Die Hauptreihe wird in der Astronomie durch die Sterne gebildet, die ihre Strahlungsenergie durch Wasserstoffbrennen im Kern freisetzen. Der Name kommt daher, dass die Mehrheit aller beobachteten Sterne solche Sterne sind und im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) und ähnlichen Diagrammen eine dicht bevölkerte Linie bilden. Ein Stern verbleibt während der längsten Zeit seiner Entwicklung auf der Hauptreihe. Zu Beginn des Wasserstoffbrennens befindet sich der Stern auf der Nullalter-Hauptreihe (, ZAMS) und wandert im Laufe des Wasserstoffbrennens zur Endalter-Hauptreihe (, TAMS), die er bei Erschöpfung des Wasserstoffvorrates im Kern mit zunehmender Entwicklungsgeschwindigkeit verlässt. Die Hauptreihe bildet den Bezug für die Einteilung der Sterne in Leuchtkraftklassen.
Details mini|Schematischer Vergleich der Spektralklassen O–M für Hauptreihensterne mini|Farben-Helligkeits-Diagramm der Sterne des Hipparcos-Katalog. Die von links oben nach rechts unten verlaufende Hauptreihe verbreitert sich bei den „frühen“ Typen.
Die Hauptreihe ist als solche erkennbar, weil Sterne sich die längste Zeit ihres Lebens (während des Wasserstoffbrennens im Kern) in einem stabilen Gleichgewicht befinden. Die im Kern des Sterns freigesetzte Fusionsenergie wird kontinuierlich nach außen transportiert, bis sie schließlich an der Sternoberfläche abgestrahlt wird, siehe Sternaufbau.
Der Gleichgewichtszustand in dieser sogenannten Hauptreihenphase hängt kaum von der chemischen Zusammensetzung ab, die schon bei der Sternentstehung unterschiedlich sein kann und sich im Laufe des Wasserstoffbrennens verändert, sehr empfindlich jedoch von der Masse des Sterns. Die Masse beeinflusst die beiden leicht beobachtbaren Zustandsgrößen Oberflächentemperatur und Helligkeit in gleichem Sinne. Dadurch erstreckt sich die Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm und ähnlichen Diagrammen diagonal von hell und blau (heiß) links oben nach leuchtschwach und rot (kühl) rechts unten. Dabei variiert die Oberflächentemperatur nur über gut eine Größenordnung, die Helligkeit jedoch über mehr als sieben Größenordnungen. Das liegt einerseits daran, dass die Strahlungsdichte mit der vierten Potenz der Temperatur zunimmt, andererseits nimmt auch der Radius und damit die strahlende Oberfläche mit der Leuchtkraft zu.
Alle Sterne bewegen sich während ihrer Hauptreihenphase im HR-Diagramm im Verlauf ihrer Entwicklung weg von der Hauptreihe und werden kontinuierlich heller. Der genaue Entwicklungspfad hängt dabei von den Fusionsprozessen im Kern ab: Sterne mit anfänglich >1,3 Sonnenmassen haben konvektive Kerne, das Wasserstoffbrennen (hier im Bethe-Weizsäcker-Zyklus) endet wegen der ständigen Durchmischung im Kern daher schlagartig, diese kühlen sich während der Hauptreihenphase ab und dehnen sich deutlich aus, während der Kern mit der Anreicherung von Helium schrumpft. Das gibt der Hauptreihe in den Spektralklassen O und B auch die enorme Breite. Sterne mit weniger als 1,12 Sonnenmassen haben dagegen radiative Kerne, es findet keine Durchmischung statt. Die Kernregionen „brennen“ bei der Proton-Proton-Reaktion daher langsam von innen – da sind die Bedingungen für die Kernfusion am günstigsten – nach außen aus. Solche Sterne behalten während der Hauptreihenphase annähernd ihren Durchmesser und steigern ihre Leuchtkraft über die Erhöhung der Oberflächentemperatur. Sterne zwischen 1,12 und 1,3 Sonnenmassen wechseln während der Entwicklung von der radiativen in eine konvektive Kernzone (wenn infolge der ständig steigenden Kerntemperatur der CNO-Zyklus effektiver wird), was auch den Wechsel des Entwicklungspfades nach sich zieht. Beim Erlöschen des Wasserstoff-Kernbrennens und dem Einsetzen des Schalenbrennens verlassen die Sterne die Hauptreihe mit zunehmender Geschwindigkeit nach rechts oben und werden zu Roten Riesen, Hellen Riesen oder Überriesen.
