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{{diagramma H-R - Mappa attiva}}
La '''sequenza principale''' è una continua ed evidente banda di [[stella|stelle]] che appare, disposta in senso pressoché diagonale, nel [[diagramma Hertzsprung-Russell]], una rappresentazione grafica che mette in relazione la [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]] (riportata in [[ascissa]]) e la [[Luminosità (fisica)|luminosità]] (riportata in [[Sistema di riferimento cartesiano|ordinata]]) delle stelle. Le stelle che si addensano in questa fascia sono dette '''stelle di sequenza principale''' o "stelle nane", anche se quest'ultima designazione è caduta in disuso<ref>{{Cita web |url=http://cass.ucsd.edu/public/tutorial/HR.html|titolo=The Hertzsprung-Russell Diagram|autore=Harding E. Smith|data=21 aprile 1999 |editore=Gene Smith's Astronomy Tutorial, Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego|accesso=29 ottobre 2009}}</ref><ref>{{cita web |url=http://www.atlasoftheuniverse.com/hr.html|titolo=The Hertzsprung Russell Diagram|autore=Richard Powell|anno=2006|editore=An Atlas of the Universe|accesso=29 ottobre 2009}}</ref>.
 
Dopo essersi [[formazione stellare|formata]] in una [[nube molecolare]], launa stella genera [[energia]] nel suo [[nucleo solare|nucleo]] tramite le [[reazione nucleare|reazioni nucleari]] di [[fusione nucleare|fusione]] dell'[[idrogeno]] in [[elio]]. Durante questa lunga fase del suo [[evoluzione stellare|ciclo vitale]], la stella si pone all'interno della sequenza principale in una posizione che è determinata principalmente dalla sua massa, ma anchee da altri fattori quali la sua composizione chimica. Tutte le stelle di sequenza principale si trovano in uno stato di [[equilibrio idrostatico]], in cui la [[gas ideale|pressione termica]] e, nelle stelle massicce, la [[pressione di radiazione]]<ref>{{cita web|cognome=Brainerd |nome=Jerome J. |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/Interior.html |titolo=The Interior of a Star |accesso=7 dicembre 2011 |editore=The Astrophysics Spectator |sito=Stars |data=26 gennaio 2005}}</ref> del nucleo, che puntanodirette verso l'esterno, contrastano il naturale [[collasso gravitazionale]] degli strati della stella, che puntadiretto verso l'interno. A mantenere questo equilibrio contribuisce la forte dipendenza del tasso di creazione dell'energia dalla [[temperatura]] e dalla [[densità]].
 
L'energia prodotta nel nucleo viene trasportata attraverso gli [[struttura stellare|strati superiori]] tramite [[irraggiamento]] o [[convezione]], a seconda del [[gradiente di temperatura]] e dell'opacità; alla fine raggiunge la [[fotosfera]], da cui è irradiata nello [[spazio (astronomia)|spazio]] sotto forma di [[luce|energia radiante]]. Le stelle di sequenza principale con una massa superiore alle 1,5 [[massa solare|masse solari]] (M<sub>☉</sub>) possiedono un nucleo convettivo, mentre fra il nucleo e la superficie l'energia viene trasportata per irraggiamento. Nelle stelle di massa compresa fra 1,5 M<sub>☉</sub> e 0,5 M<sub>☉</sub> avviene il contrario: esse possiedono un nucleo in cui la trasmissione dell'energia avviene per irraggiamento, mentre la convezione si innesca al di sopra del nucleo, in prossimità della superficie. Infine, le stelle di sequenza principale con massa inferiore a 0,5 M<sub>☉</sub> hanno un interno completamente convettivo.
 
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<sub>☉</sub> 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 | paginepp=1915–19161915-1916 | url=httphttps://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<sub>☉</sub>, 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]].
 
== Cenni storiciStoria ==
Agli inizi del [[XX secolo]] erano già disponibili numerose informazioni sulle proprietà delle stelle e sulle loro distanze dalla Terra. La scoperta che lo [[spettro atomico|spettro]] di ogni stella presentava delle [[linea spettrale|caratteristiche]] che permettevano di distinguere tra una stella e l'altra permise di sviluppare diversi [[classificazione stellare|sistemi classificativi]]; tra questi uno dei più importanti fu quello implementato da [[Annie Jump Cannon]] ed [[Edward Charles Pickering]] presso l'[[Harvard College Observatory]] che divenne noto come ''schema di Harvard'', in seguito alla sua pubblicazione negli ''Harvard Annals'' nel [[1901]].<ref>{{cita libro | autore=Malcolm S. Longair | anno=2006 | titolo=The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology | url=https://archive.org/details/cosmiccenturyhis0000long | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-47436-1 }}</ref>
 
[[File:HRDiagram.png|thumb|upright=1.3|Il diagramma di Hertzsprung-Russell dispone le stelle a seconda della loro [[luminosità (astronomia)|luminosità]] (o [[magnitudine assoluta]]) e del loro [[indice di colore]] (rappresentato come B-V). La sequenza principale è l'evidente banda diagonale che parte dall'alto a sinistra e finisce in basso a destra nel diagramma. Il diagramma in figura riporta la posizione di 22.000 [[stella|stelle]] tratte dal [[Catalogo Hipparcos]] e di 1.000 stelle di bassa luminosità ([[nana bianca|nane bianche]] e [[Nana rossa|nane rosse]]) tratte dal [[Catalogo Gliese]].]]
 
