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Uma região quase vertical do diagrama de Hertzsprung-Russell, conhecida como a [[faixa de instabilidade]], é ocupada por [[estrela variável|estrelas variáveis]] pulsantes como as [[Cefeida]]s. A faixa cruza a parte superior da sequência principal na região das estrelas de classes A e F, que têm massas entre 1 e 2 ''M''<sub>☉</sub>, dando origem às chamadas [[variável Delta Scuti|variáveis Delta Scuti]]. Estrelas da sequência principal nessa região apresentam variações de brilho muito pequenas, que são difíceis de detectar.<ref name=green04/> Outras estrelas variáveis da sequência principal, como as [[variável Beta Cephei|variáveis Beta Cephei]], não estão relacionadas à faixa de instabilidade.
== Duração ==
[[File:Isochrone ZAMS Z2pct.png|upright=1.0|thumb|Gráfico mostrando a relação massa-luminosidade para estrelas da sequência principal de idade zero (massa e luminosidade relativas aos valores atuais do Sol)]]
A quantidade total de energia que uma estrela pode gerar pela fusão de hidrogênio é limitada pela quantidade de hidrogênio disponível no núcleo. Para uma estrela em equilíbrio, a energia gerada no núcleo precisa igualar a energia irradiada pela superfície. Como a luminosidade é a quantidade de energia irradiada por unidade de tempo, a duração da sequência principal pode ser estimada, de forma aproximada, dividindo a energia total produzida pela luminosidade da estrela.<ref name=rit_ms/>
Estrelas da sequência principal seguem, aproximadamente, uma [[relação massa-luminosidade]] empírica.<ref name=lecchini07/> A luminosidade (''L'') de uma estrela da sequência principal está correlacionada com sua massa (''M'') pela seguinte [[lei de potência]], válida para estrelas na faixa de 0,1–50 ''M''<sub>☉</sub>:<ref name=rolfs_rodney88/>
:<math>\begin{matrix}L\ \propto\ M^{3,5}\end{matrix}</math>
A quantidade de hidrogênio disponível para fusão nuclear é proporcional à massa da estrela. Assim, o tempo de vida de uma estrela na sequência principal (<math>\tau_{\rm MS}</math>) pode ser estimado a partir da duração da sequência principal para o Sol, que é de aproximadamente 10 bilhões de nos.<ref name=apj418>{{cite journal | last=Sackmann | first=I.-Juliana |author2=Boothroyd, Arnold I. |author3=Kraemer, Kathleen E. | title=Our Sun. III. Present and Future | journal=Astrophysical Journal |date=novembro de 1993 | volume=418 | pages=457–468 | doi=10.1086/173407 | bibcode=1993ApJ...418..457S}}</ref> Consequentemente:<ref name=hansen_kawaler94>{{cite book | first=Carl J. | last=Hansen |author2=Kawaler, Steven D. | date=1994 | title=Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution | page=28 | publisher=Birkhäuser | isbn=0-387-94138-X }}</ref>
:<math>\begin{matrix} \tau_{\rm MS}\ \approx \ 10^{10} \text{anos} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right] \cdot \left[ \frac{L_{\bigodot}}{L} \right]\ =\ 10^{10} \text{anos} \cdot \left[ \frac{M}{M_{\bigodot}} \right]^{-2,5} \end{matrix}</math>
Embora estrelas mais massivas tenham mais combustível para queimar e poderia se esperar intuitivamente que elas duram mais tempo, elas têm um tempo de vida muito menor porque o aumento de luminosidade é exponencialmente maior que o aumento de massa. Isso é necessário pelas equações de estado estelares; para uma estrela massiva se manter em equilíbrio, a pressão de radiação para fora devido à fusão no núcleo deve aumentar para igualar a pressão gravitacional para dentro gigantesca do envelope estelar. Assim, as estrelas mais massivas ficam na sequência principal por apenas alguns milhões de anos, enquanto estrelas com menos de um décimo da massa solar devem durar por trilhões de anos.<ref name=apj482>{{cite journal | last=Laughlin | first=Gregory |author2=Bodenheimer, Peter |author3=Adams, Fred C. | title=The End of the Main Sequence | journal=The Astrophysical Journal | date=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432 | doi= 10.1086/304125 | bibcode=1997ApJ...482..420L}}</ref>
