bélyegkép|342x342px|A Hertzsprung–Russell-diagram egy csillag fényességét (vagy abszolút fényességét) ábrázolja a színindexével (B-V) szemben. A fősorozat egy markáns átlós sávként látható, amely a bal felső sávtól a jobb alsó sávig tart. A csillagászatban a fősorozat a csillagok folyamatos és jellegzetes sávja, amely a csillagok színének és fényességének függvényében ábrázolt ábrákon jelenik meg. Ezeket a szín-nagyság ábrákat Hertzsprung–Russell-diagramoknak nevezik, társfejlesztőik, Ejnar Hertzsprung és Henry Norris Russell után. Az ezen a sávon található csillagokat fősorozatbeli csillagoknak vagy törpecsillagoknak nevezik. Ezek a világegyetemben a legnagyobb számban jelenlévő valódi csillagok, és ide tartozik a Nap is.
A csillag a kondenzáció és a gyulladás után a sűrű magterületén a hidrogén héliummá történő magfúziója révén termikus energiát termel. A csillag életének ebben a szakaszában a fősorozatban helyezkedik el, egy olyan pozícióban, amelyet elsősorban a tömege határoz meg, de a kémiai összetétele és a kora alapján is meghatározható. A fősorozatú csillagok magja hidrosztatikus egyensúlyban van, ahol a forró magból kifelé irányuló termikus nyomást ellensúlyozza a felette lévő rétegek gravitációs összeomlásából származó befelé irányuló nyomás. Az energiatermelés sebességének a hőmérséklettől és a nyomástól való erős függése segít fenntartani ezt az egyensúlyt. A magban keletkező energia eljut a felszínre, és a fotoszférában kisugárzik. Az energiát sugárzás vagy konvekció szállítja, az utóbbi a meredekebb hőmérsékleti gradiensű, nagyobb opacitású vagy mindkettővel rendelkező régiókban fordul elő.
A fősorozatot néha felső és alsó részekre osztják, aszerint, hogy a csillag milyen domináns folyamatot használ az energiatermeléshez. A Nap, valamint a Nap tömegének másfélszerese (1,5 M☉) alatti fősorozatú csillagok elsősorban hidrogénatomokat olvasztanak össze egy sorozatos lépésekben héliummá, a proton-proton lánc során. E tömeg felett, a felső fősorozatban a magfúziós folyamat elsősorban szén-, nitrogén- és oxigénatomokat használ fel közvetítőként a CNO-ciklusban, amely hidrogénatomokból héliumot állít elő. A két naptömegnél nagyobb tömegű fősorozatú csillagok magterületén konvekció megy végbe, amely felkavarja az újonnan keletkező héliumot, és fenntartja a fúzióhoz szükséges üzemanyag arányát. E tömeg alatt a csillagok magja teljesen sugárzó, a felszínhez közeli konvektív zónákkal. A csillagtömeg csökkenésével a csillag konvektív burkot alkotó részaránya folyamatosan növekszik. A 0,4 M☉ alatti fősorozatú csillagok teljes tömegükben konvekciót folytatnak. Ha a magkonvekció nem következik be, egy héliumban gazdag mag alakul ki, amelyet egy külső hidrogénréteg vesz körül.
Minél nagyobb tömegű egy csillag, annál rövidebb az élettartama a fősorozaton. Miután a magban lévő hidrogén elfogyott, a csillag a HR-diagramon a fősorozattól távolodva szuperóriássá, vörös óriássá vagy közvetlenül fehér törpévé fejlődik.
Kialakulás és fejlődés bélyegkép|280x280px|A csillagkeletkezés számítógépes szimulációja a MACS1149-JD1 (eso1815c) galaxisban. Amikor egy protocsillag a helyi csillagközi közegben lévő óriási molekuláris gáz- és porfelhő összeomlásából keletkezik, a kezdeti összetétel végig homogén, és tömegét tekintve körülbelül 70%-ban hidrogénből, 28%-ban héliumból és nyomokban más elemekből áll. A csillag kezdeti tömege a felhőben uralkodó helyi körülményektől függ. (Az újonnan keletkezett csillagok tömegeloszlását empirikusan a kezdeti tömegfüggvény írja le.). A kezdeti összeomlás során ez a főáramlás előtti csillag gravitációs összehúzódás révén energiát termel. Amint a csillagok kellően sűrűek, elkezdik a hidrogént héliummá alakítani, és exoterm magfúziós folyamat révén energiát adnak le.