A [[Potsdam]], nel 1906, l'astronomo [[danimarca|danese]] [[Ejnar Hertzsprung]] notò che le stelle il cui colore tendeva maggiormente al rosso (classificate nei tipi K ed M dello schema di Harvard) potevano essere suddivise in due gruppi a seconda che queste fossero più o meno luminose del Sole; per distinguere i due gruppi, diede il nome di "[[stella gigante|giganti]]" alle più brillanti e "nane" alle meno luminose. L'anno successivo iniziò a studiare gli [[ammasso stellare|ammassi stellari]] (gruppi di stelle poste approssimativamente alla stessa distanza), pubblicando i primi grafici che mettevano a confronto il colore e la luminosità delle stelle che li costituivano; in questi grafici compariva un'evidente banda continua di stelle, cui Hertzsprung diede il nome di "sequenza principale".<ref name=brown>{{cita libro| autore= M. Laurie |curatore=L. Brown, B. Pippard, A. Pais | anno=1995 | titolo=Twentieth Century Physics | url= https://archive.org/details/twentiethcentury0002unse | editore=CRC Press | isbn=0-7503-0310-7 }}</ref> Una simile linea di ricerca era perseguita presso l'[[Università di Princeton]] da [[Henry Norris Russell]], che studiava le relazioni tra la classe spettrale di una stella e la sua luminosità effettiva considerando la distanza (ovvero, la [[magnitudine assoluta]]). A tale proposito si servì di un certo numero di stelle che possedevano dei valori affidabili della [[parallasse]] e che erano state categorizzate secondo lo schema di Harvard. Quando realizzò una rappresentazione grafica dei tipi spettrali di queste stelle raffrontati con la loro magnitudine assoluta, Russell scoprì che le "stelle nane" individuate da Hertzsprung seguivano una relazione distinta dagli altri tipi; questo consentì di predire la reale luminosità della stella con una ragionevole accuratezza.<ref name=obs36>{{cita pubblicazione| autore=H. N. Russell | titolo="Giant" and "dwarf" stars | rivista=The Observatory | anno=1913 | volume=36 | paginepp=324–329324-329 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1913Obs....36..324R | accesso=21 gennaio 2012 }}</ref>
 
Le stelle rosse di sequenza principale osservate da Hertzsprung rispettavano la relazione spettro-luminosità scoperta da Russell. Tuttavia le giganti erano molto più luminose delle stelle nane e quindi non rispettavano tale relazione. Russell ipotizzò che le stelle giganti avessero una bassa densità o una grande superficie radiante, mentre il contrario era vero per le stelle nane<ref name=obs36/>.
 
Nel [[1933]] [[Bengt Strömgren]] coniò il termine ''diagramma Hertzsprung-Russell'' per denotare il diagramma spettro-luminosità<ref name=zfa7>{{cita pubblicazione | cognome=Strömgren | nome=Bengt | titolo=On the Interpretation of the Hertzsprung-Russell-Diagram | rivista=Zeitschrift für Astrophysik | anno=1933 | volume=7 | paginepp=222–248222-248 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1933ZA......7..222S|accesso= 24 novembre 2011 }}</ref>. Questo nome derivava dal fatto che Hertzsprung e Russell avevano compiuto ricerche parallele sullo stesso problema nei primi anni del Novecento<ref name=brown/>.
 
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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[[File:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|left|Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura [[LDN 1014]]; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella.]]
 
Quando una [[protostella]] si forma attraverso il [[collasso gravitazionale|collasso]] di una [[nube molecolare]] di [[gas]] e polvere, la sua composizione chimica iniziale consiste solitamente nel 70% di idrogeno, 28% di [[elio]] e tracce di altri elementi<ref name=asr34_1>{{cita pubblicazione | cognome=Gloeckler | nome=George | coautori=Geiss, Johannes | titolo=Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions | rivista=Advances in Space Research | anno=2004 | volume=34 | numero=1 | paginepp=53–6053-60 | doi=10.1016/j.asr.2003.02.054|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AdSpR..34...53G|accesso=21 novembre 2011 }}</ref>. La massa iniziale della stella dipende dalle condizioni locali della nube: la distribuzione delle masse fra le stelle nascenti all'interno di una nube è descritta dalla [[funzione di massa iniziale]]<ref name=science295_5552>{{cita pubblicazione | cognome=Kroupa | nome=Pavel | titolo=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems | rivista=Science | data=1º aprile 2002 | volume=295 | numero=5552 | paginepp=82–9182-91 | url=httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/abstractfull/295/5552/82 | accesso=21 novembre 2011 | doi=10.1126/science.1067524 }}</ref>. Nelle prime fasi del collasso, la [[stella pre-sequenza principale]] genera energia tramite la contrazione gravitazionale, ma quando il nucleo raggiunge un sufficiente grado di [[densità]], esso comincia a [[fusione nucleare|fondere]] l'idrogeno in elio, producendo sempre più energia in questo modo<ref name=tnc/>.
 
Quando la fusione nucleare diviene il processo dominante di produzione dell'energia e l'energia ricavata dalla contrazione gravitazionale si è dispersa<ref name=science293_5538>{{cita pubblicazione | cognome=Schilling | nome=Govert | titolo=New Model Shows Sun Was a Hot Young Star | rivista=Science | anno=2001 | volume=293 | numero=5538 | paginepp=2188–21892188-2189 | url=httphttps://www.sciencemag.org/cgi/content/full/293/5538/2188 | accesso=21 novembre 2011 | doi=10.1126/science.293.5538.2188 }}</ref>, la stella giace in un punto della sequenza principale nel diagramma H-R, dipendente principalmente dalla sua massa. Gli astronomi si riferiscono a questo stadio della [[evoluzione stellare]] con l'espressione ''Zero-Age Main Sequence'' (ZAMS), ''[[formazione stellare#Avvio della fusione dell'idrogeno e ZAMS|sequenza principale di età zero]]''<ref name=zams_sao>{{cita web | url=httphttps://astronomy.swin.edu.au/cms/astro/cosmos/Z/Zero+Age+Main+Sequence | titolo=Zero Age Main Sequence |sito=The SAO Encyclopedia of Astronomy | editore=Swinburne University | accesso=25 novembre 2011 }}</ref>.
 
