Una estrella que fusiona hidrógeno en helio en su núcleo, representando la mayor parte de la vida de una estrella.Una estrella de secuencia principal es una estrella que actualmente fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. Esta es la fase más larga y estable en la vida de una estrella, con una duración que va desde millones hasta billones de años, dependiendo de la masa de la estrella. Durante este tiempo, la presión interna generada por la fusión equilibra la atracción gravitatoria hacia adentro, manteniéndola en un estado de equilibrio. La gran mayoría de las estrellas del universo, incluido nuestro Sol, se encuentran en la secuencia principal.
El concepto se desarrolló a principios del siglo XX, con contribuciones clave de Ejnar Hertzsprung y Henry Norris Russell, quienes crearon de manera independiente el diagrama de Hertzsprung-Russell en la década de 1910. La explicación física de la secuencia principal como una fase de quema de hidrógeno se estableció más tarde, notablemente por Arthur Eddington y otros en las décadas de 1920 y 1930.
El núcleo de la estrella alcanza temperaturas y presiones lo suficientemente altas como para que ocurra la fusión nuclear. Los núcleos de hidrógeno (protones) se combinan a través de una serie de reacciones para formar helio, liberando enormes cantidades de energía en el proceso. Esta energía se irradia hacia afuera, creando una presión externa que contrarresta el colapso gravitacional. La estrella permanece en la secuencia principal hasta que agota el hidrógeno en su núcleo, momento en el que evoluciona hacia una gigante roja u otro objeto de etapas posteriores.
Las estrellas de secuencia principal sirven como candelas estándar e indicadores de edad en astrofísica, ayudando a los astrónomos a medir distancias y comprender la evolución estelar en las galaxias.
El Sol ha estado en la secuencia principal durante aproximadamente 4.6 mil millones de años y permanecerá allí por otros 5 mil millones de años antes de convertirse en una gigante roja.
