Secuencia principal

En astronomía , la secuencia principal es una clasificación de estrellas que aparecen en los diagramas de color estelar frente a brillo como una banda continua y distintiva. Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal, durante la cual predomina la fusión del hidrógeno en el núcleo. Estas estrellas de la secuencia principal , o a veces indistintamente estrellas enanas , son las estrellas verdaderas más numerosas del universo e incluyen al Sol . Los diagramas de color-magnitud se conocen como diagramas de Hertzsprung-Russell, en honor a Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell .

Cuando una nebulosa gaseosa sufre un colapso gravitacional suficiente , la alta presión y temperatura concentradas en el núcleo desencadenan la fusión nuclear del hidrógeno en helio (véase estrellas ). La energía térmica de este proceso se irradia desde el núcleo caliente y denso, generando un fuerte gradiente de presión . Es este gradiente de presión el que contrarresta el colapso de la estrella por efecto de la gravedad, manteniéndola en un estado de equilibrio hidrostático . La posición de la estrella en la secuencia principal está determinada principalmente por su masa, pero también por su edad y composición química. Por lo tanto, la radiación no es el único método de transferencia de energía en las estrellas. La convección también influye en el movimiento de energía, especialmente en los núcleos de estrellas con una masa superior a 1,3 a 1,5 veces la del Sol , dependiendo, una vez más, de su edad y composición química.

Al hablar de composición química, los astrónomos suelen referirse a la metalicidad de la estrella. Esta se refiere a la abundancia de elementos más pesados ​​que el helio presentes en la estrella. Por ejemplo, la fracción de la masa del Sol compuesta actualmente de hidrógeno (denotado X) es del 74,9 %. Para el helio (denotado Y) es del 23,8 %, lo que significa que la metalicidad de la estrella, o fracción de masa de todos los demás elementos, es del 1,3 % (denotado Z). Este es un rango típico para estrellas de secuencia principal de masa similar. De hecho, una mayor metalicidad conlleva una mayor opacidad , lo que permite que la producción de energía permanezca concentrada en el núcleo sin ser irradiada ni transferida a las capas exteriores de la estrella. Este entorno más caliente acelera la fusión nuclear y disminuye el tiempo que la estrella permanecerá en la secuencia principal.

La secuencia principal se divide en partes superior e inferior, según el proceso dominante que una estrella utiliza para generar energía. El Sol, junto con las estrellas de la secuencia principal con una masa inferior a aproximadamente _1,5 M☉ , fusionan principalmente átomos de hidrógeno en una serie de etapas para formar helio, una secuencia denominada cadena protón-protón . Por encima de esta masa, en la parte superior de la secuencia principal, el proceso de fusión nuclear utiliza principalmente átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios en el ciclo CNO , que produce helio a partir de átomos de hidrógeno. La cadena protón-protón sigue ocurriendo, pero produce menos energía que el ciclo CNO. Las estrellas de la secuencia principal donde el ciclo CNO es el proceso dominante de producción de energía experimentan convección en sus regiones centrales, lo que agita el helio recién creado y mantiene la proporción de combustible necesaria para que se produzca la fusión. Por debajo de esta masa, las estrellas tienen núcleos completamente radiativos con zonas convectivas cerca de la superficie. A medida que disminuye la masa estelar, la proporción de la estrella que forma una envoltura convectiva aumenta progresivamente. Las estrellas de la secuencia principal con una masa inferior a _0,4 M☉ experimentan convección en toda su masa. Cuando no se produce convección en el núcleo, se desarrolla un núcleo rico en helio rodeado por una capa exterior de hidrógeno.  

Cuanto más masiva es una estrella, menor es su vida útil en la secuencia principal. Una vez consumido el hidrógeno en su núcleo, la estrella se aleja de la secuencia principal en el diagrama HR y se convierte en una supergigante , una gigante roja o directamente en una enana blanca .