Una stella permane nella sua posizione iniziale all'interno della sequenza principale finché una significativa porzione dell'idrogeno presente nel suo nucleo viene convertita in elio. A questo punto, essa esce dalla sequenza principale, muovendosi verso la parte in alto a destra del diagramma H-R, cioè diventando più luminosa e meno calda in superficie. La sequenza principale quindi è occupata dalle stelle che producono energia fondendo l'idrogeno presente nel loro nucleo<ref name=tnc/>.
 
== Caratteristiche stellari ==
La maggioranza delle stelle esistenti fa parte della sequenza principale. Ciò è dovuto al fatto che la posizione nel diagramma H-R di una stella che fonde l'idrogeno nel suo nucleo dipende, con un certo grado di approssimazione, unicamente alla sua massa: infatti, la massa determina sia la [[classe spettrale]] che la [[magnitudine assoluta|luminosità assoluta]] della stella. Poiché lo stadio di fusione dell'idrogeno è quello in cui una stella trascorre la maggior parte della sua esistenza, la maggior parte delle stelle si posizionerà lungo la sequenza principale<ref name=mss_atoe>{{cita web | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html | titolo=Main Sequence Stars | editore=Australia Telescope Outreach and Education | accesso=26 novembre 2011 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20131229222452/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_mainsequence.html | dataarchivio=29 dicembre 2013 | urlmorto=sì }}</ref>.
 
[[File:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|thumb|upright=1.2|Un'immagine del Sole ripresa dall<nowiki>{{'</nowiki>}}''Atmospheric Imaging Assembly'' del ''[[Solar Dynamics Observatory]]'' della [[NASA]].]]
 
=== Temperatura e colore ===
La classe spettrale di una stella è determinata dalla [[temperatura]] superficiale]] della stella stessa. Infatti, la [[legge di Wien]] prescrive che un [[corpo nero]] riscaldato a una certa temperatura emetterà una [[radiazione elettromagnetica]] con un determinato picco di intensità. In particolare, tale picco coinciderà con una [[lunghezza d'onda]] tanto minore quanto sarà più alta la temperatura del corpo nero. Sebbene una stella non sia un corpo nero, lo può essere considerato con una certa approssimazione. Ne segue che la temperatura della [[fotosfera]] della stella determinerà il picco di massima intensità della radiazione emessa e, di conseguenza, il colore della stella stessa. Un indicatore della classe spettrale a cui la stella appartiene è il suo [[indice di colore]], ''B''&nbsp;−&nbsp;''V'', che misura la differenza fra la [[magnitudine apparente]] della stella nella lunghezza del blu (''B'') e in quella del [[Spettro visibile|visibile]] (''V''); tali magnitudini sono determinate mediante appositi filtri. Il valore di B&nbsp;−&nbsp;V, di conseguenza, fornisce una misura della temperatura della stella.
 
=== Massa e raggio ===
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>
:''L'' = 4πσ''R''<sup>2</sup>''T<sub>eff</sub>''<sup>4</sup>
 
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>
| accessodataarchivio=32 dicembre 20112020▼
| urlarchivio=https://web.archive.org/web/20201202003201/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf
| urlmorto=sì
}}</ref>
 
=== Esempi ===
Riga 63 ⟶ 67:
 
:{| class="wikitable" style="text-align: center;" border="1" cellspacing="0" cellpadding="4"
|+ Tavola dei parametri delle stelle di sequenza principale<ref name=zombeck>{{cita libro | nome=Martin V. | cognome=Zombeck | anno=1990 | titolo=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics | editore=Cambridge University Press | ed=2<sup>a</sup> | url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html | ISBN=0-521-34787-4 }}</ref>
|- bgcolorstyle="background:#FFFFCCFFC"
!rowspan="2" style="font-size: smaller;"|[[Classificazione stellare|Classe<br />Spettrale]]
!style="font-size: smaller;"|[[raggio (astronomia)|Raggio]]
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!rowspan="2"|Esempi<ref name=simbad>{{cita web | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ | titolo=SIMBAD Astronomical Database | editore=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | accesso= 21 novembre 2011 }}</ref>
 
|- bgcolorstyle="background:#FFFFEEFFE"
|R/[[raggio solare|R<sub>☉</sub>]]
|M/[[massa solare|M<sub>☉</sub>]]
Riga 112 ⟶ 116:
|-
| K5 || 0,74 || 0,69 || 0,16 || 4.640
|style="text-align: left;"|[[61 Cygni|61 Cygni A]]<ref name=apj129>{{cita pubblicazione | autore=Luck, R. Earle; Heiter, Ulrike | titolo=Stars within 15 Parsecs: Abundances for a Northern Sample | rivista=The Astronomical Journal | anno=2005 | volume=129 | paginepp=1063–10831063-1083 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005AJ....129.1063L | doi=10.1086/427250|accesso= 21 novembre 2011 }}</ref>
|-
| M0 || 0,63 || 0,47 || 0,063 ||3.920
|style="text-align: left;"|[[Gliese 185]]<ref name="simbad_ltt2151">{{cita web | url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-basic?Ident=Gliese 185 %20185| titolo=LTT 2151 -- High proper-motion Star | editore=Centre de Données astronomiques de Strasbourg | accesso=27 novembre 2011 }}</ref>
|-
| M5 || 0,32 || 0,21 || 0,0079 || 3.120
Riga 121 ⟶ 125:
|-
| M8 || 0,13 || 0,10 || 0,0008 || —
|style="text-align: left;"|[[VB 10|Stella di Van Biesbroeck]]<ref name=recons>{{cita web | autore=Staff | data=1º gennaio 2008 | url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm | titolo=List of the Nearest Hundred Nearest Star Systems | editore=Research Consortium on Nearby Stars | accesso=27 novembre 2011 | urlmorto=sì | urlarchivio=https://www.webcitation.org/67eTwFUKg?url=http://www.chara.gsu.edu/RECONS/TOP100.posted.htm | dataarchivio=14 maggio 2012 }}</ref>
 
|}
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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>.
 
