thumb|250px|Diagrama Hertzsprung-Russell. Se denomina secuencia principal a la región del diagrama de Hertzsprung-Russell en la que se encuentran la mayor parte de las estrellas cuyo aspecto común principal es el consumo de hidrógeno como fuente principal de la luminosidad estelar. Es una banda continua y distintiva de estrellas que aparece en las parcelas de color estelar versus brillo. Las estrellas en esta banda son conocidas como estrellas de la secuencia principal. Estas estrellas están consumiendo hidrógeno.
La secuencia principal contiene estrellas con distintas temperaturas, las más frías son las enanas rojas que además tienen masas bajas. Las estrellas más calientes dentro de la secuencia principal son las estrellas supermasivas gigantes azules. El diagrama H-R es un diagrama estadístico que muestra la temperatura efectiva de las estrellas en función de su luminosidad. Otras regiones del diagrama están ocupadas por estrellas gigantes de corta vida y evolución rápida, por enanas blancas muy estables y estrellas variables pulsantes.
Historia A principios del , se empezó a disponer de información sobre los tipos y distancias de las estrellas. Se demostró que el espectro de las estrellas tenía características distintivas que permitían clasificarlas. Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering del Harvard College Observatory desarrollaron un método de categorización que se conoció como Harvard Classification Scheme, publicado en los Anales de Harvard en 1901.
En Potsdam en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung observó que las estrellas más rojas -clasificadas como K y M en el esquema de Harvard- podían dividirse en dos grupos distintos. Estas estrellas son mucho más brillantes que el Sol o mucho más débiles. Para distinguir estos grupos, los denominó estrellas «gigantes» y «enanas». Al año siguiente comenzó a estudiar los cúmulos estelares, grandes agrupaciones de estrellas situadas aproximadamente a la misma distancia. Para estas estrellas, publicó los primeros gráficos de color frente a luminosidad. Estos gráficos mostraban una secuencia prominente y continua de estrellas, a la que denominó Secuencia Principal.
En la Universidad de Princeton, Henry Norris Russell seguía una línea de investigación similar. Estudiaba la relación entre la clasificación espectral de las estrellas y su brillo real corregido por la distancia, su magnitud absoluta. Para ello, utilizó un conjunto de estrellas con paralaje fiable y muchas de las cuales habían sido clasificadas en Harvard. Cuando trazó los tipos espectrales de estas estrellas frente a su magnitud absoluta, descubrió que las estrellas enanas seguían una relación distinta. Esto permitió predecir el brillo real de una estrella enana con una precisión razonable.
De las estrellas rojas observadas por Hertzsprung, las estrellas enanas también seguían la relación espectro-luminosidad descubierta por Russell. Sin embargo, las estrellas gigantes son mucho más brillantes que las enanas, por lo que no siguen la misma relación. Russell propuso que «las estrellas gigantes deben tener baja densidad o gran brillo superficial, y lo contrario ocurre con las estrellas enanas». La misma curva también mostraba que había muy pocas estrellas blancas débiles.
En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para denotar un diagrama de luminosidad-clase espectral.Este nombre reflejaba el desarrollo paralelo de esta técnica tanto por Hertzsprung como por Russell a principios de siglo.
A medida que se desarrollaron los modelos evolutivos de las estrellas durante la década de 1930, se demostró que, para estrellas con la misma composición, la masa de la estrella determina su luminosidad y su radio. A la inversa, cuando se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, se puede deducir la masa y el radio de la estrella. Esto se conoce como el teorema de Vogt-Russell; llamado así por Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Posteriormente se descubrió que esta relación se rompe un poco para las estrellas de composición no uniforme.
Un esquema refinado para la clasificación estelar fue publicado en 1943 por William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan. La clasificación MK asignaba a cada estrella un tipo espectral —basado en la clasificación de Harvard— y una clase de luminosidad. La clasificación de Harvard se había desarrollado asignando una letra diferente a cada estrella en función de la intensidad de la línea espectral del hidrógeno antes de que se conociera la relación entre los espectros y la temperatura. Cuando se ordenan por temperatura y se eliminan las clases duplicadas, los tipos espectrales de las estrellas siguen, en orden decreciente de temperatura con colores que van del azul al rojo, la secuencia O, B, A, F, G, K y M. (Una mnemotecnia popular para memorizar esta secuencia de clases estelares es «Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me»). La clase de luminosidad iba de I a V, en orden de luminosidad decreciente. Las estrellas de clase de luminosidad V pertenecían a la secuencia principal.
En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección de la estrella «ordinaria» (es decir, secuencia principal) estrella, denominada Icarus (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1), a 9000 millones de años luz de distancia de la Tierra.
Características Las estrellas se sitúan en esta región debido a que tanto el tipo espectral, que se puede relacionar con la temperatura, como la luminosidad de una estrella dependen de su masa . Pero esto es cierto solo a orden cero, es decir durante la etapa de fusión del hidrógeno.
La mayoría de las estrellas permanecen la mayor parte de su vida "activa" en la secuencia principal, evolucionando lentamente en un proceso de contracción gravitatoria cuasiestático. La secuencia principal es, en realidad, una región difusa debido a la variedad de masas y radios, a la presencia de compañeras cercanas, campos magnéticos, a la rotación y a indeterminaciones observacionales, tales como la distancia y correcta evaluación de la luminosidad estelar. La composición química de las estrellas es, también, uno de los factores más importantes a la hora de ubicar una estrella en el diagrama. Existe, de hecho, toda una gama de estrellas pobres en metales que se desplazan a lo largo del diagrama distribuyéndose en grupos suficientemente diferenciados y que reciben el nombre de subenanas y subgigantes, según se trate de estrellas en la etapa de fusión del hidrógeno o de elementos más pesados, respectivamente.
En ocasiones, en astronomía se hace referencia a la secuencia principal de edad 0 o ZAMS (zero age main sequence, en inglés). La ZAMS es una línea teórica, calculada a partir de modelos numéricos realizados por ordenador y que simulan el comportamiento de diferentes estrellas de masa dada cuando comienzan a fusionar el hidrógeno. La mayoría de las estrellas han abandonado ya la ZAMS porque ha transcurrido parte de su vida. Cuando observamos estrellas muy masivas, estas se sitúan más cercana de la ZAMS pues sus vidas son relativamente breves. Esto se puede observar en la menor dispersión de puntos en la zona superior izquierda del diagrama, es decir, la región poblada por estrellas gigantes azules supermasivas.
El Sol es una estrella de la secuencia principal, en la que ha permanecido durante 4500 millones de años, y permanecerá en ella todavía otros 4500 millones de años más. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará. Como resultado, se convertirá en una gigante roja.
En el caso de las estrellas de baja masa los conocimientos sobre su evolución son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado lo suficiente como para tener evidencias observacionales. Se cree que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para llegar a la ignición del helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero finalmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando después de unos 50.000 millones de años o más como una enana negra.
Datos de la secuencia principal thumb|240px|Esquema de las diferentes estructuras presentes en las estrellas de la secuencia principal. Estas pueden ser muy variadas. (Ver:Radiación y convección de la secuencia principal.) Los valores del diagrama están dados en masas solares. Los tamaños no están a escala, son meramente orientativos. Parámetros de muestra La siguiente tabla muestra los valores típicos para las estrellas en la secuencia principal. Los valores de luminosidad ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son en relación con el Sol,que es una estrella enana con una clasificación espectral de G2V. Los valores reales de una estrella puede variar hasta en un 20 a 30% de los valores que se indican a continuación.—Compare, for example, the model isochrones generated for a ZAMS of 1.1 solar masses. This is listed in the table as 1.26 times the solar luminosity. At metallicity Z=0.01 the luminosity is 1.34 times solar luminosity. At metallicity Z=0.04 the luminosity is 0.89 times the solar luminosity.
{| class="wikitable" style="text-align: center;" border="1" cellspacing="0" cellpadding="4" |+ Tabla de parámetros estelares de la secuencia principal |- style="background:#ffc;" !rowspan="2" style="font-size: smaller;"|Claseestelar !style="font-size: smaller;"|Radio !style="font-size: smaller;"|Masa !style="font-size: smaller;"|Luminosidad !style="font-size: smaller;"|Temperatura !rowspan="2"|Ejemplos |- style="background:#ffe;" |R/(R☉) |M/(M☉) |L/(L☉) |K |- | O6 || 18 || 40 || 500.000 || 38.000 |style="text-align: left;"|Theta1 Orionis C |- | B0 || 7,4 || 18 || 20.000 || 30,000 |style="text-align: left;"|Phi1 Orionis |- | B5 || 3,8 || 6,5 || 800 || 16.400 |style="text-align: left;"|Pi Andromedae A |- | A0 || 2,5 || 3,2 || 80 || 10.800 |style="text-align: left;"|Alpha Coronae Borealis A |- | A5 || 1,7 || 2,1 || 20 || 8.620 |style="text-align: left;"|Beta Pictoris |- | F0 || 1.3 || 1.7 || 6 || 7.240 |style="text-align: left;"|Gamma Virginis |- | F5 || 1,2 || 1,3 || 2,5 || 6.540 |style="text-align: left;"|Eta Arietis |- | G0 || 1,05 || 1,10 || 1,26 || 5.920 |style="text-align: left;"|Beta Comae Berenices |- | G2 || 1,00 || 1,00 || 1,00 || 5.780 |style="text-align: left;"|SolEl Sol es una estrella del tipo G2V típica. |- | G5 || 0,93 || 0,93 || 0,79 || 5.610 |style="text-align: left;"|Alpha Mensae |- | K0 || 0,85 || 0,78 || 0,40 || 5.240 |style="text-align: left;"|70 Ophiuchi A |- | K5 || 0,74 || 0,69 || 0,16 || 4.410 |style="text-align: left;"|61 Cygni A |- | M0 || 0,63 || 0,47 || 0,063 || 3.920 |style="text-align: left;"|Gliese 185 |- | M5 || 0,32 || 0,21 || 0,0079 || 3.120 |style="text-align: left;"|EZ Aquarii A |- | M8 || 0,13 || 0,10 || 0,0008 || 2.660 |style="text-align: left;"|Van Biesbroeck's star
La secuencia principal como fase evolutiva