Amikor a hidrogén magfúziója válik a domináns energiatermelési folyamattá, és a gravitációs összehúzódásból nyert többletenergia elveszett, a csillag a Hertzsprung-Russell-diagram (vagy HR-diagram) egy görbéje mentén helyezkedik el, amelyet standard fősorozatnak nevezünk. A csillagászok ezt a szakaszt néha "zéró korú fősorozatnak", vagy ZAMS-nek nevezik. A ZAMS-görbe kiszámítható a csillagok tulajdonságainak számítógépes modelljeivel azon a ponton, amikor a csillagok elkezdik a hidrogénfúziót. Ettől a ponttól kezdve a csillagok fényessége és felszíni hőmérséklete jellemzően növekszik a korral.
Egy csillag a kezdeti pozíciója közelében marad a fősorozaton, amíg a magban lévő hidrogén jelentős része el nem fogy, majd elkezd fényesebb csillaggá fejlődni. (A HR-diagramon a fejlődő csillag a fősorozattól jobbra és feljebb halad). A fősorozat tehát a csillag életének elsődleges hidrogénégető szakaszát jelenti.
Tulajdonságok bélyegkép|315x315px|Ezek a látványos panorámaképek a Carina-köd (balra), a Sas-köd (középen) és az IC 2944 (jobbra) egyes részeit mutatják.Ezek mind olyan csillagkeletkezési régiók, amelyek sok forró fiatal csillagot tartalmaznak, köztük számos fényes O színképtípusú csillagot. A tipikus HR-diagramon a csillagok többsége a fő-sorozat görbéje mentén helyezkedik el. Ez a vonal azért hangsúlyos, mert mind a spektrális típus, mind a fényesség csak a csillag tömegétől függ, legalábbis nulladik rendű közelítéssel, amíg a csillag magjában hidrogént fuzionál - és szinte minden csillag ezzel tölti "aktív" élete nagy részét.
A csillag hőmérséklete határozza meg a spektrális típusát a fotoszférában lévő plazma fizikai tulajdonságaira gyakorolt hatásán keresztül. A csillag hullámhossz függvényében történő energia-kibocsátását a hőmérséklet és az összetétel egyaránt befolyásolja. Ennek az energiaeloszlásnak egyik legfontosabb mutatója a B - V színindex, amely szűrők segítségével méri a csillag magnitúdóját kék (B) és zöld-sárga (V) fényben. Ez a magnitúdókülönbség a csillag hőmérsékletének mértékét adja meg.
Törpe terminológia bélyegkép|380x380px|A fősorozatú csillagok összehasonlítása egyes spektrális osztályokban. A fősorozatú csillagokat törpecsillagoknak is nevezik, de ez a terminológia részben történelmi eredetű, és kissé zavaró lehet. A hűvösebb csillagok esetében az olyan törpék, mint a vörös törpék, a narancssárga törpék és a sárga törpék valóban sokkal kisebbek és halványabbak, mint az ilyen színű csillagok. A forróbb kék és fehér csillagok esetében azonban a méret- és fényességkülönbség a fősorozatban lévő úgynevezett „törpe” csillagok és a fősorozatban nem lévő úgynevezett „óriás” csillagok között egyre kisebb. A legforróbb csillagok esetében a különbség közvetlenül nem megfigyelhető, és e csillagok esetében a „törpe” és „óriás” kifejezések a színképvonalakban mutatkozó különbségekre utalnak, amelyek jelzik, hogy a csillag a fősorozaton belül vagy kívül van-e. Ennek ellenére a nagyon forró fősorozatú csillagokat néha még mindig törpéknek nevezik, annak ellenére, hogy méretük és fényességük nagyjából megegyezik az ilyen hőmérsékletű „óriás” csillagokéval. A kék törpe a vörös törpék életének egy kései, ma még nem létező szakasza, így nem tévesztendő össze a B vagy O színképtípusú fősorozatbeli csillagokkal.
A „törpe” általános használata a fősorozatra más szempontból is zavaró, mert vannak olyan törpecsillagok, amelyek nem fősorozatú csillagok. A fehér törpe például a halott mag, amely megmaradt, miután egy csillag levetette a külső rétegeit, és sokkal kisebb, mint egy fősorozatú csillag, nagyjából akkora, mint a Föld. Ezek jelentik sok fősorozatú csillag végső fejlődési szakaszát.
