La secuencia principal de estrellas oscila entre aproximadamente 1/10 de una masa solar (la masa del sol) y hasta 200 masas solares. Alrededor del 90 por ciento de las estrellas en el universo, incluido el sol, son estrellas de secuencia principal. Se forman de la misma manera que se forman casi cualquier otro tipo de estrella, por masas de material interestelar unidas gravitacionalmente. Una vez que su densidad de energía es suficiente para desencadenar la fusión de los elementos que estén presentes (determinado por qué generación de estrella es).
La duración de una estrella de secuencia principal depende de cuán masiva sea. Una estrella de mayor masa puede tener más material, pero se quema más rápido debido a las temperaturas centrales más altas causadas por mayores fuerzas gravitacionales. Mientras que el sol pasará unos 10 mil millones de años en la secuencia principal, una estrella 10 veces más masiva se mantendrá durante solo 20 millones de años. Las estrellas enanas, que son aproximadamente la mitad de masivas que el sol, pueden durar de 80 a 100 mil millones de años.
A principios del siglo XX, los astrónomos se dieron cuenta de que la masa de una estrella está relacionada con su luminosidad o con la cantidad de luz que produce. Ambos están relacionados con la temperatura estelar. Las estrellas 10 veces más masivas que el sol brillan más de mil veces más. La masa y la luminosidad de una estrella también se relacionan con su color. Las estrellas más masivas son más calientes y azules, mientras que las estrellas menos masivas son más frías y tienen una apariencia rojiza. El sol cae entre el espectro, dándole una apariencia más amarillenta.
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Esta comprensión condujo a la creación de un diagrama conocido como diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), un gráfico de estrellas basado en su brillo y color (que a su vez muestra su temperatura). La mayoría de las estrellas se encuentran en una línea conocida como la “secuencia principal”, que se extiende desde la parte superior izquierda (donde las estrellas calientes son más brillantes) hasta la parte inferior derecha (donde las estrellas frías tienden a ser más tenues).