Diagrama de Hertzsprung-Russell

Tipo espectral

O

B

A

F

GRAMO

K

METRO

L

T

enanas marrones

enanas blancas

enanas rojas

Subenanas

Secuencia principal ("enanos")

Subgigantes

Gigantes

Gigantes rojos

gigantes azules

Gigantes brillantes

Supergigantes

supergigante roja

Hipergigantes

magnitud absoluta ( M _V )

A principios del siglo XX, la información sobre los tipos y distancias de las estrellas se hizo más accesible. Se demostró que los espectros estelares presentaban características distintivas que permitían su clasificación. Annie Jump Cannon y Edward Charles Pickering, del Observatorio del Harvard College, desarrollaron un método de clasificación conocido como el Esquema de Clasificación de Harvard , publicado en los Anales de Harvard en 1901. ^{[ 1 ]}

En Potsdam, en 1906, el astrónomo danés Ejnar Hertzsprung observó que las estrellas más rojas —clasificadas como K y M en el sistema de Harvard— podían dividirse en dos grupos distintos. Estas estrellas eran mucho más brillantes que el Sol o mucho más tenues. Para distinguir estos grupos, las denominó estrellas «gigantes» y «enanas». Al año siguiente, comenzó a estudiar cúmulos estelares ; grandes agrupaciones de estrellas que se encuentran aproximadamente a la misma distancia. Para estas estrellas, publicó los primeros gráficos de color versus luminosidad . Estos gráficos mostraron una secuencia prominente y continua de estrellas, a la que llamó Secuencia Principal. ^{[ 2 ]}

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 paralajes fiables , muchas de las cuales habían sido clasificadas en Harvard. Al representar gráficamente los tipos espectrales de estas estrellas en función de su magnitud absoluta, descubrió que las estrellas enanas seguían una relación distinta. Esto permitía predecir el brillo real de una estrella enana con una precisión razonable. ^{[ 3 ]}

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 y, por lo tanto, 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 mostró que había muy pocas estrellas blancas débiles. ^{[ 3 ]}

En 1933, Bengt Strömgren introdujo el término diagrama de Hertzsprung-Russell para designar un diagrama de clases espectrales de luminosidad. ^{[ 4 ]} Este nombre reflejaba el desarrollo paralelo de esta técnica por parte de Hertzsprung y Russell a principios de siglo. ^{[ 2 ]}

Durante la década de 1930, al desarrollarse los modelos evolutivos de las estrellas, se demostró que, para estrellas con la misma composición, la masa determina su luminosidad y radio. A la inversa, cuando se conoce la composición química de una estrella y su posición en la secuencia principal, se pueden deducir su masa y radio. Esto se conoció como el teorema de Vogt-Russell , en honor a Heinrich Vogt y Henry Norris Russell. Posteriormente, se descubrió que esta relación se desmorona en cierta medida para estrellas de composición no uniforme. ^{[ 5 ]}

En 1943 , William Wilson Morgan y Philip Childs Keenan publicaron un esquema refinado para la clasificación estelar . ^{[ 6 ]} 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 según la intensidad de la línea espectral del hidrógeno, antes de que se conociera la relación entre los espectros y la temperatura. Al ordenarlas por temperatura y eliminar las clases duplicadas, los tipos espectrales de las estrellas seguían, en orden de temperatura decreciente con colores que iban del azul al rojo, la secuencia O, B, A, F, G, K y M. (Una regla mnemotécnica 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. ^{[ 7 ]}

En abril de 2018, los astrónomos informaron de la detección de la estrella "ordinaria" (es decir, de la secuencia principal) más distante , llamada Ícaro (formalmente, MACS J1149 Lensed Star 1 ), a 9 mil millones de años luz de la Tierra . ^{[ 8 ] [ 9 ]}

