Secuencia principal

English: Main sequence

Características

Las estrellas se sitúan en esta región debido a que tanto el tipo espectral, que se puede relacionar con la temperatura, como la luminosidad de una estrella dependen de su masa ${\displaystyle (L\propto M^{3})}$. Pero esto es cierto sólo en orden cero, es decir durante la etapa de fusión del hidrógeno.

La mayoría de las estrellas permanecen la mayor parte de su vida "activa" sobre la secuencia principal evolucionando lentamente en un proceso de contracción gravitatoria cuasiestático. La secuencia principal es, en realidad, una región difusa debido a la variedad de masas, a la presencia de compañeras cercanas, campos magnéticos, a la rotación y a indeterminaciones observacionales, tales como la distancia y correcta evaluación de la luminosidad estelar. La composición química de las estrellas es, también, uno de los factores más importantes a la hora de ubicar una estrella en el diagrama. Existe, de hecho, toda una gama de estrellas pobres en metales que se desplazan a lo largo del diagrama distribuyéndose en grupos suficientemente diferenciados y que reciben el nombre de subenanas y subgigantes, según se trate de estrellas en la etapa de fusión del hidrógeno o de elementos más pesados, respectivamente.

En ocasiones, los astrónomos hacen referencia a la secuencia principal de edad 0 o ZAMS (zero age main sequence, en inglés). La ZAMS es una línea teórica, calculada a partir de modelos numéricos realizados por ordenador y que simulan el comportamiento de diferentes estrellas de dada masa cuando comienzan a fusionar el hidrógeno. La mayoría de las estrellas ha abandonado ya la ZAMS porque ha transcurrido parte de su vida. Pero a medida que miramos las estrellas más masivas, éstas aparecen más cercanas a la ZAMS pues sus vidas son relativamente breves. Esto se puede observar en la menor dispersión de puntos en la zona superior izquierda del diagrama, es decir, la que ubica a las gigantes azules supermasivas.

El Sol es una estrella de secuencia principal, en la que ha permanecido durante 4.500 millones de años, y permanecerá en ella todavía otros 4.500 millones de años más. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará. Como resultado, se convertirá en una gigante roja.

En el caso de las estrellas de baja masa los conocimientos sobre su evolución son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado lo suficiente como para tener evidencias observacionales. Se cree que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para llegar a la ignición del helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando después de unos 50.000 millones de años o más como una enana negra.