och trycket gör att livslängden för dessa stjärnor på huvudsekvensen från "nollpunkten" till vändpunkten kommer att mätas i biljoner år. Således är livslängden för en stjärna med en massa på 0,1 solmassa 6 biljoner år [1] . Denna period är mycket längre än universums nuvarande ålder , så alla röda dvärgar är huvudsekvensstjärnor. Men även med extremt långa livslängder kommer dessa stjärnor så småningom att få slut på bränsle. Efter att alla tillgängliga vätereserver är förbrukade stoppas stjärnnukleosyntesen och det återstående varma heliumet svalnar långsamt på grund av stjärnans strålning in i den yttre miljön. I frånvaro av kärnreaktioner som expanderar stjärnan, kommer gravitationen att få den att dra ihop sig tills denna sammandragning i sin tur kompenseras av trycket från degenererade elektroner . Den svalkande stjärnan är nu borta från huvudsekvensen; detta stadium av dess utveckling är känt som en heliumvit dvärg [2] .