Majoritatea stelelor se încadrează într-o categorie specifică, denumită secvența principală, o fază crucială în ciclul de viață al acestora. Stelele se nasc în nori vasti de gaz și praf, compuși în principal din hidrogen.
Gravitația determină contractarea acestor nori, ceea ce duce la creșterea densității și a temperaturii în interior. Când temperatura atinge valori extreme, de peste zece milioane de grade Celsius, începe fuziunea nucleară.
În acest proces, nucleele de hidrogen se combină pentru a forma heliu, eliberând cantități semnificative de energie sub formă de lumină și căldură. Această fuziune nucleară definește existența unei stele.
Energia produsă în timpul fuziunii echilibrează forța gravitațională care tinde să comprime steaua, menținând astfel stabilitatea acesteia.
Odată ce fuziunea nucleară se stabilizează, steaua intră în faza de secvență principală, unde își petrece cea mai mare parte a existenței sale, transformând hidrogenul în heliu.
Soarele se află în prezent în această fază, după 4,6 miliarde de ani, și se estimează că va rămâne aici încă aproximativ cinci miliarde de ani. În timpul fuziunii, o mică parte din masa stelei este transformată în energie, conform ecuației lui Einstein, E=MC².
O parte din această energie este emisă sub formă de lumină și căldură. Astronomii clasifică stelele din secvența principală folosind diagrama Hertzsprung-Russell, care corelează temperatura unei stele (determinând culoarea) cu luminozitatea acesteia (cantitatea de lumină emisă).
Majoritatea stelelor din secvența principală se aliniază de-a lungul unei linii diagonale pe această diagramă, de la cele mai fierbinți și mai luminoase stele, până la cele mai reci și mai puțin luminoase.
Stelele sunt clasificate cu literele O, B, A, F, G, K, M, de la cele mai fierbinți (O) la cele mai reci (M).
Soarele, de exemplu, este clasificat ca G2V, unde G indică temperatura sa moderată, 2 specifică un subtip în categoria stelelor de tip G, iar V indică faptul că este o stea a secvenței principale. Fuziunea hidrogenului definește o stea în secvența principală, dar acest proces nu este etern.
Când hidrogenul din nucleul stelei se epuizează, fuziunea continuă într-un strat exterior, iar steaua începe să evolueze, transformându-se într-o gigantă roșie, o fază în care steaua se extinde considerabil.
Ulterior, devine instabilă și își încheie viața ca pitică albă sau sub alte forme, în funcție de masa sa inițială. Durata de timp pe care o stea o petrece în secvența principală depinde de masa sa.
Stelele masive consumă hidrogenul mai rapid și pot părăsi această fază în doar câteva milioane de ani, în timp ce stelele mai mici, precum Soarele, pot rămâne în secvența principală timp de miliarde de ani.