Finora non sono state osservate stelle aventi una massa maggiore di 120-200 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]]<ref name=apj620_1>{{cita pubblicazione | cognome=Oey | nome=M. S. | coautori=Clarke, C. J. | titolo=Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2005 | volume=620 | paginepp=L43–L46 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...620L..43O| doi=10.1086/428396 |accesso=28 novembre 2011 }}</ref>. La spiegazione teorica di questo limite consiste nel fatto che stelle di massa superiore non possono irradiare l'energia da esse prodotte in modo abbastanza veloce per rimanere stabili, sicché la massa in eccesso viene espulsa in una serie di esplosioni che portano la stella a stabilizzarsi<ref name=apj162>{{cita pubblicazione | cognome=Ziebarth | nome=Kenneth | titolo=On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars | rivista=Astrophysical Journal | anno=1970 | volume=162 | paginepp=947–962947-962 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1970ApJ...162..947Z | doi=10.1086/150726|accesso=28 novembre 2011 }}</ref>. Il limite di massa inferiore di una stella è determinato dalle condizioni minime di temperatura e densità del nucleo che portano all'innesco della catena PP: tale limite è posto intorno alle 0,08 M<sub>☉</sub><ref name=hannu/>. Al di sotto, non si può più parlare di stelle, ma solo di oggetti sub-stellari quali le [[nana bruna|nane brune]]<ref name=apj406_1>{{cita pubblicazione | autore=Burrows, A.; Hubbard, W. B.; Saumon, D.; Lunine, J. I. | titolo=An expanded set of brown dwarf and very low mass star models | rivista=Astrophysical Journal | anno=1993 | volume=406 | paginepp=158–171158-171 | doi=10.1086/172427 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B|accesso=28 novembre 2011 }}</ref>.
 
== Struttura ==
{{vedi anche|Struttura stellare}}
Poiché c'è una differenza di temperatura fra il nucleo e la superficie di una stella (o [[fotosfera]]), l'energia prodotta nel nucleo viene trasferita in superficie. Questo trasferimento avviene in due modi: per [[irraggiamento]] e per [[convezione]]. Si chiamano ''[[zona radiativa|zone radiative]]'' le parti della stella in cui l'energia viene trasferita per irraggiamento e ''[[zona convettiva|zone convettive]]'' quelle in cui l'energia viene trasferita tramite convezione. Nelle zone radiative ci sono pochi movimenti di [[Fisica del plasma|plasma]] e l'energia viene trasportata per mezzo di [[Radiazione elettromagnetica|onde elettromagnetiche]]; viceversa, nelle zone convettive l'energia viene trasportata mediante movimenti di plasma e in particolare con l'ascesa del materiale caldo e la discesa del materiale più freddo. La convezione è un meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia rispetto alla radiazione, ma può operare solo quando è presente un elevato [[gradiente di temperatura]]<ref name=brainerd/><ref name=aller91>{{cita libro | nome=Lawrence H. | cognome=Aller | anno=1991 | titolo=Atoms, Stars, and Nebulae | url=https://archive.org/details/atomsstarsnebula0000alle_3rded | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-31040-7 }}</ref>.
 
[[File:EstrellatiposStar types.pngsvg|thumb|left|upright=1.5|La struttura interna di alcune stelle in relazione alla loro massa; le curve rappresentano la [[zona convettiva]], le linee spezzate la [[zona radiativa]].]]
 
Nelle stelle massicce, oltre le 10 M<sub>☉</sub><ref name=aaa102_1>{{cita pubblicazione| autore=Bressan, A. G.; Chiosi, C.; Bertelli, G. | titolo=Mass loss and overshooting in massive stars | rivista=Astronomy and Astrophysics | anno=1981 | volume=102 | numero=1 | paginepp=25–3025-30 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&A...102...25B|accesso= 29 novembre 2011 }}</ref>, il tasso di produzione dell'energia per mezzo del ciclo CNO è estremamente sensibile alla temperatura, sicché i processi di fusione sono molto concentrati nel nucleo interno della stella. C'è pertanto un alto gradiente di temperatura fra la zona in cui avviene la fusione e il resto del nucleo; in queste condizioni la convezione può operare efficientemente<ref name=hannu/> all'interno del nucleo stellare in modo da rimuovere dal nucleo interno l'elio prodotto dalla fusione. In tal modo le stelle di questo tipo riescono a consumare grandi quantitativi di idrogeno nel corso della loro permanenza all'interno della sequenza principale. Nelle regioni esterne delle stelle massicce il trasporto dell'energia avviene invece per radiazione.<ref name=brainerd/>
 