Charakteristisch für Sterne, die ihre Hauptreihenentwicklung mit dem CNO-Zyklus beenden, ist der „blaue Haken“: Diese Sterne wandern nach dem schlagartigen Erlöschen der Kernfusion im Zentrum kurz zurück in Richtung Hauptreihe – werden also wieder kleiner und heißer, bevor diese die Entwicklung zum Riesen oder Überriesen antreten. Der Grund ist, dass nach dem Erschöpfen des Wasserstoffs im Kern der Stern nur noch seine Gravitation als Energiequelle nutzen kann und erst nach einer gewissen Kontraktion die unteren Teile der noch wasserstoffreichen Hülle die Bedingungen für das Einsetzen des Schalenbrennens erreichen. Bei Sternen, die ihre Hauptreihenphase mit der p-p-Kette beenden, ist ab einem gewissen Alter der Wasserstoff zuerst in der inneren Kernregion verbraucht (bei der Sonne im Alter von 9 Mrd. Jahren). Dabei baut sich im weiteren Verlauf der Entwicklung ein isothermer Heliumkern auf, der bis zum Erreichen von 0,1 Sonnenmassen stabil bleibt (also nicht entartet ist). Erst mit dieser Entwicklung kühlen auch diese Sterne ab und dehnen sich deutlich aus, bleiben aber noch auf der Hauptreihe bis zu diesem Punkt (die Sonne wäre dann 10,7 Mrd. Jahre alt). Hier passiert der Übergang vom Kernbrennen ins Schalenbrennen also kontinuierlich.
Die Hauptreihe kann jedoch in späteren Stadien, zum Beispiel auf dem Entwicklungsweg zum Weißen Zwerg, durchquert werden, wobei die Sterne dabei natürlich nicht mehr die Eigenschaften von typischen Hauptreihensternen annehmen. Die Lage eines Sterns im HR-Diagramm relativ zur Hauptreihe wird als Leuchtkraftklasse angegeben, wobei die Hauptreihe die Leuchtkraftklasse V besetzt. Unterhalb der Hauptreihe liegen die Klassen VI und VII, oberhalb Klassen bis 0 (Hyperriesen).
Die Hauptreihe hat an ihrem heißen Ende, bei den Spektralklassen O und B, eine größere Dicke und umfasst dort auch die Leuchtkraftklassen IV und III. Dies hängt damit zusammen, dass die dortigen massereichen Sterne eine nicht-konvektive äußere Hülle haben, sodass die Metallizität über die Opazität einen größeren Einfluss auf den Energietransport hat. Zudem haben massereiche Sterne eine viel geringere Lebensdauer, sodass ein größerer Teil von ihnen kurz vor dem Übergang zum Stadium eines Riesensterns steht.
Die Hauptreihensterne am kühlen Ende der Hauptreihe mit Spektralklasse M sind dagegen sämtlich jugendlich, da sie ihren Wasserstoff sehr langsam verbrauchen. Anders als die wenigen roten Punkte im Farben-Helligkeits-Diagramm rechts vermuten lassen, sind sie sehr viel zahlreicher als die heißen Sterne (bloß nicht so weit sichtbar) und dominieren mit ihrer großen Zahl den Durchschnittswert der Sternenmasse, der bei ungefähr 0,6 Sonnenmassen (M☉) liegt, was der Spektralklasse K entspricht. Dabei befindet sich die Sonne auf der Hauptreihe etwas rechts unterhalb der Mitte.
Die Unterteilung der Hauptreihensterne findet im Allgemeinen nach der ZAMS-Masse statt und richtet sich nach verschiedenen Eigenschaften des Sterninneren oder der Sternentwicklung. Welche Einteilung jeweils gewählt wird, hängt vom Zweck ab. Die Unterteilung in einen „unteren“ und „oberen“ Bereich basiert auf den Prozessen, durch die in Sternen Energie freigesetzt wird. Sterne unterhalb 1,3 M☉ verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium (Proton-Proton-Kette). Oberhalb dieser Masse (in der oberen Hauptreihe) dominiert der CNO-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus). Eine andere Unterteilung in „hohe“, „mittlere“ und „niedrige“ Massen basiert auf den Energietransportmechanismen innerhalb des Sterns: Sterne niedriger Masse (<0,35 M☉) sind vollkonvektiv, Sterne mittlerer Masse (0,35–1,3 M☉) haben eine radiative Strahlungstransportzone im Kern und eine konvektive Hülle, massereiche Sterne (> 1,3 M☉) haben einen konvektiven Kern und eine radiative Hülle. Alternativ kann man zwischen „hohen“ und „mittleren“ Massen eine Grenze von etwa 10 M☉ ansetzen, da sich Sterne höherer ZAMS-Masse im Allgemeinen zu einer Supernova entwickeln, solche niedrigerer Masse dagegen zu Weißen Zwergen, wobei zwischen mittlerer und niedriger Masse bei etwa 0,7 M☉ unterschieden wird, ob der Stern das Heliumbrennen erreicht oder nicht. In Doppelsternsystemen kann die Entwicklung vor allem wegen Massentransfer zwischen den Komponenten anders verlaufen.