A relação massa-luminosidade exata depende da eficiência do transporte de energia do núcleo até a superfície. Uma maior [[opacidade]] tem um efeito insulante que retém mais energia no núcleo, então a estrela não precisa produzir tenta energia para permanecer em equilíbrio hidrostático. Já uma opacidade menor faz a energia escapar com mais facilidade e a estrela precisa fundir mais rápido para se manter em equilíbrio.<ref name=imamura07>{{cite web | last=Imamura | first=James N. | date=1995-02-07 | url=http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html | title=Mass-Luminosity Relationship | publisher=University of Oregon | accessdate=2007-01-08 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20061214065335/http://zebu.uoregon.edu/~imamura/208/feb6/mass.html| archivedate = 14 de dezembro de 2006}}</ref> No entanto, uma opacidade suficientemente alta pode resultar em transporte de energia por convecção, alterando as condições necessárias para manter o equilíbrio.<ref name="clayton83" />
Em estrelas da sequência principal de alta massa, a opacidade é determinada pelo [[espalhamento]] de elétrons, que se mantém praticamente constante com o aumento de temperatura. Assim, a luminosidade aumenta proporcionalmente apenas ao cubo da massa estelar.<ref name="prialnik00"/> Para estrelas com menos de 10 ''M''<sub>☉</sub>, a opacidade é dependente da temperatura, resultando na luminosidade variando de forma proporcional à massa elevada à quarta potência.<ref name=rolfs_rodney88>{{cite book | first=Claus E. | last=Rolfs |author2=Rodney, William S. | date=1988 | title=Cauldrons in the Cosmos: Nuclear Astrophysics | publisher=University of Chicago Press | isbn=0-226-72457-3 }}</ref> Para estrelas de massa muito baixa, moléculas na atmosfera também contribuem para o aumento da opacidade. Abaixo de cerca de 0,5 ''M''<sub>☉</sub>, a luminosidade da estrela é proporcional à massa elevada à potência 2,3, produzindo uma diminuição da [[declive|declividade]] da relação massa-luminosidade. Contudo, mesmo esses refinamentos são apenas aproximações, e a relação massa-luminosidade pode variar também dependendo da composição de cada estrela.<ref name=science295_5552/>
Em estrelas com pelo menos 0,5 ''M''<sub>☉</sub>, após o fim da sequência principal e o começo da fase de [[gigante vermelha]], o núcleo eventualmente atinge as condições para fundir hélio pelo [[processo triplo-alfa]]. A produção de energia pela fusão de hélio, por unidade de massa, é de apenas um décimo da produção de energia pela queima de hidrogênio, e uma estrela que funde hélio é muito mais luminosa do que na sequência principal.<ref name="prialnik00"/> Esses fatores resultam em uma duração muito curta para a fase de queima de hélio, em comparação com a duração da sequência principal. Por exemplo, o Sol vai passar cerca de 130 milhões de anos fundindo hélio, mas 12 bilhões de anos fundindo hidrogênio.<ref name=mnras386_1/> Assim, cerca de 90% das estrelas com mais de 0,5 ''M''<sub>☉</sub> vão estar na sequência principal.<ref name=arnett96/>
== O termo "anã" ==
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<ref name=green04>{{citar livro|primeiro =S. F. |último =Green |autor2 =Jones, Mark Henry |autor3 =Burnell, S. Jocelyn |data=2004 |título=An Introduction to the Sun and Stars |publicado=Cambridge University Press | isbn=0-521-54622-2 }}</ref>
<ref name=rit_ms>{{cite web | last=Richmond | first=Michael W. | date=2004-11-10 | url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/star_age/star_age.html | title=Stellar evolution on the main sequence | publisher=Rochester Institute of Technology | accessdate=2007-12-03 }}</ref>
<ref name=lecchini07>For a detailed historical reconstruction of the theoretical derivation of this relationship by Eddington in 1924, see: {{cite book | first=Stefano | last=Lecchini | date=2007 | title=How Dwarfs Became Giants. The Discovery of the Mass-Luminosity Relation | publisher=Bern Studies in the History and Philosophy of Science | isbn=3-9522882-6-8| id= }}</ref>
<ref name="prialnik00">{{cite book | first=Dina | last=Prialnik | date=2000 | title=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | publisher=Cambridge University Press | isbn=0-521-65937-X }}</ref>
<ref name=mnras386_1>{{cite journal |author1=Schröder, K.-P. |author2=Connon Smith, Robert | title=Distant future of the Sun and Earth revisited | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date=maio de 2008 | volume=386 | issue=1 | pages=155–163 | bibcode=2008MNRAS.386..155S | doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |arxiv = 0801.4031 }}</ref>
<ref name=arnett96>{{cite book | first=David | last=Arnett | date=1996 | title=Supernovae and Nucleosynthesis: An Investigation of the History of Matter, from the Big Bang to the Present | publisher=Princeton University Press | isbn=0-691-01147-8 }}</ref>
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