Sotto le 10 M<sub>☉</sub>, le stelle di sequenza principale presentano un nucleo interno di elio inattivo circondato da un nucleo esterno convettivo di idrogeno in cui avvengono le [[Reazione nucleare|reazioni nucleari]]: l'elio prodotto tende quindi ad accumularsi al centro. Meno la stella è massiccia, minore sarà lo spessore del nucleo convettivo esterno di idrogeno. Nelle stelle di massa intermedia come [[Sirio]], il nucleo convettivo è molto ridotto e il trasporto dell'energia nella stella avviene primariamente per irraggiamento<ref name=lockner06>{{cita web | cognome=Lochner | nome=Jim | coautori=Gibb, Meredith; Newman, Phil | data=10-2010 | url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titolo=Stars | editore=NASA | accesso=29 novembre 2011 }}</ref>. Nelle stelle di massa inferiore a 2 M<sub>☉</sub> il nucleo convettivo scompare del tutto ed esse presentano un interno completamente radiativo. Sotto le 1,8 M<sub>☉</sub> al di sopra del nucleo radiativo stabile si forma una zona convettiva che trasporta l'energia fino alla superficie mischiando gli strati più esterni della stella. Al diminuire della massa incrementa lo spessore di questa zona convettiva a discapito della zona radiativa centrale finché nelle stelle di massa più piccola (meno di 0,4 M<sub>☉</sub>) il nucleo radiativo scompare e zona convettiva si estende per l'intera stella<ref name=science295_5552/>. Di conseguenza l'elio prodotto nel nucleo si distribuisce nella stella in modo relativamente omogeneo<ref name=brainerd/>.
 
== La variazione luminosità-colore ==
A mano a mano che l'elio inerte, prodotto della fusione, si accumula nel nucleo della stella, la riduzione della quantità di idrogeno all'interno della stella si traduce nella diminuzione del tasso di fusione. Di conseguenza il nucleo stellare si contrae aumentando la sua temperatura e pressione, il che produce un nuovo innalzamento del tasso di fusione per compensare la maggiore densità del nucleo. La maggiore produzione di energia da parte del nucleo aumenta la luminosità e il raggio della stella nel tempo<ref name="clayton83"/>. Ad esempio, la luminosità del Sole, quando entrò nella sequenza principale, era circa il 70% di quella attuale<ref name=sp74>{{cita pubblicazione | cognome=Gough | nome=D. O. | titolo=Solar interior structure and luminosity variations | rivista=Solar Physics | anno=1981 | volume=74 | numero=1 | paginepp=21–3421-34 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981SoPh...74...21G | doi=10.1007/BF00151270 |accesso=30 novembre 2011}}</ref>. Cambiando la sua luminosità, la stella cambia anche la sua posizione nel diagramma H-R. Di conseguenza la sequenza principale non è una semplice linea nel diagramma, ma appare come una banda relativamente spessa in quanto in essa sono presenti stelle di tutte le età<ref name=padmanabhan01>{{cita libro | nome=Thanu | cognome=Padmanabhan | anno=2001 | titolo=Theoretical Astrophysics | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-56241-4 }}</ref>.
 
Esistono altri fattori che allargano la banda della sequenza principale. Alcuni sono estrinseci, come ad esempio le incertezze nella distanza delle stelle o la presenza di una [[stella binaria]] irrisolta che altera i parametri stellari. Ma altri sono intrinseci: oltre alla differente composizione chimica, dovuta sia alla [[metallicità]] iniziale della stella, sia al suo stadio evolutivo<ref name=apj128_3>{{cita pubblicazione | cognome=Wright | nome=J. T. | titolo=Do We Know of Any Maunder Minimum Stars? | rivista=The Astronomical Journal | anno=2004 | volume=128 | numero=3 | paginepp=1273–1278 <!--| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0406338--> | accesso=30 novembre 2011 | doi=10.1086/423221 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004AJ....128.1273W }}</ref>, le interazioni con una [[stella binaria|compagna stretta]]<ref name=tayler94>{{cita libro | cognome=Roger John | nome=Tayler | anno=1994 | titolo=The Stars: Their Structure and Evolution | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-45885-4 }}</ref>, una [[Rotazione stellare|rotazione particolarmente rapida]]<ref name=mnras113>{{cita pubblicazione | cognome=Sweet | coautori=Roy, A. E. | nome=I. P. A. | titolo=The structure of rotating stars | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=1953 | volume=113 | paginepp=701–715701-715 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1953MNRAS.113..701S|accesso=30 novembre 2011 }}</ref> o un [[Campo magnetico stellare|campo magnetico peculiare]] possono modificare leggermente la posizione della stella all'interno della sequenza principale. Ad esempio, le stelle che hanno metallicità molto bassa, cioè che sono molto povere di elementi con [[numero atomico]] maggiore di quello dell'elio, si collocano un po' al di sotto della sequenza principale. Esse sono note come [[Stella subnana|stelle subnane]], benché esse, come tutte le altre stelle di sequenza principale, fondano l'idrogeno nei loro nuclei<ref name=cwcs13>{{cita conferenza | cognome=Burgasser | nome=Adam J. | coautori=Kirkpatrick, J. Davy; Lepine, Sebastien | titolo=Spitzer Studies of Ultracool Subdwarfs: Metal-poor Late-type M, L and T Dwarfs | conferenza=Proceedings of the 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun |ppp =237 | editore=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:astro-ph/0409178 | accesso=30 novembre 2011 }}</ref>.
 
Una regione quasi verticale nel diagramma H-R, conosciuta come [[striscia di instabilità]], è occupata dal [[stella variabile|stelle variabili]] pulsanti, fra le quali le più note sono le [[Variabile Cefeide|variabili Cefeidi]]. Le pulsazioni sono correlate a oscillazioni di luminosità con periodi molto regolari. La striscia di instabilità interseca la parte alta della sequenza principale nella regione delle classi A e F, cioè in quella occupata dalle stelle aventi una massa compresa fra 1 e 2 M<sub>☉</sub>. La parte della striscia di instabilità più vicina alla sequenza principale è occupata dalle [[Variabile Delta Scuti|variabili Delta Scuti]]. Le stelle variabili di sequenza principale di questa regione presentano solo piccoli cambiamenti di luminosità che sono difficili da rilevare<ref name=green04>{{cita libro | nome=S. F. | cognome=Green | coautori=Jones, Mark Henry; Burnell, S. Jocelyn | anno=2004 | titolo=An Introduction to the Sun and Stars | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-54622-2 }}</ref>. Altre stelle di sequenza principale variabili, come le [[Variabile Beta Cephei|variabili Beta Cephei]], non hanno relazioni dirette con la striscia di instabilità.
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L'energia totale che una stella può generare mediante fusione è limitata dal quantitativo di idrogeno presente nel suo nucleo. Perché una stella sia in equilibrio l'energia generata nel nucleo deve essere uguale a quella irraggiata dalla superficie. Poiché la luminosità equivale all'energia irraggiata nell'unità di tempo, in prima approssimazione si può dedurre la lunghezza della vita di una stella dall'energia che può produrre durante la sua esistenza dividendola per la sua luminosità<ref name=rit_ms>{{cita web | cognome=Richmond | nome=Michael W. | data=10 novembre 2004 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | titolo=Stellar evolution on the main sequence | editore=Rochester Institute of Technology | accesso=1º dicembre 2011}}</ref>.
 
Nelle stelle di sequenza principale la luminosità (''L'') e la massa sono (''M'') sono correlate dalla relazione massa-luminosità<ref name=lecchini07>Per una dettagliata ricostruzione della derivazione di questa relazione da parte di Eddington nel 1924, cfr. {{cita libro | nome=Stefano | cognome=Lecchini | anno=2007 | titolo=How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation | url=httphttps://www.amazon.de/Dwarfs-Giants-Discovery-Mass-Luminosity-Relation/dp/3952288268 | editore=Bern Studies in the History and Philosophy of Science | ISBN=3-9522882-6-8}}</ref>, che può essere approssimativamente espressa dalla seguente [[legge di potenza]]:
 
:<math>\begin{smallmatrix}L\ \propto\ M^{3,5}\end{smallmatrix}</math>
 
Questa relazione si applica alle stelle di sequenza principale con massa compresa fra 0,1 e 50 M<sub>☉</sub><ref name=rolfs_rodney88>{{cita libro | nome=Claus E. | cognome=Rolfs | coautori=Rodney, William S. | anno=1988 | titolo=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics | url=https://archive.org/details/cauldronsincosmo0000rolf_o1t2 | pagine=46 | editore=University of Chicago Press | ISBN=0-226-72457-3 }}</ref>. Poiché il combustile nucleare disponibile per la fusione è proporzionale alla massa della stella e dato che il Sole è destinato a rimanere nella sequenza principale circa 10 miliardi di anni<ref name=apj418>{{cita pubblicazione | cognome=Sackmann | nome=I.-Juliana| coautori=Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.
| titolo=Our Sun. III. Present and Future
| rivista=Astrophysical Journal | anno=1993
| mese=novembre| volume=418 | pp=457-468| doi=10.1086/173407 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S |accesso=1º dicembre 2011}}</ref>, possiamo calcolare il tempo di permanenza di una stella all'interno della sequenza principale (<math>\tau_{\rm MS}</math>) mettendo in rapporto la sua massa e la sua luminosità con quelle del Sole e ricavando dal tempo di permanenza del Sole nella sequenza principale quello della stella<ref name=hansen_kawaler94>{{cita libro▼
| mese=novembre| volume=418 | pagine=457–468
▲ | doi=10.1086/173407 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S |accesso=1º dicembre 2011}}</ref>, possiamo calcolare il tempo di permanenza di una stella all'interno della sequenza principale (<math>\tau_{\rm MS}</math>) mettendo in rapporto la sua massa e la sua luminosità con quelle del Sole e ricavando dal tempo di permanenza del Sole nella sequenza principale quello della stella<ref name=hansen_kawaler94>{{cita libro
| 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>\begin{smallmatrix}\tau_{\rm MS}\ \approx\ {n M_{\odot}\over m L_{\odot}}\times 10^{10}\end{smallmatrix}</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>\begin{smallmatrix} \frac{L}{L_{\odot}} = {\left(\frac{M}{M_{\odot}}\right)}^{3,5}\end{smallmatrix}</math>
 
Sostituendo nella prima equazione ne segue che una stella di <math>n</math> masse solari permarrà nella sequenza principale:
 
:<math>\begin{smallmatrix}\tau_{\rm MS}\ \approx\ \left({n \over n^{3,5}}\right)\times 10^{10}\end{smallmatrix}</math> anni,
 
cioè:
 
:<math>\begin{smallmatrix}\tau_{\rm MS}\ \approx\ \left({1 \over n^{2,5}}\right)\times 10^{10}\end{smallmatrix}</math> anni.
 
Quindi, contrariamente a quello che si potrebbe pensare, le stelle massicce, sebbene dispongano di maggior combustibile nucleare da fondere, hanno una vita più breve perché al crescere della massa l'incremento della luminosità è maggiore di quello della massa stessa. Di conseguenza, le stelle più massicce permangono nella sequenza principale solo pochi milioni di anni, mentre le stelle aventi una massa di 0,1 M<sub>☉</sub> possono rimanere nella sequenza principale più di 1000 miliardi di anni.<ref name=apj482>{{cita pubblicazione
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| rivista=The Astrophysical Journal
| anno=1997 | volume=482
| numero=1 | pp=420-432| doi= 10.1086/304125 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|accesso=1º dicembre 2011}}</ref>▼
| numero=1 | pagine=420–432
▲ | doi= 10.1086/304125 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|accesso=1º dicembre 2011}}</ref>
 
L'esatta relazione fra massa e luminosità dipende da quanto efficientemente l'energia viene trasportata dal nucleo alla superficie. Una maggiore [[Diafanità|opacità]] ha un effetto isolante che mantiene una maggiore quantità di energia nel nucleo, sicché la stella ha bisogno di produrre minori quantità di energia per mantenersi in equilibrio idrostatico. Al contrario, una minore opacità si traduce in un maggiore rilascio di energia da parte del nucleo che ha bisogno di produrne in quantità maggiore per mantenere l'equilibrio<ref name=imamura07>{{cita web
| cognome=Imamura | nome=James N. | data =7 febbraio 1995Imamura
|nome = James N.
| url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html▼
|data = 7 febbraio 1995
| titolo=Mass-Luminosity Relationship▼
▲ | url = http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html
| editore=University of Oregon▼
▲ | titolo = Mass-Luminosity Relationship
| accesso=21 novembre 2011 | urlarchivio = http://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html| dataarchivio=14 dicembre 2006}}</ref>. Tuttavia, se l'opacità aumenta di molto, allora la convezione può risultare il meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia, con il risultato che le condizioni per rimanere in equilibrio mutano<ref name="clayton83">{{cita libro▼
▲ | editore = University of Oregon
| nome=Donald D. | cognome=Clayton | anno=1983
|accesso = 21 novembre 2011
| titolo=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | editore=University of Chicago Press
|urlarchivio = https://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html
| ISBN=0-226-10953-4 }}</ref>
|dataarchivio = 14 dicembre 2006
|urlmorto = sì
▲ | accesso=21 novembre 2011 | urlarchivio = http://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html| dataarchivio=14 dicembre 2006}}</ref>. Tuttavia, se l'opacità aumenta di molto, allora la convezione può risultare il meccanismo più efficiente di trasporto dell'energia, con il risultato che le condizioni per rimanere in equilibrio mutano<ref name="clayton83"/>{{cita libro
 
Nelle stelle di sequenza principale massicce l'opacità è determinata dallo [[scattering di elettroni]], che rimane all'incirca costante con il crescere della temperatura. Di conseguenza, la luminosità cresce proporzionalmente al cubo della massa<ref name="prialnik00"/>. Per le stelle al di sotto delle 10 M<sub>☉</sub>, l'opacità dipende dalla temperatura, il che si traduce in una crescita della luminosità proporzionale alla quarta potenza della massa<ref name=rolfs_rodney88>{{cita libro
| nome=Claus E. | cognome=Rolfs
| coautori=Rodney, William S. | anno=1988
|titolo=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics
| url=https://archive.org/details/cauldronsincosmo0000rolf_o1t2 | editore=University of Chicago Press
| ISBN=0-226-72457-3 }}</ref>. Per le stelle di piccola massa, le [[molecola|molecole]] dell'[[Atmosfera stellare|atmosfera]] contribuiscono all'opacità. Sotto le 0,5 M<sub>☉</sub>, la luminosità cresce con la potenza di 2,3 della massa, rendendo più piatta la curva in un grafico massa-luminosità nella parte relativa alle masse più piccole. Tuttavia, anche questi raffinamenti sono solo approssimativi in quanto la relazione massa-luminosità può variare con la composizione chimica della stella<ref name=science295_5552/>{{cita pubblicazione.
| cognome=Kroupa | nome=Pavel
| titolo=The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems
| rivista=Science | anno=2002 | volume=295
| numero=5552 | pagine=82–91 | url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/82
| accesso=1º dicembre 2011 | doi=10.1126/science.1067524 }}</ref>.
 
Le stelle di massa superiore alle 0,5 M<sub>☉</sub>, una volta esaurito l'idrogeno nel nucleo e una volta diventate delle [[gigante rossa|giganti rosse]], possono cominciare a fondere l'elio in carbonio tramite il [[processo tre alfa]], aumentando la loro luminosità<ref name="prialnik00">{{cita libro | nome=Dina | cognome=Prialnik | anno=2000 | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | editore=Cambridge University Press | ISBN=0-521-65937-X }}</ref>. Di conseguenza questo stadio della loro evoluzione dura molto meno, comparato a quello di sequenza principale. Per esempio il Sole permarrà nella sequenza principale 10 miliardi di anni, mentre la sua fase di fusione dell'elio durerà 130 milioni di anni<ref name=mnras386_1>{{cita pubblicazione| autore=Schröder, K.-P.; Connon Smith, Robert | titolo=Distant future of the Sun and Earth revisited | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=2008 | mese=maggio| volume=386 | numero=1 | paginepp=155–163155-163 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.386..155S | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|accesso=1º dicembre 2011 }}</ref>. Di conseguenza, delle stelle esistenti con massa superiore alle 0,5 M<sub>☉</sub> il 90% sono stelle di sequenza principale<ref name=arnett96>{{cita libro | nome=David | cognome=Arnett | anno=1996 | titolo=Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present | url=https://archive.org/details/supernovaenucleo0000arne | editore=Princeton University Press | ISBN=0-691-01147-8 }}</ref>.
 