Paraméterek Ha a csillagot egy idealizált, fekete testnek nevezett energiasugárzónak tekintjük, akkor az L fényerősség és az R sugár a Stefan-Boltzmann-törvény segítségével kapcsolatba hozható a Teff effektív hőmérséklettel:
Egy csillag tömege, sugara és fényessége szorosan összefügg egymással, és ezek értékei három összefüggéssel közelíthetők. Az első a Stefan-Boltzmann-törvény, amely a fényerősséget L, a sugarat R és a felszíni hőmérsékletet Teff kapcsolja össze. A második a tömeg-fényesség összefüggés, amely a fényerősséget L és a tömeget M kapcsolja össze. Végül az M és R közötti kapcsolat közel lineáris. Az M és az R aránya az M 2,5 nagyságrendje felett mindössze háromszorosára nő. Ez az összefüggés nagyjából arányos a csillag belső hőmérsékletével TI, és rendkívül lassú növekedése azt tükrözi, hogy a magban az energiatermelés sebessége erősen függ ettől a hőmérséklettől, míg a tömeg-fényesség összefüggéshez kell illeszkednie. Így a túl magas vagy túl alacsony hőmérséklet csillagászati instabilitást eredményez.
Minta paraméterek Az alábbi táblázat a fősorozat mentén elhelyezkedő csillagok tipikus értékeit mutatja. A fényerősség (L), a sugár (R) és a tömeg (M) értékei a Naphoz – egy G2 V színképtípusú csillaghoz – vannak viszonyítva. A csillagok tényleges értékei akár 20-30%-kal is eltérhetnek az alább felsorolt értékektől. + A fősorozatú csillagok paramétereinek táblázata Csillagosztály Sugár (R☉) Tömeg (M☉) Fényesség (L☉) Hőmérséklet (K) Példák O2 12 100 BI 253 O6 9,8 35 Theta Orionis C B0 7,4 18 Phi Orionis B5 3,8 6,5 Pi Andromedae A A0 2,5 3,2 Alphekka (Alpha Coronae Borealis) A5 1,7 2,1 Beta Pictoris F0 1,3 1,7 Porrima (Gamma Virginis) F5 1,2 1,3 Eta Arietis G0 1,05 1,10 Beta Comae Berenices G2 1,00 1,00 Nap G5 0,93 0,93 Alpha Mensae K0 0,85 0,78 70 Ophiuchi A K5 0,74 0,69 61 Cygni A M0 0,51 0,60 Lacaille 8760 M5 0,18 0,15 EZ Aquarii A M8 0,11 0,08 VB 10 L1 0,09 0,07 2MASS J0523−1403
Energiatermelés Minden fősorozatú csillagnak van egy magvidéke, ahol az energia magfúzióval keletkezik. Ennek a magnak a hőmérséklete és sűrűsége olyan szinten van, amely szükséges a csillag fennmaradó részének fenntartásához szükséges energiatermeléshez. Az energiatermelés csökkenése azt eredményezné, hogy a fedőtömeg összenyomná a magot, ami a magasabb hőmérséklet és nyomás miatt a fúziós sebesség növekedését eredményezné. Hasonlóképpen, az energiatermelés növekedése a csillag tágulását okozná, csökkentve a magban lévő nyomást. Így a csillag egy hidrosztatikus egyensúlyban lévő önszabályozó rendszert alkot, amely a fősorozat élettartama alatt stabil.
A fősorozatú csillagok kétféle hidrogénfúziós folyamatot alkalmaznak, és az egyes típusok energiatermelésének mértéke a magterület hőmérsékletétől függ. A csillagászok a fősorozatot felső és alsó részre osztják aszerint, hogy a kettő közül melyik a domináns fúziós folyamat. Az alsó fősorozatban az energia elsősorban a proton-proton lánc eredményeként keletkezik, amely a hidrogént egy sor lépésben közvetlenül fuzionálja össze héliummá. A felső fősorozatban lévő csillagok magjának hőmérséklete kellően magas ahhoz, hogy hatékonyan használják a CNO-ciklust. Ez a folyamat szén-, nitrogén- és oxigénatomokat használ közvetítőként a hidrogén héliummá fúziójának folyamatában.
A csillagmag 18 millió kelvin hőmérsékletén a PP-folyamat és a CNO-ciklus egyformán hatékony, és mindkét típus a csillag nettó fényerejének felét termeli. Mivel ez egy körülbelül 1,5 M☉ tömegű csillag maghőmérséklete, a felső fősorozatot az e tömeg feletti csillagok alkotják. Így nagyjából az F vagy hidegebb színképosztályú csillagok az alsó fősorozatba tartoznak, míg az A típusú vagy annál forróbb csillagok a felső fősorozat csillagai. A primerenergia-termelésben az egyik formából a másikba való átmenet egy naptömegnél kisebb tartománykülönbségre terjed ki. Az egy naptömegű Napban, az energiának mindössze 1,5%-át állítja elő a CNO-ciklus. Ezzel szemben az 1,8 M☉ vagy annál nagyobb tömegű csillagok szinte teljes energiatermelésüket a CNO-cikluson keresztül állítják elő.