Cuando una protoestrella se forma a partir del colapso de una nube molecular gigante de gas y polvo en el medio interestelar local , la composición inicial es homogénea en toda su extensión, consistiendo en aproximadamente un 70 % de hidrógeno, un 28 % de helio y cantidades traza de otros elementos, en masa. ^{[ 10 ]} La masa inicial de la estrella depende de las condiciones locales dentro de la nube. (La distribución de masa de las estrellas recién formadas se describe empíricamente mediante la función de masa inicial ). ^{[ 11 ]} Durante el colapso inicial, esta estrella presecuencia principal genera energía térmica a través del aumento de presión que surge debido a su contracción gravitacional. Durante esta fase, antes de la ignición del hidrógeno, la estrella pasará un tiempo contrayéndose conocido como la escala de tiempo de Kelvin-Helmholtz o térmica. Esta escala de tiempo describe el tiempo que una estrella puede durar irradiando su energía cinética interna. Una vez suficientemente densas, las estrellas comienzan a convertir hidrógeno en helio y a producir energía a través de un proceso de fusión nuclear exotérmico . ^{[ 7 ]} La escala de tiempo nuclear es útil para describir el tiempo que una estrella puede durar durante esta siguiente fase.

Cuando la fusión nuclear del hidrógeno se convierte en el proceso dominante de producción de energía y se ha perdido el exceso de energía obtenido por la contracción gravitacional, ^{[ 12 ]} la estrella se sitúa a lo largo de una curva en el diagrama de Hertzsprung-Russell (o diagrama HR) denominada secuencia principal estándar. Los astrónomos a veces se refieren a esta etapa como "secuencia principal de edad cero" o ZAMS. ^{[ 13 ] [ 14 ]} La curva ZAMS se puede calcular utilizando modelos informáticos de las propiedades estelares en el punto en que las estrellas comienzan la fusión de hidrógeno. A partir de este punto, el brillo y la temperatura superficial de las estrellas suelen aumentar con la edad. ^{[ 15 ]}

Una estrella permanece cerca de su posición inicial en la secuencia principal hasta que se consume una cantidad significativa de hidrógeno en su núcleo, momento en el que comienza a evolucionar hacia una estrella más luminosa. (En el diagrama HR, la estrella en evolución se mueve hacia arriba y a la derecha de la secuencia principal). Por lo tanto, la secuencia principal representa la etapa primaria de combustión de hidrógeno en la vida de una estrella. ^{[ 7 ]}

Las estrellas de la secuencia principal se dividen en los siguientes tipos:

• Estrella de secuencia principal de tipo O
• estrella de secuencia principal de tipo B
• Estrella de secuencia principal de tipo A
• estrella de secuencia principal de tipo F
• estrella de secuencia principal de tipo G
• estrella de secuencia principal de tipo K
• Estrella de secuencia principal de tipo M

Las estrellas de secuencia principal de tipo M (y, en menor medida, de tipo K) ^{[ 17 ]} se denominan generalmente enanas rojas .

La mayoría de las estrellas en un diagrama HR típico se encuentran a lo largo de la curva de la secuencia principal. Esta línea es pronunciada porque tanto el tipo espectral como la luminosidad dependen únicamente de la masa de la estrella, al menos en la aproximación de orden cero , siempre que esté fusionando hidrógeno en su núcleo, y eso es lo que casi todas las estrellas hacen durante la mayor parte de su vida "activa". ^{[ 18 ]}

La temperatura de una estrella determina su tipo espectral a través de su efecto en las propiedades físicas del plasma en su fotosfera . La emisión de energía de una estrella en función de la longitud de onda está influenciada tanto por su temperatura como por su composición. Un indicador clave de esta distribución de energía es el índice de color , B − V , que mide la magnitud de la estrella en luz azul ( B ) y verde-amarilla ( V ) mediante filtros. ^{[ nota 1 ]} Esta diferencia de magnitud proporciona una medida de la temperatura de una estrella.

Las estrellas de la secuencia principal se denominan estrellas enanas, ^{[ 19 ] [ 20 ]} pero esta terminología es en parte histórica y puede resultar algo confusa. En el caso de las estrellas más frías, las enanas como las rojas , las naranjas y las amarillas son, en efecto, mucho más pequeñas y tenues que otras estrellas de esos colores. Sin embargo, en el caso de las estrellas azules y blancas más calientes, la diferencia de tamaño y brillo entre las llamadas estrellas "enanas" que se encuentran en la secuencia principal y las llamadas estrellas "gigantes" que no lo están, se reduce. Para las estrellas más calientes, la diferencia no es directamente observable y, en estos casos, los términos "enana" y "gigante" se refieren a diferencias en las líneas espectrales que indican si una estrella se encuentra en la secuencia principal o no. No obstante, a las estrellas muy calientes de la secuencia principal todavía se las denomina a veces enanas, aunque tengan aproximadamente el mismo tamaño y brillo que las estrellas "gigantes" de esa temperatura. ^{[ 21 ]}

El uso común del término "enana" para referirse a la secuencia principal resulta confuso por otra razón, ya que existen estrellas enanas que no pertenecen a la secuencia principal. Por ejemplo, una enana blanca es el núcleo muerto que queda después de que una estrella haya perdido sus capas exteriores, y es mucho más pequeña que una estrella de la secuencia principal, aproximadamente del tamaño de la Tierra . Estas representan la etapa evolutiva final de muchas estrellas de la secuencia principal. ^{[ 22 ]}

Al tratar la estrella como un radiador de energía idealizado conocido como cuerpo negro , la luminosidad L y el radio R pueden relacionarse con la temperatura efectiva T _eff mediante la ley de Stefan-Boltzmann :

${\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}}^{4}}$

donde σ es la constante de Stefan-Boltzmann . Como la posición de una estrella en el diagrama HR muestra su luminosidad aproximada, esta relación puede usarse para estimar su radio. ^{[ 23 ]}

La masa, el radio y la luminosidad de una estrella están estrechamente relacionados, y sus valores respectivos pueden aproximarse mediante tres relaciones. La primera es la ley de Stefan-Boltzmann, que relaciona la luminosidad L , el radio R y la temperatura superficial T _eff . La segunda es la relación masa-luminosidad , que relaciona la luminosidad L y la masa M. Finalmente, la relación entre M y R es casi lineal. La relación entre M y R aumenta solo en un factor de tres en 2,5 órdenes de magnitud de M. Esta relación es aproximadamente proporcional a la temperatura interna de la estrella T _I , y su aumento extremadamente lento refleja el hecho de que la tasa de generación de energía en el núcleo depende fuertemente de esta temperatura, mientras que debe ajustarse a la relación masa-luminosidad. Por lo tanto, una temperatura demasiado alta o demasiado baja dará lugar a inestabilidad estelar.

Una mejor aproximación es tomar ε = L / M , la tasa de generación de energía por unidad de masa, ya que ε es proporcional a T _I ¹⁵ , donde T _I es la temperatura del núcleo. Esto es adecuado para estrellas al menos tan masivas como el Sol, que exhiben el ciclo CNO , y da el mejor ajuste R ∝ M ^0.78 . ^{[ 24 ]}

Parámetros de muestra

La tabla que aparece a continuación muestra valores típicos para estrellas de la secuencia principal. Los valores de luminosidad ( L ), radio ( R ) y masa ( M ) son relativos al Sol, una estrella enana con una clasificación espectral G2  V. Los valores reales de una estrella pueden variar hasta un 20-30 % con respecto a los valores que se muestran a continuación debido a la metalicidad y la edad. ^{[ 25 ]}

Todas las estrellas de la secuencia principal poseen una región central donde se genera energía mediante fusión nuclear. La temperatura y la densidad de este núcleo se encuentran en los niveles necesarios para mantener la producción de energía que sustentará el resto de la estrella. Una reducción en la producción de energía provocaría que la masa superpuesta comprimiera el núcleo, lo que resultaría en un aumento de la tasa de fusión debido a la mayor temperatura y presión. Del mismo modo, un aumento en la producción de energía causaría la expansión de la estrella, disminuyendo la presión en el núcleo. De esta manera, la estrella forma un sistema autorregulado en equilibrio hidrostático que se mantiene estable durante su vida útil en la secuencia principal. ^{[ 30 ]}

Las estrellas de la secuencia principal emplean dos tipos de procesos de fusión de hidrógeno, y la tasa de generación de energía de cada tipo depende de la temperatura en la región del núcleo. Los astrónomos dividen la secuencia principal en partes superior e inferior, según cuál de los dos sea el proceso de fusión dominante. En la secuencia principal inferior, la energía se genera principalmente como resultado de la cadena protón-protón , que fusiona directamente el hidrógeno en una serie de etapas para producir helio. ^{[ 31 ]} Las estrellas en la secuencia principal superior tienen temperaturas del núcleo suficientemente altas como para utilizar eficientemente el ciclo CNO (ver diagrama). Este proceso utiliza átomos de carbono , nitrógeno y oxígeno como intermediarios en el proceso de fusión de hidrógeno en helio.

A una temperatura del núcleo estelar de 18 millones de kelvin , el proceso PP y _el ciclo CNO son igualmente eficientes, y cada tipo genera la mitad de la luminosidad neta de la estrella. Como esta es la temperatura del núcleo de una estrella con aproximadamente 1,5 M☉ , la secuencia principal superior está formada por estrellas con una masa superior a esta. Por lo tanto, en términos generales, las estrellas de clase espectral F o más frías pertenecen a la secuencia principal inferior, mientras que las estrellas de tipo A o más calientes son estrellas de la secuencia principal superior. ^{[ 15 ]} _{La transición en la producción de energía primaria de una forma a otra abarca una diferencia de} rango de menos de una masa solar. En el Sol, una estrella de una masa solar, solo el 1,5 % de la energía se genera mediante el ciclo CNO. ^{[ 32 ]} Por el contrario, las estrellas con 1,8 M☉ o más generan casi toda su producción de energía a través del ciclo CNO. ^{[ 33 ]}  

El límite superior observado para una estrella de secuencia principal es de 120–200 M☉. [ 34 _] ^{La explicación teórica} de este límite es que las estrellas por encima de esta masa no pueden irradiar energía lo suficientemente rápido como para permanecer estables, por lo que cualquier masa adicional será expulsada en una serie de pulsaciones hasta que la estrella alcance un límite estable. ^{[ 35 ]} _{El límite inferior para la fusión nuclear protón-protón sostenida} es de aproximadamente 0,08 M☉ o 80 veces la masa de Júpiter . ^{[ 31 ]} Por debajo de este umbral se encuentran los objetos subestelares que no pueden mantener la fusión de hidrógeno, conocidos como enanas marrones . ^{[ 36 ]}  

Debido a la diferencia de temperatura entre el núcleo y la superficie, o fotosfera , la energía se transporta hacia afuera. Los dos modos de transporte de esta energía son la radiación y la convección . Una zona de radiación , donde la energía se transporta por radiación, es estable frente a la convección y la mezcla del plasma es mínima. Por el contrario, en una zona de convección, la energía se transporta mediante el movimiento masivo del plasma, con el material más caliente ascendiendo y el más frío descendiendo. La convección es un modo más eficiente de transportar energía que la radiación, pero solo se produce en condiciones que generan un fuerte gradiente de temperatura. ^{[ 30 ] [ 37 ]}

En las estrellas masivas (por encima de 10 M☉ ₎ ^{[ 38} ] la tasa de generación ^de energía por el ciclo CNO es muy sensible a la temperatura, por lo que la fusión se concentra en gran medida en el núcleo. En consecuencia, existe un alto gradiente de temperatura en la región del núcleo, lo que da lugar a una zona de convección para un transporte de energía más eficiente. ^{[ 31 ]} Esta mezcla de material alrededor del núcleo elimina las cenizas de helio de la región de combustión de hidrógeno, lo que permite que se consuma más hidrógeno de la estrella durante su vida útil en la secuencia principal. Las regiones exteriores de una estrella masiva transportan energía por radiación, con poca o ninguna convección. ^{[ 30 ]} 

