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Secuencia principal

Una vez la protoestrella alcanza la presión y temperatura suficiente, se inician en su centro las reacciones de fusión nuclear que  convierten hidrogeno en helio dando como resultado, además, una gran producción de energía. El calor generado ocasiona el llamado equilibro hidrostático, en donde la gravedad que tiende a colapsar el material se compensa con la presión que tiende  a expandirlo. Es en este instante en que la estrella nace y se ubica en la secuencia principal, sitio en donde permanecerá la mayor parte de  su vida.

El tiempo que la estrella permanece en la secuencia principal depende de la cantidad de hidrógeno que se posea para fusionarlo en helio (para el sol se  calcula que esto llevará alrededor de 10 mil millones de años). De esta manera, la  masa es crítica para determinar la duración de la vida de la estrella; las estrellas de gran masa, por ejemplo, tienen un tiempo en la secuencia principal mas corto debido a que requieren de la producción de mayor cantidad de energía para alcanzar el equilibrio hidrostático y por este motivo el consumo de hidrogeno es muy alto.

El punto de entrada de la estrella a la secuencia principal se ha denominado edad cero. Durante su estancia en la secuencia principal sufre cambios en su luminosidad, temperatura y tamaño. Estos se deben a la depleción continua de hidrógeno usado para la producción de energía. Como estas reacciones se llevan a cabo en el núcleo este disminuye de tamaño y se contrae, esta contracción a su vez aumenta la temperatura y la rapidez con la cual se fusiona el hidrogeno. Como resultado, las capas externas se expanden y se hacen mas luminosas. Por ejemplo el sol es ahora 40% mas luminoso, tiene un radio 6% mayor y su temperatura superficial a aumentado en 300 K.

Con el agotamiento del hidrogeno en el núcleo estelar la estrella comienza a sufrir cambios en la forma de producción de energía, tamaño, luminosidad y temperatura que hacen que la estrella salga de su estado estable de la secuencia principal.

Las reacciones termonucleares sin embargo no desaparecen y continúan en el limite entre el núcleo y las capas externas (Shell hydrogen burning). Paradójicamente una vez el hidrógeno del núcleo se agota la temperatura de la estrella aumenta, este fenómeno se presenta por que el núcleo al enfriarse comienza a colapsar por el peso de las capas externas. La contracción del núcleo genera calor que la estrella irradia y este calor estimula aun más las reacciones en el Shell hydrogen burning y hace que se extiendan hacia la materia mas exterior; el helio producido por estas reacciones cae hacia el núcleo aumentando su masa y acelerando el colapso y la producción de calor. Después de miles de años el núcleo se ha reducido hasta un tercio de su tamaño original y su temperatura se ha elevado millones de grados. Como consecuencia la luminosidad y el tamaño de la estrella aumentan y su temperatura disminuye convirtiéndose en gigante roja. 

Durante el estado de gigante roja la Shell hydrogen burning rodeará un núcleo pequeño de helio, un poco mas grande que la tierra en el caso del sol. El aumento de masa del núcleo de helio llevará a un aumento de presión y temperatura tal, que se inician las reacciones de fisión del helio: Primero dos núcleos de helio se unen para formar un isótopo de berilio, como este es muy inestable a la presión del núcleo estelar, se rompe formando un isótopo de carbón estable, en este proceso se libera un fotón gamma, finalmente alguno de los isótopos de carbón puede fusionarse con núcleos de helio para formar un isótopo estable de oxígeno

La producción de energía de este proceso llamado triple alfa establece de nuevo un equilibrio térmico y detiene el colapso del núcleo estelar.

La forma en que la estrella comienza a quemar su helio depende de la masa de la estrella: en estrellas de 2 a 3 masas solares este inicio es gradual; por el contrario, en estrellas con masas bajas su inicio es explosivo en lo que se conoce como Flash de helio; el flash de helio se debe principalmente a que los núcleos de estrellas de baja masa para alcanzar la presión suficiente para iniciar la combustión de helio tienen que llegar a un nivel de colapso extremo que toman una característica llamada degeneración, una vez que la combustión comienza la liberación de energía es súbita. A diferencia de lo que se podría creer el flash de helio no es observable debido a que esta energía es absorbida primero por el núcleo que se expande terminado el estado degenerado del helio y segundo la energía restante es absorbida por las capas externas de la estrella. 

La evolución estelar produce dos tipos de poblaciones de estrellas. En un grupo están aquellas muy jóvenes y ricas en metales (elementos diferentes al hidrógeno y helio) estas estrellas son llamadas de Población I. De otro lado se encuentran estrellas viejas (como las de los cúmulos globulares) que solo muestran escasas líneas de elementos pesados y son llamadas Población II. Las estrellas de población II son mucho mas antiguas que las de Población I debido a que en el momento en que se formaron los materiales mas abundantes eran H y He, las de Población I pudieron involucrar en su composición elementos mas pesados formados por estrellas desaparecidas (son estrellas de segunda generación). Estas poblaciones fueron descritas por Walter Baade .

Se describe finalmente la población estelar tipo III que son estrellas masivas muy calientes que radian en el ultravioleta, esta población se cree que constituya las estrellas mas primitivas después del big bang, Aun no se han observado.