Geschichte Der dänische Astronom Ejnar Hertzsprung entdeckte 1906 in Potsdam, dass die rötlichsten Sterne – klassifiziert als K- und M-Sterne – in zwei verschiedene Gruppen unterteilt werden können. Diese Sterne sind entweder sehr viel heller als die Sonne oder viel schwächer. Um diese Gruppen zu unterscheiden, nannte er sie „Riesen“ und „Zwerge“. Im folgenden Jahr begann er mit der Untersuchung von Sternhaufen, großen Gruppierungen von Sternen, die alle ungefähr in derselben Entfernung liegen. Er veröffentlichte erste Diagramme, die die Farbe mit der Leuchtkraft dieser Sterne verglichen. Diese Diagramme zeigten eine herausragende, kontinuierliche Reihe von Sternen, die er Hauptreihe nannte.
An der Princeton University verfolgte Henry Norris Russell eine ähnliche Idee. Er untersuchte die Beziehung zwischen der spektralen Klassifikation von Sternen und ihrer absoluten Helligkeit, d. h. der Helligkeit unabhängig von der Entfernung. Zu diesem Zweck benutzte er eine Auswahl von Sternen, die verlässliche Parallaxen haben und die bereits in Harvard kategorisiert wurden. Nachdem er die Spektraltypen dieser Sterne gegen ihre absolute Helligkeit aufgezeichnet hatte, fand er, dass die Zwergsterne einer deutlichen Beziehung folgten. Dies erlaubte es, die wahre Helligkeit eines Zwergsterns mit hinreichender Genauigkeit vorherzusagen.
Bei den roten Sternen, die von Hertzsprung beobachtet wurden, folgten die roten Zwergsterne der Spektral-Leuchtkraft-Beziehung von Russell. Die Riesensterne waren jedoch viel heller als die Zwerge und unterlagen demzufolge nicht der gleichen Beziehung. Russell schlug vor, dass die „Riesensterne eine niedrige Dichte oder eine große Oberflächenleuchtkraft haben müssen, und das Gegenteil gilt für die Zwergsterne“. Die gleiche Kurve zeigte, dass es sehr wenige weiße schwache Sterne gibt.
1933 führte Bengt Strömgren den Begriff Hertzsprung-Russell-Diagramm ein, um ein Spektral-Leuchtkraft-Diagramm zu bezeichnen. Dieser Name spiegelt die parallele Entwicklung dieser Technik von Hertzsprung und Russell Anfang des Jahrhunderts wider.
Als Entwicklungsmodelle von Sternen während der 1930er Jahre entwickelt wurden, zeigte sich für Sterne mit einheitlicher chemischer Zusammensetzung eine Beziehung zwischen der Masse des Sterns einerseits und seiner Leuchtkraft und seinem Radius andererseits. Das heißt, sobald die Masse und Zusammensetzung eines Sterns bekannt ist, können der Radius und die Leuchtkraft berechnet werden. Diese Beziehung wurde bekannt als das Vogt-Russell-Theorem, benannt nach Heinrich Vogt und Henry Norris Russell. (Im Nachhinein wurde entdeckt, dass dieses Theorem nicht für Sterne mit ungleichmäßiger Zusammensetzung gilt.)
Ein verfeinertes Schema für die stellare Einstufung wurde 1943 von William Wilson Morgan und Philip C. Keenan veröffentlicht. Die MK-Klassifizierung ordnete jedem Stern einen Spektraltyp – basierend auf der Harvard-Klassifikation – und neu eine Leuchtklasse zu. Die Spektraltypen der Sequenz folgten absteigenden Temperaturen mit Farben von Blau bis Rot. Diese wurden aus historischen Gründen mit O, B, A, F, G, K und M bezeichnet. Die Leuchtkraftklassen reichten von I bis V geordnet nach fallender Leuchtkraft. Sterne der Leuchtkraftklasse V gehörten zur Hauptreihe.
Merkmale Hauptreihensterne wurden durch Sternmodelle ausgiebig untersucht, so dass ihre Entstehung und Entwicklungsgeschichte relativ gut verstanden sind. Die Position von Sternen auf der Hauptreihe liefert Informationen über ihre physikalischen Eigenschaften.
Die Temperatur eines Sterns kann näherungsweise bestimmt werden, indem man ihn als einen idealen Strahler behandelt, einen Schwarzen Körper. In diesem Fall sind die Leuchtkraft L und der Radius R abhängig von der Temperatur T durch das Stefan-Boltzmann-Gesetz: