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Più la stella è massiccia, minore è il tempo in cui permane nella sequenza principale; questo perché, all'incrementare della massa, è necessario che i processi nucleari avvengano ad un ritmo superiore (e quindi anche più rapidamente) per contrastare la gravità della maggiore massa ed evitare il collasso. Dopo che il quantitativo di idrogeno nel nucleo si è completamente convertito in elio, la stella esce dalla sequenza principale, seguendo differenti "tragitti" a seconda della massa: le stelle con meno di 0,23 M_☉ divengono direttamente delle [[nana bianca|nane bianche]], mentre le stelle con masse maggiori passano per la fase di [[stella gigante]] o, a seconda della massa, [[stella supergigante|supergigante]],<ref name=romp69 /> per poi arrivare, previa fenomeni più o meno violenti (come l'esplosione di una [[supernova]]), alla fase finale di [[stella degenere]].<ref name="science304">{{cita pubblicazione| autore= G. Gilmore | titolo=The Short Spectacular Life of a Superstar | rivista=Science | anno=2004 | volume=304 | numero=5697 | pp=1915-1916 | url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/sci;304/5679/1915 | accesso=1º maggio 2007 | doi=10.1126/science.1100370 }}</ref>

La sequenza principale è talvolta suddivisa in due parti, una superiore e una inferiore, sulla base del processo prevalentementedi utilizzato dalla stella nel produrreproduzione dell'energia. La parte bassa della sequenza è occupata dalle stelle aventi una massa inferiore alle 1,5 M_☉, le quali fondono l'idrogeno in elio sfruttando una sequenza di reazioni che prende il nome di [[catena protone-protone]]. Al di sopra di questa massa, nella sequenza principale superiore, la fusione dell'idrogeno in elio avviene sfruttando come [[catalizzatore|catalizzatori]] gli atomi di [[carbonio]], [[azoto]] e [[ossigeno]], in un ciclo di reazioni noto come [[ciclo CNO]].

== Storia ==

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I modelli di evoluzione stellare proposti intorno agli [[Anni 1930|anni trenta]] del novecento prevedevano che, per le stelle di composizione chimica simile, vi fosse una relazione fra la massa stellare, la sua luminosità e il suo [[raggio (astronomia)|raggio]]. Questa relazione venne enunciata nel [[teorema Vogt-Russell]], così chiamato in onore dei suoi scopritori Heinrich Vogt e Henry Norris Russell. Tale teorema afferma che una volta che sia nota la composizione chimica di una stella e la sua posizione nella sequenza principale è possibile ricavare il raggio e la massa della stella (tuttavia, fu scoperto successivamente che il teorema non si applica alle stelle che hanno composizione chimica non uniforme)<ref name=schatzman33>{{cita libro | nome=Evry L. | cognome=Schatzman | anno=1993 | coautori=Praderie, Francoise | titolo=The Stars | url=https://archive.org/details/stars0000scha | pagine=96–97 | editore=Springer | ISBN=3-540-54196-9 }}</ref>.

Uno schema perfezionato di [[classificazione stellare]] fu pubblicato nel [[1943]] da [[William W. Morgan|W. W. Morgan]] and P. C. Keenan<ref name=keenan_morgan43>{{cita libro | nome=W. W. | cognome=Morgan | coautori=Keenan, P. C.; Kellman, E. | anno=1943 | titolo=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification | editore=The University of Chicago press | città=Chicago, Illinois | url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/MK_contents.html | accesso=24 novembre 2011 }}</ref>. La [[classificazione stellare#La classificazione spettrale di Yerkes|classificazione MK]] assegna ad ogni stella una classe spettrale (basata sullo schema di Harvard) e una classe di luminosità. Lo schema di Harvard assegnava a ogni stella una lettera dell'alfabeto sulla base della forza delle [[Linea spettrale|linee spettrali]] dell'[[idrogeno]] che lo spettro della stella presentava. Ciò era stato fatto quando ancora la relazione fra lo spettro e la temperatura non era nota. Quando le stelle furono ordinate per temperatura e quando alcuni doppioni fra le classi furono rimossi, le [[classi spettrali]] furono ordinate secondo una temperatura decrescente a formare la sequenza O, B, A, F, G, K e M (In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"; ''Oh, sii una ragazza/un ragazzo gentile, baciami''). Le classi O e B corrispondevano ai colori blu e azzurri, mentre le classi K e M ai colori arancio-rossi. Le classi intermedie, ai colori bianco (classe A) e giallo (classe G), mentre la classe F presentava un colore intermedio fra i due. Le classi di luminosità variavano da I fino a V, in ordine di luminosità decrescente. Le stelle di luminosità V corrispondevano a quelle di sequenza principale<ref name=tnc>{{cita libro | nome=Albrecht | cognome=Unsöld | anno=1969 | titolo=The New Cosmos | pagine=268 | editore=Springer-Verlag New York Inc | ISBN=0-387-90886-2 }}</ref>.