Las estrellas de masa intermedia, como Sirio, pueden transportar energía principalmente por radiación, con una pequeña región de convección en el núcleo. ^{[ 39 ]} Las estrellas de tamaño mediano y baja masa, como el Sol, tienen una región central estable frente a la convección, con una zona de convección cerca de la superficie que mezcla las capas exteriores. Esto da como resultado una acumulación constante de un núcleo rico en helio, rodeado por una región exterior rica en hidrógeno. Por el contrario, las estrellas frías de muy baja masa (por debajo de 0,4 M _☉ ) son convectivas en toda su extensión. ^{[ 11 ]} Por lo tanto, el helio producido en el núcleo se distribuye por toda la estrella, produciendo una atmósfera relativamente uniforme y una vida útil en la secuencia principal proporcionalmente más larga. ^{[ 30 ]} 

A medida que el helio no fusionable se acumula en el núcleo de una estrella de la secuencia principal, la reducción en la abundancia de hidrógeno por unidad de masa resulta en una disminución gradual de la tasa de fusión dentro de esa masa. Dado que es la energía suministrada por la fusión la que mantiene la presión del núcleo y sostiene las capas superiores de la estrella, el núcleo se comprime gradualmente. Esto trae material rico en hidrógeno a una capa alrededor del núcleo rico en helio a una profundidad donde la presión es suficiente para que ocurra la fusión. La alta potencia de salida de esta capa empuja las capas superiores de la estrella más hacia afuera. Esto causa un aumento gradual en el radio y, por consiguiente, en la luminosidad de la estrella con el tiempo. ^{[ 15 ]} Por ejemplo, la luminosidad del Sol primitivo era solo alrededor del 70% de su valor actual. ^{[ 40 ]} A medida que una estrella envejece, cambia su posición en el diagrama HR. Esta evolución se refleja en un ensanchamiento de la banda de la secuencia principal que contiene estrellas en diversas etapas evolutivas. ^{[ 41 ]}

Otros factores que amplían la banda de la secuencia principal en el diagrama HR incluyen la incertidumbre en la distancia a las estrellas y la presencia de estrellas binarias no resueltas que pueden alterar los parámetros estelares observados. Sin embargo, incluso una observación perfecta mostraría una secuencia principal difusa porque la masa no es el único parámetro que afecta el color y la luminosidad de una estrella. Las variaciones en la composición química causadas por las abundancias iniciales, el estado evolutivo de la estrella , ^{[ 42 ]} la interacción con una compañera cercana , ^{[ 43 ]} la rotación rápida , ^{[ 44 ]} o un campo magnético pueden cambiar ligeramente la posición de una estrella de la secuencia principal en el diagrama HR, por nombrar solo algunos factores. Como ejemplo, hay estrellas pobres en metales (con una abundancia muy baja de elementos con números atómicos mayores que el helio) que se encuentran justo debajo de la secuencia principal y se conocen como subenanas . Estas estrellas están fusionando hidrógeno en sus núcleos y, por lo tanto, marcan el borde inferior de la difusividad de la secuencia principal causada por la variación en la composición química. ^{[ 45 ]}

Una región casi vertical del diagrama HR, conocida como la franja de inestabilidad , está ocupada por estrellas variables pulsantes llamadas variables Cefeidas . Estas estrellas varían en magnitud a intervalos regulares, lo que les da una apariencia pulsante. La franja interseca la parte superior de la secuencia principal en la región de las estrellas de clase A y F , que tienen entre una y dos masas solares. Las estrellas pulsantes en esta parte de la franja de inestabilidad que interseca la parte superior de la secuencia principal se llaman variables Delta Scuti . Las estrellas de la secuencia principal en esta región experimentan solo pequeños cambios en magnitud, por lo que esta variación es difícil de detectar. ^{[ 46 ]} Otras clases de estrellas inestables de la secuencia principal, como las variables Beta Cephei , no están relacionadas con esta franja de inestabilidad.

