Hoofdreeks

In de astronomie is de hoofdreeks een continue en kenmerkende brede band van sterren op een grafiek met de kleurindex tegen de absolute magnitude (zie rechts: V Main Sequence). Deze kleur-magnitude-diagrammen staan bekend als het Hertzsprung-Russelldiagram, vernoemd naar de mede-ontwikkelaars ervan, Ejnar Hertzsprung en Henry Norris Russell. Sterren op deze brede grafiekband worden hoofdreeksster genoemd, oftewel een dwergster. De meeste sterren in het heelal zijn dwergsterren op de hoofdreeks. Ook de Zon is zo'n dwergster.

Nadat een vormende ster voldoende is samengekrompen om over te gaan tot kernfusie, zal ze thermische energie gaan produceren in het compacte gebied in de kern. Hier wordt waterstof door fusie omgezet in helium. Tijdens deze waterstof-naar-helium periode in de levensduur van een ster bevindt zij zich op de hoofdreeks. De positie op de hoofdreeks wordt hoofdzakelijk door de massa van de ster bepaald en in mindere mate ook door het metaalgehalte en de leeftijd. De sterkernen op de hoofdreeks zijn in een hydrostatisch evenwicht, waarbij naar buiten gerichte thermische druk van de hete kern in balans is met de naar binnen gerichte druk van de zwaartekracht van de buitenste lagen van de ster. De in de kern geproduceerde energie vindt door straling of convectie zijn weg naar het steroppervlak en wordt uitgestraald in de fotosfeer. De convectie vindt plaats in de gebieden met hogere temperatuurgradiënten of grote opaciteit voor straling, of in allebei.

De hoofdreeks wordt soms onderverdeeld in hogere en lagere gedeelten, gebaseerd op het dominante proces dat de ster van energie voorziet. In sterren met minder dan anderhalve zonsmassa zullen primair waterstof atomen in een aantal stappen tot helium fuseren, volgens de proton-protoncyclus. Boven deze massagrens, in het hogere deel van de hoofdreeks, gebruikt het proces van nucleaire fusie in de sterren hoofdzakelijk atomen van koolstof, stikstof en zuurstof als tussenstap in de koolstof-stikstofcyclus of CNO-cyclus, om heliumatomen te vormen uit waterstofatomen. In hoofdreekssterren met meer dan twee zonsmassa vindt convectie plaats in het gebied rond de kern, hierdoor wordt de nieuw gemaakte helium in beroering gebracht en blijft er voldoende brandstof aangevoerd worden voor het fusieproces. Onder deze massagrens vindt in de sterkernen het energietransport bijna geheel via straling plaats, met convectieve gebieden nabij het steroppervlak. Hoe minder massa in een hoofdreeksster, hoe groter het deel van de ster waar een convectieve schil zich vormt. In dwergsterren met een totale massa van minder dan 0,4 zonsmassa's vindt convectie in het gehele hemellichaam plaats. Vindt er geen convectie in een sterkern plaats dan ontwikkelt er een heliumrijke kern omgeven door een laag waterstof.

Over het algemeen kan men stellen dat hoe meer massa een ster heeft op de hoofdreeks, hoe korter de levensduur ervan zal zijn. Als alle waterstof opgebrand is in de sterkern, evolueert de ster van de hoofdreeks af en zal ze door evolueren tot een superreus, een rode reus, en daarna een witte dwerg.