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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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:<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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| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...299...65K|accesso=3 dicembre 2011 }}</ref>.

== Il termine "nana" ==

La distinzione tra stelle nane e stelle giganti è una distinzione effettuata sulla base della loro [[Classificazione stellare|classificazione spettrale]], non sulla base delle loro dimensioni fisiche. Le stelle nane sono caratterizzate da una densità più elevata. Questa differenza si traduce nella maggiore larghezza delle [[Spettro atomico|righe]] del loro spettro e quindi in una [[classe di luminosità]] più bassa. Maggiore è la densità, maggiore è la larghezza delle righe. In ordine di densità decrescente e di luminosità crescente distinguiamo le seguenti [[Classe di luminosità|classi di luminosità]]:

* [[Stella subnana|Subnane]]: classe di luminosità VI;

* Nane: classe di luminosità V;

* [[Stella subgigante|Subgiganti]]: classe di luminosità IV;

* [[Stella gigante|Giganti]]: classe di luminosità III;

* [[Stella gigante brillante|Giganti brillanti]]: classe di luminosità II;

* [[Stella supergigante|Supergiganti]]: classe di luminosità I.

Le [[nana rossa|nane rosse]], le [[Nana arancione|nane arancioni]] e le [[nana gialla|nane gialle]] sono effettivamente più piccole e deboli delle [[stella gigante|stelle giganti]] dei rispettivi colori perché hanno una superficie radiante proporzionalmente più piccola. Tuttavia per le stelle più massicce, di colore bianco, azzurro e blu, la differenza di taglia e di brillantezza fra le "nane" di sequenza principale e le "giganti" diventa sempre più piccola, finché per le stelle più calde diviene non più osservabile direttamente.

Infine, le [[Nana bianca|nane bianche]] non rientrano nella [[Classe di luminosità|classificazione spettrale]] su data, pur essendo a volte classificate con classe di luminosità VII, perché così come le [[Stella di neutroni|stelle di neutroni]] non sono classificabili come [[Stella|stelle]], cioè come oggetti il cui equilibrio idrostatico è sorretto da una adeguata produzione di energia nucleare nelle regioni interne. Questo tipo di oggetti sono sorretti dalla elevatissima degenerazione del gas che le compone, non possono in nessun modo ospitare fenomeni di fusione nucleare. Sia le nane bianche che le stelle a neutroni appartengono alla classe di sorgenti note come [[stella degenere|oggetti compatti]] e rappresentano i resti di una porzione più o meno ampia del nucleo dei loro progenitori stellari.

== Note ==

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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}}