La cantidad total de energía que una estrella puede generar mediante la fusión nuclear de hidrógeno está limitada por la cantidad de combustible de hidrógeno que se puede consumir en el núcleo. Para una estrella en equilibrio, la energía térmica generada en el núcleo debe ser al menos igual a la energía radiada en la superficie. Dado que la luminosidad indica la cantidad de energía radiada por unidad de tiempo, la vida útil total se puede estimar, en primera aproximación , como la energía total producida dividida por la luminosidad de la estrella. ^{[ 47 ]}

Para una estrella con al menos 0,5 M _☉ , cuando el suministro de hidrógeno en su núcleo se agota y se expande para convertirse en una gigante roja , puede comenzar a fusionar átomos de helio para formar carbono . La producción de energía del proceso de fusión de helio por unidad de masa es solo alrededor de una décima parte de la producción de energía del proceso de hidrógeno, y la luminosidad de la estrella aumenta. ^{[ 48 ]} Esto resulta en una duración mucho más corta en esta etapa en comparación con la vida útil de la secuencia principal. (Por ejemplo, se predice que el Sol pasará 130 millones de años quemando helio, en comparación con unos 12 mil millones de años quemando hidrógeno). ^{[ 49 ]} Por lo tanto, alrededor del 90% de las estrellas observadas por encima de 0,5 M _☉ estarán en la secuencia principal. ^{[ 50 ]} En promedio, se sabe que las estrellas de la secuencia principal siguen una relación empírica masa-luminosidad . ^{[ 51 ]} La luminosidad ( L ) de la estrella es aproximadamente proporcional a la masa total ( M ) según la siguiente ley de potencias :  

${\displaystyle L\ \propto \ M^{3.5}}$

Esta relación se aplica a las estrellas de la secuencia principal en el rango _de 0,1 a 50 M☉ . ^{[ 52 ]} 

La cantidad de combustible disponible para la fusión nuclear es proporcional a la masa de la estrella. Por lo tanto, la vida útil de una estrella en la secuencia principal se puede estimar comparándola con modelos de evolución solar. El Sol ha sido una estrella de la secuencia principal durante unos 4.500 millones de años y comenzará a expandirse rápidamente hacia una gigante roja en 6.500 millones de años, ^{[ 53 ]} para una vida útil total en la secuencia principal de aproximadamente 10¹⁰ ^años . Por lo tanto: ^{[ 54 ]}

${\displaystyle \tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}}$

donde M y L son la masa y la luminosidad de la estrella, respectivamente,${\displaystyle M_{\bigodot }}$es una masa solar ,${\displaystyle L_{\bigodot }}$es la luminosidad solar y${\displaystyle \tau _{\text{MS}}}$es la vida útil estimada de la estrella en la secuencia principal.

Aunque las estrellas más masivas tienen más combustible para quemar y, por lo tanto, cabría esperar que duraran más, también irradian una cantidad proporcionalmente mayor a medida que aumenta su masa. Esto es un requisito de la ecuación de estado estelar; para que una estrella masiva mantenga el equilibrio, la presión hacia afuera de la energía radiada generada en el núcleo no solo debe, sino que aumentará hasta igualar la titánica presión gravitacional hacia adentro de su envoltura. Por lo tanto, las estrellas más masivas pueden permanecer en la secuencia principal solo unos pocos millones de años, mientras que las estrellas con menos de una décima parte de la masa solar pueden durar más de un billón de años. ^{[ 55 ]}

La relación exacta entre masa y luminosidad depende de la eficiencia con la que se puede transportar la energía desde el núcleo hasta la superficie. Una mayor opacidad tiene un efecto aislante que retiene más energía en el núcleo, por lo que la estrella no necesita producir tanta energía para mantenerse en equilibrio hidrostático . Por el contrario, una menor opacidad significa que la energía escapa más rápidamente y la estrella debe quemar más combustible para mantenerse en equilibrio. ^{[ 56 ]} Una opacidad suficientemente alta puede dar lugar al transporte de energía por convección , lo que cambia las condiciones necesarias para mantenerse en equilibrio. ^{[ 15 ]}

