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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 | 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 | 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_☉]]<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 | pp=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 | pp=947–962 | 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_☉<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 | pp=158–171 | doi=10.1086/172427 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B|accesso=28 novembre 2011 }}</ref>.