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| - Las estrellas se sitúan en esta región debido a que tanto el tipo espectral, que se puede relacionar con la temperatura, como la luminosidad de una estrella dependen de su masa . Pero esto es cierto solo a orden cero, es decir durante la etapa de fusión del hidrógeno. La mayoría de las estrellas permanecen la mayor parte de su vida "activa" sobre la secuencia principal evolucionando lentamente en un proceso de contracción gravitatoria cuasiestático. La secuencia principal es, en realidad, una región difusa debido a la variedad de masas, a la presencia de compañeras cercanas, campos magnéticos, a la rotación y a indeterminaciones observacionales, tales como la distancia y correcta evaluación de luminosidad estelar. La composición química de las estrellas es, también uno de los factores más importantes a la hora de ubicarse una estrella en el diagrama. Existe, de hecho, toda una gama de estrellas pobres en metales que se desplazan a lo largo del diagrama distribuyéndose en grupos suficientemente diferenciados y que reciben el nombre de subenanas y subgigantes según si se trata de estrellas en la etapa de fusión del hidrógeno o de elementos más pesados respectivamente. En ocasiones, los astrónomos hacen referencia a la secuencia principal de edad 0 o ZAMS (zero age main secuence). La ZAMS es una línea calculada a partir de modelos numéricos realizados por ordenador y que simulan el comportamiento de diferentes estrellas cuando comienzan a quemar el hidrógeno. La mayoría de estrellas ha abandonado ya la ZAMS porque ha transcurrido parte de su vida. Pero a medida que miramos las estrellas más masivas estas están más cerca ya que estas viven muy poco tiempo. Esto se puede observar en la menor dispersión de puntos en la zona superior izquierda del diagrama, es decir la que representa a los gigantes azules supermasivos. El Sol es una estrella de la secuencia principal que ha permanecido durante 4.500 millones de años en esta estable secuencia y permanecerá otros 4.500 millones de años más dentro de ella. Cuando el suministro de hidrógeno en el núcleo finalice, el Sol comenzará a expandirse y su superficie se enfriará. Como resultado, se convertirá en una gigante roja. En el caso de las estrellas de baja masa los conocimientos sobre su evolución de son puramente teóricos, porque sus secuencias principales duran más que la edad actual del universo, así que ninguna de las estrellas en este rango de masas ha evolucionado suficiente como para tener evidencias observacionales. Se cree que su evolución procederá como para las estrellas de masa mediana, a excepción de que la temperatura en su interior nunca se elevará lo suficiente como para llegar a la ignición del helio. El hidrógeno continuará quemándose en una capa, pero eventualmente se agotará. La estrella entonces simplemente se hará más y más fría, terminando después de unos 50.000 millones de años o más como una enana negra.
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