Une étoile qui fusionne de l'hydrogène en hélium dans son cœur, représentant la majeure partie de la durée de vie d'une étoile.Une étoile de la séquence principale est une étoile qui fusionne actuellement de l'hydrogène en hélium dans son cœur. C'est la phase la plus longue et la plus stable de la vie d'une étoile, durant de quelques millions à des billions d'années selon la masse de l'étoile. Pendant cette période, la pression interne due à la fusion équilibre l'attraction gravitationnelle, maintenant l'étoile dans un état d'équilibre. La grande majorité des étoiles de l'univers, y compris notre Soleil, se trouvent sur la séquence principale.
Le concept a été développé au début du XXe siècle, avec des contributions clés d'Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell, qui ont indépendamment créé le diagramme de Hertzsprung-Russell dans les années 1910. L'explication physique de la séquence principale comme phase de combustion de l'hydrogène a été établie plus tard, notamment par Arthur Eddington et d'autres dans les années 1920 et 1930.
Le cœur de l'étoile atteint des températures et des pressions suffisamment élevées pour que la fusion nucléaire se produise. Les noyaux d'hydrogène (protons) se combinent à travers une série de réactions pour former de l'hélium, libérant d'énormes quantités d'énergie. Cette énergie rayonne vers l'extérieur, créant une pression qui contrecarre l'effondrement gravitationnel. L'étoile reste sur la séquence principale jusqu'à ce qu'elle épuise l'hydrogène de son cœur, moment où elle évolue en géante rouge ou en un autre objet de fin de vie.
Les étoiles de la séquence principale servent de chandelles standard et d'indicateurs d'âge en astrophysique, aidant les astronomes à mesurer les distances et à comprendre l'évolution stellaire dans les galaxies.
Le Soleil est sur la séquence principale depuis environ 4,6 milliards d'années et y restera encore environ 5 milliards d'années avant de devenir une géante rouge.