== Formazione ==

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Se idealmente si considerano le stelle come corpi neri, allora la loro posizione nel diagramma H-R determina il loro [[raggio (astronomia)|raggio]]; infatti raggio, temperatura e luminosità assoluta sono messi in relazione dalla [[legge di Stefan-Boltzmann]]:

:<math display="inline">L=4\pi\sigma R^2 T_{\text{eff}}^4</math>

ove ''σ'' è la [[costante di Stefan-Boltzmann]]. Conoscendo luminosità e temperatura è dunque possibile ricavare il raggio di una stella<ref name=ohrd>{{cita web | url=http://astro.unl.edu/naap/hr/hr_background3.html | titolo=Origin of the Hertzsprung-Russell Diagram | editore=University of Nebraska | accesso=27 novembre 2011 }}</ref>.

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| editore=University of St. Andrews

| url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf

| accesso=21 novembre 2011 }}</ref>

| dataarchivio=2 dicembre 2020

| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20201202003201/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf

| urlmorto=sì

}}</ref>

=== Esempi ===

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[[File:Nuclear energy generation.svg|upright=1.3|thumb|Questo grafico mette in relazione il [[logaritmo]] della quantità di energia prodotta (&epsilon;) con il logaritmo della temperatura (T) per la [[catena protone-protone]] (PP), il [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]] e il [[processo tre alfa|processo tripla α]]. La linea tratteggiata mostra la somma delle energie prodotte da PP e CNO all'interno di una stella. Alla temperatura a cui si trova il [[nucleo solare]] il PP è più efficiente.]]

Le stelle di sequenza principale impiegano due tipi di processi di fusione dell'idrogeno e il tasso di generazione dell'energia di ognuno dei due tipi dipende dalla temperatura del nucleo. Gli astronomi dividono la sequenza principale in due parti, la superiore e l'inferiore, in ragione del tipo di processo dominante. Le stelle collocabili nella parte inferiore della sequenza principale producono energia primariamente tramite la [[catena protone-protone]] (PP), che fonde l'idrogeno in [[deuterio]] e il deuterio in elio attraverso una serie di passaggi intermedi<ref name=hannu>{{cita libro | cognome=Hannu | nome=Karttunen | anno=2003 | titolo=Fundamental Astronomy | url=https://archive.org/details/fundamentalastro0000unse_e1p9 | editore=Springer | ISBN=3-540-00179-4 }}</ref>. Le stelle nella parte alta della sequenza principale hanno un nucleo abbastanza caldo e denso da utilizzare in modo efficiente il [[ciclo del carbonio-azoto]] (CNO). Questo processo utilizza il [[carbonio]], l'[[azoto]] e l'[[ossigeno]] nel ruolo di [[Catalizzatore|catalizzatori]] del processo di fusione dell'idrogeno in elio.

