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Em [[astronomia]], a ''' sequência principal''' é uma curva no [[diagrama de Hertzsprung-Russell]], mais exatamente uma [[faixa]], onde a maior parte das [[estrela]]s estão localizadas. Estrelas localizadas nesta faixa são chamadas de '''estrelas de sequência principal'''. As mais frias são chamadas de [[anã vermelha|anãs vermelhas]].
Estrelas na sequência principal são aquelas que estão gerando [[luz]] e [[calor]] da ''queima'' de [[hidrogênio]] em [[hélio]] através de [[fusão nuclear]] em seu núcleo. O [[Sol]], juntamente com a maior parte das estrelas visíveis a olho nu, está na sequência principal.
Um estrela entra na sequência principal, saindo da fase de [[proto-estrela]], assim que a temperatura de seu núcleo atinge um valor suficiente para iniciar a fusão de hidrogênio em hélio e permanecerá nela até que esta fase se esgote e passe para a fase de [[subgigante]] ou [[gigante vermelha|gigantes vermelhas]].
A temperatura de uma estrela determina seu tipo espectral através das propriedades físicas do [[plasma]] na sua [[fotosfera]]. A temperatura também está diretamente relacionada à cor da estrela, de acordo com a [[lei de Planck]]. A emissão de energia de uma estrela em função do [[comprimento de onda]] é influenciada por sua temperatura e composição. Um indicador frequentemente usado dessa distribuição de energia é o [[índice de cor]], ''B'' − ''V'', que mede a diferença na [[magnitude aparente]] da estrela em um filtro azul (''B'') e em um filtro de [[luz visível]] (''V''). Esse valor, frequentemente corrigido de [[extinção (astronomia)|avermelhamento interestelar]], é uma medida da temperatura da estrela.<ref name=csiro>{{citar web|titulo=The Colour of Stars|data=21 de dezembro de 2004|obra=Australia Telescope, Outreach and Education|publicado=Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation|url=http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|acessodata=6 de setembro de 2018}}</ref>
[[FileImagem:Morgan-Keenan spectral classification.svg|thumb|upright=1.2|Comparação de tamanho entre estrelas da sequência principal de diferentes tipos]]
Os parâmetros físicos de estrelas da sequência principal, como massa, raio e luminosidade, estão fortemente correlacionados e seus valores podem ser aproximados por várias relações. Considerando uma estrela como um [[corpo negro]], sua [[luminosidade]] ''L'' está relacionada com o raio ''R'' e [[temperatura efetiva]] ''T''<sub>eff</sub> de acordo com a [[lei de Stefan-Boltzmann]]:
A posição de uma estrela na sequência principal é basicamente uma função de sua massa. Quanto mais massiva uma estrela, mais luminosa e mais quente ela é, se encontrando na parte de cima da sequência principal. Isso é representado pela [[relação massa-luminosidade]], uma [[lei de potência]] que relaciona a massa de uma estrela com sua luminosidade, expressa por <math>\begin{matrix}L\ \propto\ M^{n}\end{matrix}</math>. Valores típicos dados para o expoente ''n'' são de aproximadamente 3–4.<ref name=mss_atoe/>
Existe também uma relação entre a massa e o raio para estrelas da sequência principal, que é próxima de linear. De fato, a razão entre a massa e o raio aumenta por um fator de apenas 3 com um aumento da massa em 2,5 [[ordem de magnitude|ordens de magnitude]]. A geração de energia por unidade de massa, ''ε'' = ''L/M'', é proporcional a ''T<sub>I</sub>''<sup>15</sup>, em que ''T<sub>I</sub>'' é a temperatura do núcleo. Isso é apropriado para estrelas pelo menos mais massivas que o Sol, exibindo o [[ciclo CNO]], e fornece uma aproximação melhor para a relação massa-raio, ''R'' ∝ ''M''<sup>0,78</sup>.<ref>{{citecitar web | titletítulo=A course on stars' physical properties, formation and evolution | publisherpublicado=University of St. Andrews | url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/STRUC4.pdf | accessdateacessodata=2010-05-18 }}</ref>
=== Parâmetros típicos ===
:{| class="wikitable" border="1" cellspacing="0" cellpadding="4"
|+ Tabela de parâmetros da sequência principal<ref name=zombeck/>
|-
! [[Classificação estelar|Classe<br>espectral]]
! Raio<br>([[raio solar|''R''<sub>☉</sub>]])
== Estrutura ==
{{Artigo principal|Estrutura estelar}}
[[FileImagem:Star types.svg|upright=1.2|thumb|A estrutura interna (zonas de convecção e radiação) de estrelas com menos de 0,5 ''M''<sub>☉</sub>, de massa solar, e de mais de 1,5 ''M''<sub>☉</sub>]]
Como existe uma diferença de temperatura entre o núcleo e a superfície, ou [[fotosfera]], a energia produzida no núcleo é transportada para o exterior. Os dois modos de transportar essa energia são [[radiação]] e [[convecção]]. Uma [[zona de radiação]], onde a energia é transportada por radiação, é estável contra convecção e tem pouca mistura do plasma. Na [[zona de convecção]] a energia é transportada pelo movimento do plasma, com material mais quente subindo e material mais frio descendo. Convecção é o mecanismo mais eficiente de transportar energia, mas só ocorre em condições que geram um alto [[gradiente de temperatura]].<ref name=brainerd/><ref name=aller91/>
== Variações de cor e luminosidade ==
[[FileImagem:Sun920607.jpg|thumb|upright=1.0|O Sol é o exemplo mais familiar de uma estrela da sequência principal]]
Conforme o hélio inerte é acumulado no núcleo de uma estrela da sequência principal, a redução na abundância de hidrogênio por unidade de massa resulta em uma diminuição gradual da taxa de fusão. Como é a energia fornecida pela fusão que sustenta as camadas superiores da estrela, o núcleo é comprimido, produzindo temperaturas e pressões maiores. Isso aumenta a taxa de fusão assim alterando o equilíbrio para um núcleo menor, mais denso e mais quente que produz mais energia, o que é compensado por uma expansão das camadas externas da estrela. Assim, conforme uma estrela evolui pela sequência principal ela gradualmente aumenta de raio e luminosidade.<ref name="clayton83"/> Por exemplo, a luminosidade do Sol inicial era de apenas 70% de sua luminosidade atual.<ref name=sp74/> Conforme a estrela evolui pela sequência principal, o aumento de luminosidade gera uma mudança em sua posição no diagrama de Hertzsprung-Russell. Por causa disso, a sequência principal não é uma simples linha no diagrama, aparecendo com uma certa espessura, porque estrelas são observadas em estágios aleatórios de seus vidas.<ref name=padmanabhan01/>
{{Referências|refs=
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