Головна послідовність — вузька виразна смуга на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яка перетинає діаграму по діагоналі — з лівого верхнього до правого нижнього кута. Зорі цієї смуги називають зорями головної послідовності або карликами. Положення зорі на цій смузі чи поза нею пов'язане з її фізичними властивостями та її еволюційною стадією. Це найчисельніший тип зір у Всесвіті, до якого належить, зокрема, і Сонце.

Після стиснення протозорі й запалювання термоядерних реакцій зоря починає виробляти теплову енергію у своєму щільному ядрі шляхом термоядерного перетворення водню на гелій. На цій стадії свого життя зоря перебуває на головній послідовності, а її положення визначається насамперед масою, але меншою мірою також залежить від хімічного складу й віку. Ядра зір головної послідовності перебувають у стані гідростатичної рівноваги між гравітацією й тиском, а сильна залежність швидкості енерговиділення від температури й тиску допомагає підтримувати цю рівновагу. Енергія, утворена в ядрі, переноситься до поверхні й випромінюється з фотосфери. Передача енергії відбувається або через випромінювання, або через конвекцію.

Головну послідовність умовно поділяють на верхню й нижню частини залежно від переважного механізму вироблення енергії. Сонце, як і решта зір з масою до приблизно , здебільшого синтезує гелій із водню через протон-протонний ланцюжок. Для зір, масивніших за , основним механізмом є вуглецево-азотний цикл, у якому вуглець, азот і кисень виступають каталізаторами перетворення водню на гелій. У зір із масою понад в ядрі відбувається конвекція, яка перемішує новоутворений гелій з навколишнім воднем, постачаючи таким чином в ядро більше пального, необхідного для подальшого термоядерного синтезу. У менш масивних зір перенесення енергії в ядрах відбувається випромінюванням, а конвекційні зони розташовані поблизу поверхні. Зі зменшенням маси зорі частка конвекційної оболонки збільшується. Зорі з масою менше конвективні по всьому об'єму.

Чим масивніша зоря, тим коротший її час життя на головній послідовності. Коли запас водню в ядрі вичерпано, зоря сходить з головної послідовності, перетворюючись на надгігант, червоний гігант або безпосередньо на білий карлик.

Історія На початку XX століття дослідникам стало доступно набагато більше інформації про типи зір та відстані до них. Спектри зір виявляли характерні особливості, що дало змогу їх класифікувати. Енні Джамп Кеннон та Едвард Чарлз Пікерінг з Гарвардської обсерваторії розробили метод класифікації, що став відомий як Гарвардська схема класифікації. Вони опублікували його у виданні «Harvard Annals» 1901 року.

У 1906 році в Потсдамі данський астроном Ейнар Герцшпрунг звернув увагу, що найчервоніші зорі — віднесені до класів K і M у гарвардській схемі — поділяються на дві виразні групи. Ці зорі виявилися або значно яскравішими за Сонце, або значно тьмянішими. Щоб розрізняти ці групи, він запровадив терміни «гіганти» та «карлики». Наступного року він почав досліджувати зоряні скупчення — великі групи зір, розташовані приблизно на однаковій відстані. Для цих об'єктів він опублікував перші діаграми залежності кольору від світності, де проявилася виразна й неперервна послідовність зір, яку він назвав головною послідовністю.

Тим часом Генрі Норріс Расселл проводив схожі дослідження у Принстонському університеті. Він вивчав залежність між спектральним класом зір і їхньою абсолютною зоряною величиною. Для цього він використав набір зір із надійно визначеними паралаксами, спектри багатьох з яких були класифіковані в Гарварді. Коли він побудував графік спектральних класів залежно від абсолютних величин, виявилося, що зорі-карлики укладаються на цьому графіку вздовж певної лінії. Це дозволило з прийнятною точністю передбачати світність зір-карликів.

