* hydrostatisk jämvikt: Den inre tyngdkraften som drar stjärnmassan tillsammans är perfekt balanserad av den yttre tryckkraften som skapats av kärnfusion i stjärnans kärna. Denna känsliga balans hindrar stjärnan från att kollapsa eller expandera avsevärt.
* Kärnfusion: Under huvudsekvensen smälter stjärnor främst väte i helium i deras kärnor. Denna process frigör enorma mängder energi, vilket ger det yttre trycket som motverkar tyngdkraften. Fusionshastigheten regleras noggrant av stjärnans inre temperatur och tryck.
* stabil energiutgång: Konstant fusionsprocessen leder till en konsekvent, stabil energiutgång. Denna energi strålar från stjärnan som ljus och värme och bibehåller stjärnans ljusstyrka och temperatur.
Viktigt att notera:
* Huvudsekvenssteget är den längsta och mest stabila fasen i en stjärns liv. Det kan pågå miljarder år för stjärnor som vår sol.
* När vätebränslet i kärnan tar slut, kommer stjärnan så småningom att utvecklas från huvudsekvensen och gå in i dess senare steg, kännetecknad av instabilitet och förändringar i dess utseende.
