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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_☉) 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_☉ e 0,5 M_☉ 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_☉ 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_☉ 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=1915–19161915-1916 | 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 prevalentemente utilizzato dalla stella nel produrre 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]].

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[[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 | pp=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 | pp=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>.

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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 | pp=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 | pp=82–9182-91 | url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/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 | pp=2188–21892188-2189 | url=https://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=https://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/>.

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| 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 | pp=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

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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=947–962947-962 | 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_☉<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=158–171158-171 | doi=10.1086/172427 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...406..158B|accesso=28 novembre 2011 }}</ref>.

== Struttura ==

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[[File:Estrellatipos.png|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_☉<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 | pp=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_☉, 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_☉ il nucleo convettivo scompare del tutto ed esse presentano un interno completamente radiativo. Sotto le 1,8 M_☉ 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_☉) 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 | pp=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 | pp=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 | pp=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 |p =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_☉. 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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| titolo=Our Sun. III. Present and Future

| rivista=Astrophysical Journal | anno=1993

| mese=novembre| volume=418 | pp=457–468457-468| 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

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| rivista=The Astrophysical Journal

| anno=1997 | volume=482

| numero=1 | pp=420–432420-432| 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

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| 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_☉, 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/>.

Le stelle di massa superiore alle 0,5 M_☉, 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 | pp=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_☉ 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 | 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=337–372337-372| 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_☉, 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 | pp=136–139136-139| doi=10.1038/nature03219

| url=https://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

Riga 246:

| rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement

| anno=2000 | volume=141

| numero=3 | pp=371–383371-383| doi=10.1051/aas:2000126

|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 258:

| rivista=Science

| anno=2003 | volume=299

| numero=5603 | pp=65–6965-69| doi= 10.1126/science.1075631

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