== Tracce evolutive ==
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| titolo=A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects
| rivista=Reviews of Modern Physics | anno=1997
| mese=aprile| volume=69 | numero=2 | pp=337-372| doi=10.1103/RevModPhys.69.337 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A |accesso= 3 dicembre 2011 }}</ref> diventeranno direttamente delle [[nana bianca|nane bianche]] una volta che la fusione dell'idrogeno si sia interrotta.▼
| mese=aprile| volume=69 | numero=2 | pagine=337–372
▲ | doi=10.1103/RevModPhys.69.337 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..337A |accesso= 3 dicembre 2011 }}</ref> diventeranno direttamente delle [[nana bianca|nane bianche]] una volta che la fusione dell'idrogeno si sia interrotta.
 
Per le stelle di massa compresa fra 0,23 e 10 M<sub>☉</sub>, l'idrogeno che circonda il nucleo di elio raggiunge condizioni di temperatura e pressione sufficienti per iniziare un processo di fusione. Questo cambiamento causa l'espansione dell'involucro esterno della stella che si espande e raffredda. La stella esce dalla sequenza principale e entra nel [[ramo delle giganti rosse]]. Il percorso che la stella segue lungo il diagramma H-R in seguito a queste modificazioni viene chiamato ''[[traccia evolutiva]]''.
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| autore= Fynbo, Hans O. U. ''et al.''
| titolo=Revised rates for the stellar triple-α process from measurement of 12C nuclear resonances
| rivista=Nature | anno=2004 | volume=433 | paginepp=136–139136-139| doi=10.1038/nature03219
| doiurl=10https://www.1038nature.com/nature/journal/v433/n7022/full/nature03219.html
| url=http://www.nature.com/nature/journal/v433/n7022/full/nature03219.html
| numero= 7022 }}</ref>, il nucleo raggiunge temperature sufficienti per innescare la fusione dell'elio in carbonio tramite il [[processo tre alfa]]<ref name=sitko00>{{cita web
| cognome=Sitko | nome=Michael L. | data =24 marzo 2000Sitko
|nome = Michael L.
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|data = 24 marzo 2000
| titolo=Stellar Structure and Evolution▼
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| editore=University of Cincinnati▼
▲ | titolo = Stellar Structure and Evolution
▲ | accesso=3 dicembre 2011
▲ | editore = University of Cincinnati
}}</ref><ref name=pmss_atoe>{{cita web
|accesso = 3 dicembre 2011
| autore=Staff | data=12 ottobre 2006 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html
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| titolo=Post-Main Sequence Stars
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| editore=Australia Telescope Outreach and Education
|dataarchivio = 26 marzo 2005
| accesso=3 dicembre 2011 }}</ref>. Stelle di 5-7,5 M<sub>☉</sub> possono fondere anche elementi con [[numero atomico|numeri atomici]] più alti<ref name=aaas141>{{cita pubblicazione
}}</ref><ref name=pmss_atoe>{{cita web | autore=Staff | data=12 ottobre 2006 | url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html | titolo=Post-Main Sequence Stars | editore=Australia Telescope Outreach and Education | accesso=3 dicembre 2011 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130120215215/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/stellarevolution_postmain.html | dataarchivio=20 gennaio 2013 | urlmorto=sì }}</ref>. Stelle di 5-7,5 M<sub>☉</sub> possono fondere anche elementi con [[numero atomico|numeri atomici]] più alti<ref name=aaas141>{{cita pubblicazione
| autore=Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. | titolo=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
| rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement
| anno=2000 | volume=141
| numero=3 | paginepp=371–383371-383| doi=10.1051/aas:2000126
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|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000A&AS..141..371G|accesso=3 dicembre 2011 }}</ref><ref name=apj675_1>{{cita pubblicazione | autore=Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A.
| titolo=The Supernova Channel of Super-AGB Stars
Riga 264 ⟶ 262:
| rivista=Science
| anno=2003 | volume=299
| numero=5603 | paginepp=65–6965-69| doi= 10.1126/science.1075631
| doi= 10.1126/science.1075631
| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Sci...299...65K|accesso=3 dicembre 2011 }}</ref>.
 
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== Note ==
{{<references|2}}/>
 
== Bibliografia ==
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* {{cita libro|titolo=The Friendly Stars: How to Locate and Identify Them| autore= Martha Evans Martin; Donald Howard Menzel| editore=Courier Dover Publications| città= Dover| anno= 1964 |pagine= pagine 147|isbn=0-486-21099-5|lingua=en}}
* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= Rizzoli–BUR| città= Milano | anno= 2000| isbn= 88-17-25907-1}}
* {{cita libro | nome = Cliff | cognome = Pickover| anno =2001 |titolo=The Stars of Heaven | url = https://archive.org/details/starsofheaven00pick | città= Oxford| editore=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6| lingua=en}}
* {{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 }}
* {{cita libro| autore= L. Hartmann | anno=2000 | titolo=Accretion Processes in Star Formation | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-78520-0 | lingua=en }}
* {{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| ppp= 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| formato= e-book}}
 
== Voci correlate ==
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* [[Ciclo del carbonio-azoto]]
* [[Punto di turn-off]]
 
== Altri progetti ==
{{interprogetto}}
 
== Collegamenti esterni ==
* {{cita web |cognome=Castellani|nome=Vittorio |url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php?id=c05:zams|titolo=La Sequenza Principale di Età Zero (ZAMS)|sito=Fondamenti di Astrofisica Stellare|accesso=5 dicembre 2011 }}
* {{en}}cita [web|http://astrosun2.astro.cornell.edu/academics/courses/astro101/herter/java/evolve/evolve.htm |Una applet java sull'evoluzione stellare.]|lingua=en}}
* {{cita web
| cognome=Charity
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}}
 
{{portale|astronomia|fisica|stelle}}
 
[[Categoria:Stelle di sequenza principale| ]]
[[Categoria:Evoluzione stellare]]
 
{{Link AdQ|en}}
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