miniatuur|upright=1.4|Een Hertzsprung-Russelldiagram toont de absolute magnitude van een ster met de kleurindex (hier in de letters B-V, ofwel Blauw-Visueel). De hoofdreeks is zichtbaar als een duidelijke stijgende lijn van rechtsonder naar linksboven. Dit diagram toont 22.000 sterren van de Hipparcoscatalogus en duizend lichtzwakke sterren (rode en witte dwergen) van de oude Gliese-catalogus van zeer nabije sterren.
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 waterstofatomen 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 zich een heliumrijke kern omgeven door een laag waterstof.
Over het algemeen kan men stellen dat hoe meer massa een ster heeft, 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.
Geschiedenis miniatuur|upright=1.2| Dit is een weergave van hete en felle type-O hoofdreekssterren in stervormende gebieden. Dit zijn allemaal stervormende gebieden met veel hete, jonge sterren. Daartussen bevinden zich een aantal lichtsterke sterren van spectraaltype O.
In het begin van de 20e eeuw kwam men steeds meer te weten over stertypen en afstanden. Men merkte in de spectra karakteristieke eigenschappen op, aan de hand waarvan ze gecategoriseerd konden worden. Annie Jump Cannon en Edward C. Pickering ontwikkelden aan het Harvard College Observatory een methode voor categorisering die sinds heden te boek staat als het Harvard Classificatie Schema, beter bekend als de spectraalklasse. Dit werd voor het eerst in 1901 gepubliceerd in de Annalen van Harvard.
Het was 1906 in Potsdam dat het de Deense astronoom Hertzsprung opviel dat de roodste sterren - geclassificeerd als K en M in het Harvard schema - in twee duidelijke groepen konden worden onderverdeeld. Deze sterren waren of veel feller dan de zon, of veel zwakker. Om het onderscheid duidelijk te maken noemden hij ze "reuzenster" en "dwergster". Het jaar erop begon hij met een studie van sterrenhopen; grote groepen sterren die dicht bij elkaar staan. Hij publiceerde de eerste grafieken van kleur versus lichtkracht van deze sterren. Hierop verscheen een duidelijk karakteristieke en doorlopende lijn van sterren, die hij toen de hoofdreeks noemde.
Henry Norris Russell was op Princeton met een zelfde soort onderzoek bezig. Hij bestudeerde de relatie tussen de spectrale classificatie van sterren en de absolute magnitude. Hij gebruikte hiervoor door Harvard gecategoriseerde sterren met een betrouwbare parallax. In de verkregen grafiek viel hem op dat dwergsterren een kenmerkende lijn vertoonden. Hierdoor kon voor het eerst de absolute helderheid van een dwergster voorspeld worden met een redelijke nauwkeurigheid.
Van de rode sterren uit de observaties van Hertzsprung, volgden alleen in de dwergsterren ook de door Russell ontdekte verhouding van spectraalklasse en absolute helderheid. De reuzensterren zijn onder andere veel lichtsterker dan dwergen en vertoonden dan ook niet dezelfde verhouding. Russell stelde daarom voor dat "reuzensterren een lagere dichtheid of fellere steroppervlakken moesten hebben", waarbij het tegenovergestelde dan gold voor dwergsterren. Op zijn grafiek stonden ook een paar zeer zwakke witte sterren.
De term Hertzsprung-Russelldiagram werd in 1933 door Bengt Strömgren geïntroduceerd voor het lichtkracht-spectraalklasse diagram. De naam geeft mooi weer hoe beiden mannen deze techniek eerder die eeuw parallel ontwikkelden.
Toen de evolutionaire voorspellingsmodellen voor sterren werden ontwikkeld in de jaren 30 van de 20e eeuw, werd ontdekt dat voor sterren met een uniforme chemische samenstelling geldt dat er een verband is tussen de stermassa, de lichtkracht en de straal. Dit staat bekend als de Vogt-Russell stelling, vernoemd naar Duits astronoom Heinrich Vogt en Henry Norris Russell. Aan de hand van de positie op de hoofdreeks en de chemische samenstelling kon nu de stermassa en radius worden bepaald. Men kwam kort erna wel tot de conclusie dat de stelling niet compleet betrouwbaar blijkt voor sterren met een afwijkende samenstelling.
Een gedetailleerdere versie voor sterclassificatie werd in 1943 gepubliceerd door astronomen William Wilson Morgan en Philip Childs Keenan. Deze MK classificatie gaf elke ster een spectraalklasse - gebaseerd op het Harvard schema - en een klasse van lichtkracht. Het Harvard classificatiesysteem was ontworpen om elke ster een andere letter te geven, gebaseerd op de potentie van de waterstof spectraallijn, voordat het verband tussen de spectra en de oppervlaktetemperatuur ontdekt was. Wanneer de sterren gerangschikt werden op temperatuur en de gedupliceerde sterklassen waren verwijderd, bleven de huidige spectraalklassen over. De hoogste temperatuur eerst, met kleuren die gaan van blauw tot rood, worden verdeeld in de letterreeks: O, B, A, F, G, K en M.Een handig ezelsbruggetje om letters voor de spectraalklassen te onthouden is de Engelse zin: Oh, Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me! (Och, Blijf Anders een Fijne Gozer/Griet en Kus Me!) De lichtkracht klasse, in Romeinse cijfers, reikte van I tot V, waarbij I de hoogste lichtkracht klasse is. Klasse V is hierbij de hoofdreeks.