Alla temperatura di 18 milioni di [[Kelvin]], la catena PP e il ciclo CNO hanno lo stesso grado di efficienza e ognuno genera la metà dell'energia prodotta nel nucleo stellare. Si tratta della temperatura che viene raggiunta nei nuclei delle stelle di 1,5 [[massa solare|masse solari]]. Sopra questa temperatura il ciclo CNO diventa più efficiente, mentre al di sotto lo è la catena PP. Pertanto, con una certa approssimazione, si può dire che le stelle di classe spettrale F o più fredde appartengono alla parte bassa della sequenza principale, mentre quelle di classe A o più calde alla parte alta<ref name="clayton83">{{cita libro | nome=Donald D. | cognome=Clayton | anno=1983 | titolo=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | url=https://archive.org/details/principlesofstel0000clay | editore=University of Chicago Press | ISBN=0-226-10953-4 }}</ref>. La transizione da una forma di produzione di energia all'altra si estende per meno di una massa solare: nelle stelle come il Sole di classe spettrale G2 solo 1,5% dell'energia viene generata mediante il ciclo CNO<ref name=apj555>{{cita pubblicazione | autore=Bahcall, John N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, Sarbani | titolo=Does the Sun Shine by pp or CNO Fusion Reactions? | rivista=Physical Review Letters | anno=2003 | volume=90 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003PhRvL..90m1301B | doi=10.1103/PhysRevLett.90.131301 |accesso = 28 novembre 2011 }}</ref>; al contrario, le stelle aventi almeno 1,8 masse solari generano quasi tutta la loro energia mediante il ciclo CNO<ref name=maurizio05>{{cita libro | nome=Maurizio | cognome=Salaris | coautori=Cassisi, Santi | anno=2005 | titolo=Evolution of Stars and Stellar Populations | url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala | pagine=128 | editore=John Wiley and Sons | ISBN=0-470-09220-3 }}</ref>.

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| nome=Carl J. | cognome=Hansen

| coautori=Kawaler, Steven D. | anno=1994

| titolo=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution | url=https://archive.org/details/stellarinteriors00hans | pagine=28 | editore=Birkhäuser

| ISBN=0-387-94138-X }}</ref>: infatti il numero di anni di permanenza di una stella all'interno della sequenza sarà uguale a:

:<math>\tau_{\rm MS}\approx{n M_{\odot}\over m L_{\odot}}\times 10^{10}</math> anni

ove <math>n</math> e <math>m</math> sono il rispettivamente il rapporto fra la massa e la luminosità della stella con quella del Sole. Ora, come si è detto, il rapporto fra le luminosità di due stelle è uguale alla terza potenza e mezzo del rapporto fra le masse; quindi:

:<math>\frac{L}{L_{\odot}} = {\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)}^{3,5}</math>

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* {{Cita libro| cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002|cid=L'universo}}

* {{cita libro | cognome= Hack| nome= M. | wkautore= Margherita Hack | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004| isbn= 88-8274-912-6}}

* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}

* {{Cita libro| cognome= Owen| nome= W.| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano| anno= 2006| isbn= 88-365-3679-4|cid=Owen}}

* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit| città= | anno= 2007| isbn= 88-89150-32-7}}

* {{Cita libro|titolo=Cosmic Catastrophes: Exploding Stars, Black Holes, and Mapping the Universe|url=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6| autore= J. Craig Wheeler| editore=Cambridge University Press| città= Cambridge| anno= 2007| ed= 2|pagine= pagine 339|isbn=0-521-85714-7|cid=Catastrophes|lingua=en}}

* {{cita libro|titolo=The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars|url=https://archive.org/details/brighteststarsdi0000scha| autore= Fred Schaaf| editore=John Wiley & Sons, Incorporated| città= | anno= 2008|pagine= pagine 288|isbn=978-0-471-70410-2|lingua=en}}

=== Testi specialistici ===

* {{cita libro | autore= S. Chandrasekhar | titolo=Principles of Stellar Dynamics | anno=2005 (1ª ed. 1942) | editore= Dover | città= New York | isbn=0-486-44273-X | lingua=en }}

* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | url= https://archive.org/details/structureevoluti0000mart | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}

* {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}

* {{cita libro | autore= Dina Prialnik | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | anno=2000 | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-65065-8 | lingua=en }}

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* {{cita libro | autore= T. Padmanabhan |anno=2001| titolo= Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2| editore= Cambridge University Press| isbn= 0-521-56631-2| p= 594| lingua= en}}

* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}

* {{cita libro| autore=M. Salaris |curatore= S. Cassisi | titolo=Evolution of stars and stellar populations | url=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala | anno=2005 | editore=John Wiley and Sons | pagine=108–109 | isbn=0-470-09220-3 | lingua=en }}

* {{cita libro| autore=Vittorio Castellani | editore= Zanichelli | città= Bologna | anno=2006| url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php | titolo= Fondamenti di Astrofisica Stellare}}

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* [[Ciclo del carbonio-azoto]]

* [[Punto di turn-off]]

== Altri progetti ==

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