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Secuencia principal

Una vez la protoestrella alcanza la presi�n y temperatura suficiente, se inician en su centro las reacciones de fusi�n nuclear que  convierten hidrogeno en helio dando como resultado, adem�s, una gran producci�n de energ�a. El calor generado ocasiona el llamado equilibro hidrost�tico, en donde la gravedad que tiende a colapsar el material se compensa con la presi�n que tiende  a expandirlo. Es en este instante en que la estrella nace y se ubica en la secuencia principal, sitio en donde permanecer� la mayor parte de  su vida.

El tiempo que la estrella permanece en la secuencia principal depende de la cantidad de hidr�geno que se posea para fusionarlo en helio (para el sol se  calcula que esto llevar� alrededor de 10 mil millones de a�os). De esta manera, la  masa es cr�tica para determinar la duraci�n 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 producci�n de mayor cantidad de energ�a para alcanzar el equilibrio hidrost�tico 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 tama�o. Estos se deben a la depleci�n continua de hidr�geno usado para la producci�n de energ�a. Como estas reacciones se llevan a cabo en el n�cleo este disminuye de tama�o y se contrae, esta contracci�n 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 n�cleo estelar la estrella comienza a sufrir cambios en la forma de producci�n de energ�a, tama�o, 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 contin�an en el limite entre el n�cleo y las capas externas (Shell hydrogen burning). Parad�jicamente una vez el hidr�geno del n�cleo se agota la temperatura de la estrella aumenta, este fen�meno se presenta por que el n�cleo al enfriarse comienza a colapsar por el peso de las capas externas. La contracci�n del n�cleo genera calor que la estrella irradia y este calor estimula aun m�s 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 n�cleo aumentando su masa y acelerando el colapso y la producci�n de calor. Despu�s de miles de a�os el n�cleo se ha reducido hasta un tercio de su tama�o original y su temperatura se ha elevado millones de grados. Como consecuencia la luminosidad y el tama�o de la estrella aumentan y su temperatura disminuye convirti�ndose en gigante roja. 

Durante el estado de gigante roja la Shell hydrogen burning rodear� un n�cleo peque�o de helio, un poco mas grande que la tierra en el caso del sol. El aumento de masa del n�cleo de helio llevar� a un aumento de presi�n y temperatura tal, que se inician las reacciones de fisi�n del helio: Primero dos n�cleos de helio se unen para formar un is�topo de berilio, como este es muy inestable a la presi�n del n�cleo estelar, se rompe formando un is�topo de carb�n estable, en este proceso se libera un fot�n gamma, finalmente alguno de los is�topos de carb�n puede fusionarse con n�cleos de helio para formar un is�topo estable de ox�geno

La producci�n de energ�a de este proceso llamado triple alfa establece de nuevo un equilibrio t�rmico y detiene el colapso del n�cleo 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 n�cleos de estrellas de baja masa para alcanzar la presi�n suficiente para iniciar la combusti�n de helio tienen que llegar a un nivel de colapso extremo que toman una caracter�stica llamada degeneraci�n, una vez que la combusti�n comienza la liberaci�n de energ�a es s�bita. A diferencia de lo que se podr�a creer el flash de helio no es observable debido a que esta energ�a es absorbida primero por el n�cleo que se expande terminado el estado degenerado del helio y segundo la energ�a restante es absorbida por las capas externas de la estrella. 

La evoluci�n estelar produce dos tipos de poblaciones de estrellas. En un grupo est�n aquellas muy j�venes y ricas en metales (elementos diferentes al hidr�geno y helio) estas estrellas son llamadas de Poblaci�n I. De otro lado se encuentran estrellas viejas (como las de los c�mulos globulares) que solo muestran escasas l�neas de elementos pesados y son llamadas Poblaci�n II. Las estrellas de poblaci�n II son mucho mas antiguas que las de Poblaci�n I debido a que en el momento en que se formaron los materiales mas abundantes eran H y He, las de Poblaci�n I pudieron involucrar en su composici�n elementos mas pesados formados por estrellas desaparecidas (son estrellas de segunda generaci�n). Estas poblaciones fueron descritas por Walter Baade .

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