Secuencia principal
Etapa larga y estable en la que una estrella fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. Es la fase en la que pasa casi toda su vida.
Una estrella entra en la secuencia principal cuando su núcleo alcanza la temperatura y la densidad necesarias para fusionar hidrógeno en helio de manera sostenida. La energía liberada empuja hacia fuera y compensa el peso de las capas superiores: el astro queda en equilibrio y mantiene un tamaño y un brillo casi constantes durante muchísimo tiempo. Por eso es, con diferencia, la etapa más larga de una vida estelar, y por eso alrededor del 90 % de las estrellas del universo se encuentran ahora mismo en ella.
Lo que decide su duración es la masa. Las estrellas muy masivas gastan su combustible a un ritmo desaforado y solo aguantan unos pocos millones de años; las de poca masa lo administran con tal tacañería que seguirán ahí cientos de miles de millones de años, y las enanas rojas más pequeñas, billones: mucho más de lo que el universo lleva existiendo. El Sol, con unos 4 600 millones de años a sus espaldas, seguirá en la secuencia principal unos 5 000 millones de años más.
En el diagrama de Hertzsprung-Russell, la secuencia principal se dibuja como una franja diagonal que cruza el gráfico: las estrellas azules, calientes y luminosas arriba a la izquierda; las rojas, frías y débiles abajo a la derecha. Nuestro Sol ocupa una posición discreta en el centro de esa franja.
Explicado para peques
Es la etapa tranquila en la que una estrella quema hidrógeno, como está haciendo ahora el Sol.