De verste hoofdreeksster ooit is in april 2018 door astronomen gevonden en deze hebben haar Icarus genoemd, de wetenschappelijke naam is MACS J1149 Lensed Star1. Ze ligt op een afstand van 9,34 miljard lichtjaar van de Aarde.
Vormingsproces en sterevolutie
Een protoster vormt door het overschrijden van de Jeans-instabiliteit in een moleculaire wolk van gas en stof in het interstellair medium. De initiële massa is een homogeen geheel, van bijvoorbeeld 70% waterstof, 28% helium en minimale hoeveelheden van andere elementen en stoffen (metalen genoemd). De beginmassa van een ster hangt af van de omstandigheden in de wolk. Er bestaat in de astronomie een zogeheten initiële massa functie (IMF) die de massadistributie van vormende sterren beschrijft. Tijdens deze ineenstorting wordt er energie opgewekt door het samenknijpen van de ster door zwaartekracht. Wordt de juiste dichtheid bereikt voor kernfusie, zal deze exotherme reactie energie gaan creëren via het proces dat waterstof omzet in helium.
Wanneer kernfusie van waterstof de belangrijkste energieopwekking wordt van een ster en het energieoverschot van de samentrekking onder invloed van de zwaartekracht is weggeëbd, ligt de ster op een kromme op het Hertzsprung-Russelldiagram (of HR diagram) dat de standaard hoofdreeks wordt genoemd. In het Engels noemt men dit ook wel de "zero age main sequence", of ZAMS. Dit kan men vertalen als de "hoofdreeks op de beginleeftijd". Dit betekent dat het vormingsproces is afgerond en waterstoffusie plaatsvindt. Hoe kleiner de ster, hoe langer dit vormingsproces duurt, wat miljoenen jaren in beslag kan nemen. Met computermodellen kunnen de eigenschappen van een ster op de ZAMS kromme worden voorspeld. Normaal gesproken zal vanaf dit punt de lichtkracht en oppervlaktetemperatuur van een ster toe gaan nemen met haar leeftijd.
Een ster zal nabij haar startpositie op de hoofdreeks blijven totdat er een substantiële hoeveelheid waterstof in de sterkern is verbruikt. Hierna zal de ster gaan veranderen in een fellere ster. Op het HR-diagram beweegt de ster dan naar rechtsboven van de hoofdreeks af. De hoofdreeks representeert de primaire waterstofverbrandingsfase in het leven van een ster.
Eigenschappen Het overgrote deel van sterren op een doorsnee HR-diagram zal op de kromme van de hoofdreeks liggen. Deze kromme is zo duidelijk omdat zowel de spectraalklasse als de lichtkracht bijna totaal afhankelijk zijn van de stermassa, zolang deze waterstof in de kern fuseert - wat sterren het grootste deel van hun actieve leven doen.
De stertemperatuur bepaalt de spectraalklasse via het effect op de eigenschappen van het plasma in de fotosfeer. De uitgestraalde energie van een ster en de dominante golflengte ervan worden beïnvloed door zowel haar temperatuur als de chemische samenstelling. Een belangrijke indicator van deze energieverdeling is de kleurindex B - V, waarin de magnitude wordt gemeten in blauw (B) en groengeel (V) licht door een filtersysteem. Dit verschil in magnitude geeft een meting voor de stertemperatuur.
De dwergster benaming Hoofdreekssterren worden dwergsterren genoemd, echter is deze terminologie deels historisch en kan het ook wat verwarrend zijn. Voor de koelere dwergsterren zoals de rode dwerg, de oranje dwerg en de gele dwerg, klopt het dat ze inderdaad een stuk kleiner en minder fel zijn dan de andere sterren van die kleur. Daarentegen is er bij de hetere witte en blauwe sterren veel minder verschil tussen de "dwergster" op de hoofdreeks en de "reuzenster" die er niet thuishoort. Voor de allerheetste sterren is het verschil zelfs niet direct observeerbaar meer. Voor deze sterren geldt dat het verschil tussen de "dwerg" en "reus" variant in de spectraallijnen duidelijk zichtbaar is en daarmee of deze tot de hoofdreeks wordt gerekend. Ondanks deze minimale verschillen worden de extreem hete hoofdreekssterren nog steeds soms een dwergster genoemd ondanks dat ze nagenoeg dezelfde omvang en lichtkracht hebben van reuzensterren met dezelfde temperatuur.