En las estrellas de secuencia principal de alta masa, la opacidad está dominada por la dispersión de electrones , que es casi constante con el aumento de la temperatura. Por lo tanto, la luminosidad solo aumenta como el cubo de la masa de la estrella. ^{[ 48 ]} Para estrellas por debajo de 10 M _☉ , la opacidad se vuelve dependiente de la temperatura, lo que resulta en que la luminosidad varíe aproximadamente como la cuarta potencia de la masa de la estrella. ^{[ 52 ]} Para estrellas de muy baja masa, las moléculas en la atmósfera también contribuyen a la opacidad. Por debajo de aproximadamente 0,5 M _☉ , la luminosidad de la estrella varía como la masa elevada a la potencia de 2,3, produciendo un aplanamiento de la pendiente en un gráfico de masa versus luminosidad. Sin embargo, incluso estos refinamientos son solo una aproximación, y la relación masa-luminosidad puede variar dependiendo de la composición de una estrella. ^{[ 11 ]}  

Cuando una estrella de la secuencia principal ha consumido el hidrógeno de su núcleo, la pérdida de generación de energía provoca que se reanude su colapso gravitacional y la estrella evoluciona fuera de la secuencia principal. La trayectoria que sigue la estrella a través del diagrama HR se denomina trayectoria evolutiva. ^{[ 57 ]} Una trayectoria conocida como secuencia principal de edad cero (ZAMS) es donde las estrellas de diferentes masas comienzan sus vidas en la secuencia principal, mientras que una trayectoria conocida como secuencia principal de edad terminal (TAMS) es donde las estrellas de diferentes masas terminan sus vidas en la secuencia principal cuando el hidrógeno se agota en sus núcleos. ^{[ 58 ]}

Se predice que las estrellas con menos de 0,23 M _☉ ^{[ 59 ]} se convertirán directamente en enanas blancas cuando la generación de energía por fusión nuclear de hidrógeno en su núcleo se detenga, pero las estrellas en este rango de masa tienen vidas de secuencia principal más largas que la edad actual del universo, por lo que ninguna estrella es lo suficientemente vieja como para que esto haya ocurrido. 

En estrellas con una masa superior a 0,23 M☉ , el hidrógeno que rodea el núcleo _de helio alcanza la temperatura y presión suficientes para fusionarse, formando una capa de combustión de hidrógeno que provoca la expansión y el enfriamiento de las capas exteriores de la estrella. Esta etapa, en la que estas estrellas se alejan de la secuencia principal, se conoce como rama subgigante ; es relativamente breve y se presenta como una discontinuidad en la trayectoria evolutiva, ya que se observan pocas estrellas en ese punto. 

Cuando el núcleo de helio de las estrellas de baja masa se degenera, o las capas exteriores de las estrellas de masa intermedia se enfrían lo suficiente como para volverse opacas, sus envolturas de hidrógeno aumentan de temperatura y las estrellas comienzan a ser más luminosas. Esto se conoce como la rama de las gigantes rojas ; es una etapa relativamente larga y aparece prominentemente en los diagramas H–R. Estas estrellas finalmente terminarán sus vidas como enanas blancas. ^{[ 60 ] [ 61 ]}

Las estrellas más masivas no se convierten en gigantes rojas; en cambio, sus núcleos alcanzan rápidamente una temperatura lo suficientemente alta como para fusionar helio y, finalmente, elementos más pesados, y se las conoce como supergigantes . Siguen trayectorias evolutivas aproximadamente horizontales desde la secuencia principal en la parte superior del diagrama H-R. Las supergigantes son relativamente raras y no se muestran de forma prominente en la mayoría de los diagramas H-R. Sus núcleos finalmente colapsan, generalmente dando lugar a una supernova y dejando tras de sí una estrella de neutrones o un agujero negro . ^{[ 62 ]}

Cuando un cúmulo de estrellas se forma casi simultáneamente, la vida útil en la secuencia principal de estas estrellas dependerá de sus masas individuales. Las estrellas más masivas abandonarán la secuencia principal primero, seguidas en secuencia por estrellas de masas cada vez menores. El punto en el que las estrellas del cúmulo abandonan la secuencia principal se conoce como punto de inflexión . Al conocer la vida útil en la secuencia principal de las estrellas en este punto, es posible estimar la edad del cúmulo. ^{[ 63 ]}

• Listas de objetos astronómicos