Серед червоних зір, досліджених Герцшпрунгом, карлики також підлягали відкритій Расселом залежності «спектр — світність». Натомість гіганти були значно яскравіші за карликів і не підпорядковувалися цій залежності. Рассел висунув припущення, що «гіганти мають бути або розрідженими, або мати велику поверхневу яскравість, тоді як для карликів справедливо протилежне». Те ж дослідження показало, що білих тьмяних зір дуже мало.

1933 року Бенгт Стремгрен запровадив термін «Діаграма Герцшпрунга — Рассела» для позначення діаграми «спектральний клас — світність». Ця назва відображала паралельний розвиток цього методу Герцшпрунгом і Расселом на початку XX століття.

У 1930-х роках, із розвитком моделей еволюції зір, було показано, що для зір з однаковим складом саме маса визначає їхню світність і радіус. І навпаки, знаючи хімічний склад зорі та її положення на головній послідовності, можна оцінити її масу й радіус. Це твердження отримало назву теореми Фогта — Рассела, на честь Генріха Фогта та Генрі Норріса Рассела. Згодом виявили, що для зір із неоднорідним складом ця залежність виконується лише частково.

У 1943 році Вільям Вілсон Морган та Філіп Чайлдс Кінан опублікували вдосконалену схему зоряної класифікації. Класифікація Моргана — Кінана приписувала кожній зорі спектральний клас (на основі гарвардської класифікації) і клас світності. Гарвардська схема починалася з позначення літерою сили лінії водню в спектрі ще до того, як встановили зв'язок між спектрами й температурою. Після впорядкування за температурою й усунення повторів спектральні класи зір утворили таку послідовність (від найгарячіших до найхолодніших, тобто від синіх до червоних): O, B, A, F, G, K, M. Класи світності позначали від I до V у порядку зменшення яскравості. Зорі класу світності V відповідали зорям головної послідовності.

Водночас розвивалися уявлення про фізичні властивості зір і їхню еволюцію. Наприкінці XIX століття вважали, що всі зорі випромінюють енергію завдяки гравітаційному стисканню, однак цю гіпотезу відкинули, оскільки вона не могла пояснити, чому Сонце існує вже мільярди років. На початку XX століття Артур Еддінгтон висунув гіпотезу, що зорі випромінюють енергію завдяки перетворенню водню на гелій із втратою маси, а в 1930-х роках відкрили протон-протонний ланцюжок і вуглецево-азотний цикл, за допомогою яких таке перетворення можливе.

Хоча тривалий час вважали, що зорі головної послідовності та гіганти є різними стадіями еволюції, напрям цієї еволюції залишався невизначеним. У 1954 році Елан Сендидж встановив, що зорі стають гігантами після стадії головної послідовності, а не навпаки. Він також показав, що зорі головної послідовності переважно еволюціонують перпендикулярно до неї, а не вздовж. Таким чином, уявлення про головну послідовність наблизилися до сучасних.

Нині розроблено детальні моделі еволюції зір, які враховують багато ефектів, зокрема обертання зорі та втрату нею маси. У таких моделях значну увагу приділяють стадії головної послідовності. Дослідження за допомогою сучасних телескопів, таких як Gaia, надають великі обсяги інформації про зорі, зокрема й про зорі головної послідовності, що дає змогу точно визначати їхні властивості.

Утворення й еволюція

Коли протозоря формується внаслідок колапсу гігантської молекулярної хмари з газу й пилу в міжзоряному середовищі, її початковий склад є однорідним і становить близько 70 % водню (за масою), 28 % гелію та малі кількості інших елементів. Початкова маса окремої зорі залежить від початкових умов у хмарі, а розподіл мас усього ансамблю новоутворених зір описується емпіричною початковою функцією мас. Під час початкового колапсу кожна зоря до головної послідовності отримує енергію завдяки гравітаційному стисненню. Коли густина й температура в ядрі стають достатньо високими, зоря починає перетворювати водень на гелій і виділяти енергію внаслідок екзотермічного процесу термоядерного синтезу.

