Co to jest sekwencja główna gwiazd?
Sekwencja główna (ang. main sequence) to dominująca gałąź na diagramie Hertzsprunga-Russella, na której skupiają się gwiazdy w fazie stabilnego spalania wodoru w hel w swoich jądrach. Ok. 90% wszystkich gwiazd – w tym Słońce – należy do sekwencji głównej. Gwiazdy na sekwencji głównej klasyfikuje się spektralnie od O (najgorętsze, niebieskie) do M (najchłodniejsze, czerwone).
Gwiazda trafia na sekwencję główną, gdy ciśnienie termojądrowe w jądrze równoważy grawitację – to moment Zero Age Main Sequence (ZAMS). Czas spędzony na sekwencji głównej zależy od masy gwiazdy odwrotnie proporcjonalnie do ok. trzeciej potęgi: Słońce (1 masa słoneczna) spędzi tu ok. 10 miliardów lat, gwiazda 10 mas Słońca – ok. 30 milionów lat, gwiazda 0,1 masy Słońca – biliony lat. Im masywniejsza gwiazda, tym wyżej i na lewo leży na sekwencji, tym gorętsza i jaśniejsza, ale krótszej żyje. Gwiazda schodzi z sekwencji głównej po wyczerpaniu wodoru w jądrze – potem staje się czerwonym olbrzymem lub supergigant.
Sekwencja główna jest fundamentalnym pojęciem astrofizyki gwiazd. Masa gwiazdy na ZAMS determinuje całą jej dalszą ewolucję: gwiazdy poniżej 0,08 masy Słońca nie inicjują fuzji wodoru i stają się brązowymi karłami; gwiazdy 0,08-8 mas Słońca kończą jako białe karły; powyżej 8 mas Słońca – jako gwiazdy neutronowe lub czarne dziury po wybuchu supernowej. Diagram H-R jest najważniejszym narzędziem diagnostycznym ewolucji gwiazd i wyznaczania wieku gromad gwiazdowych.