séquence principale

En astronomie, la séquence principale est une bande continue et bien distincte d'étoiles qui apparaissent sur des diagrammes où l'abscisse est l'indice de couleur B-V et l'ordonnée la luminosité ou, en sens inverse, la magnitude absolue des étoiles. Ces diagrammes couleur-luminosité sont connus sous le nom de « diagrammes de Hertzsprung-Russell », d'après leur co-inventeurs Ejnar Hertzsprung et Henry Norris Russell. Les étoiles figurant dans cette bande sont connues sous le nom d’étoiles de la série principale, ou « étoiles naines ». Ainsi, environ 90 % des étoiles observées au-dessus de 0,5 M☉ sont sur la séquence principale[réf. nécessaire]. La séquence principale est aussi le stade principal de l'évolution d'une étoile. C'est pendant cette période que ses caractéristiques correspondent à celles de la du diagramme Hertzsprung-Russell et qu'elle s'y trouve effectivement représentée. La proportion élevée d'étoiles sur la séquence principale est due au fait que cette séquence correspond à la phase de fusion de l'hydrogène en hélium, laquelle dure la majeure partie de la durée de vie totale de l'étoile (en raison de la prépondérance de l'hydrogène dans la composition initiale et parce que la fusion d'hydrogène en hélium est la plus exoénergétique des réactions de fusion nucléaire).