Коли термоядерний синтез водню стає головним процесом вивільнення енергії, а надлишок енергії, отриманий від гравітаційного стиснення, вичерпується, зоря опиняється на кривій на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, яку називають стандартною головною послідовністю. Астрономи іноді називають цей етап «головною послідовністю нульового віку». Криву головної послідовності нульового віку можна розрахувати за допомогою комп'ютерних моделей внутрішньої будови зір на момент, коли зорі розпочинають синтез водню. Від цього часу яскравість і температура поверхні зір зазвичай зростають із віком.

Зоря залишається поблизу своєї початкової позиції на головній послідовності, доки не буде витрачено значну частину водню в ядрі, після чого світність зорі починає збільшуватись. (На діаграмі Герцшпрунга — Рассела така зоря рухається вгору й праворуч від головної послідовності.) Таким чином, головна послідовність відображає основний (водневий) етап життя зорі.

Класифікація й термінологія

Зорі головної послідовності поділяють на спектральні класи (від найгарячіших до найхолодніших) O, B, A, F, G, K, M. Зорі головної послідовності спектрального класу M також відомі як червоні карлики. (Іноді до червоних карликів також включають спектральний клас K або навіть ще гарячіші зорі.) Зорі спектрального класу O і найгарячіші зорі класу B іноді поєднують в OB-зорі.

Зорі головної послідовності називають «карликами», однак ця термінологія має історичне походження й може бути неоднозначною. Для холодніших зір — таких, як червоні, помаранчеві та жовті карлики — це справді менші й тьмяніші зорі, ніж інші зорі того ж кольору. Проте для гарячіших блакитних і білих зір різниця у розмірі та світності між так званими «карликами» на головній послідовності та «гігантами», що не належать до неї, стає меншою. Для найгарячіших зір ця різниця взагалі не спостерігається безпосередньо, і терміни «карлик» та «гігант» у таких випадках застосовують для позначення відмінностей у спектральних лініях, які вказують, чи належить зоря до головної послідовності. Втім, навіть дуже гарячі зорі головної послідовності іноді називають карликами, хоча вони приблизно такі самі за розміром і яскравістю, як «гіганти» тієї ж температури. Звичне використання терміна «карлик» для позначення головної послідовності заплутує ще й тому, що існують карликові зорі, які не належать до головної послідовності. Наприклад, білий карлик — це мертве ядро зорі, що залишилося після скидання її зовнішніх оболонок, і він набагато менший за зорю головної послідовності (має розмір приблизно з Землю). Такі об'єкти становлять заключний етап еволюції багатьох зір головної послідовності.

Параметри Більшість зір на діаграмі Герцшпрунга — Рассела лежать уздовж головної послідовності. Ця лінія так добре помітна, оскільки і спектральний клас, і світність у першому наближенні залежать лише від маси зорі, доки зоря здійснює термоядерне горіння водню у своєму ядрі — а саме це більшість зір роблять протягом більшої частини свого «активного» життя. Розглядаючи зорю як абсолютно чорне тіло, її світність L та радіус R можна пов'язати з ефективною температурою Tеф за допомогою закону Стефана — Больцмана: , де σ — стала Стефана — Больцмана. Оскільки положення зорі на діаграмі Герцшпрунга — Рассела відображає її приблизну світність, цим співвідношенням можна скористатися для оцінки її радіуса.

Маса, радіус і світність зорі тісно пов'язані, і їхні значення можна наближено описати трьома співвідношеннями. По-перше, це закон Стефана — Больцмана, що пов'язує світність L, радіус R і поверхневу температуру Tеф. По-друге, це співвідношення маса — світність, що встановлює зв'язок між світністю L і масою M. Нарешті, зв'язок між M і R є майже лінійним: відношення M до R зростає лише втричі при зміні M на 2,5 порядку величини. Це співвідношення приблизно пропорційне внутрішній температурі зорі TI, і його надзвичайно повільне зростання відображає той факт, що швидкість енерговиділення в ядрі сильно залежить від цієї температури, але водночас повинна узгоджуватися зі співвідношенням маса — світність. Таким чином, занадто висока або занадто низька температура призводить до нестабільності зорі.