主序星

在赫罗图上，恒星的分布不是随机的，而是集中在几个区域内。最显眼的是自左上角到右下角沿对角线的一条窄带，大多数恒星，包括太阳都在从左上至右下的这一条对角线上，这条对角线被称为主星序，主星序上的恒星就被称为主序星，都处于一生中的氢燃烧阶段。当氢燃烧完后，就会开始氦燃烧，膨胀成红巨星。太阳系中的太阳就是一颗主序星。

主序星（main sequence star）是位于主星序的恒星。

赫罗图在赫罗图上，当恒星核的氢烧完后，它们就离开主序，开始氦燃烧而成为红巨星。最终红巨星坍tān缩，温度上升，成为白矮星。那些光度比相同光谱型的巨星和超巨星小的，又叫矮星。在MK二元光谱分类系统（见恒星光谱分类）中用罗马数字V表示它的光度级。现观测到的恒星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核内氢聚变为氦的热核反应。恒星演化过程中，在这个阶段停留的时间最长。

当原恒星中心的温度达到1000万K左右时，氢核聚变为氦核的热核反应持续不断地发生。由于核反应产生的巨大的辐射能使恒星内部压力增强到足以和引力相抗衡，恒星进入一个相对稳定的时期，这个时期的恒星称为主序星。原恒星与主序星的区别与分界线就是恒星内部是否发生了持续的热核反应。

不同质量的恒星待在主序星阶段的时间有很大的不同。恒星的质量越大，氢消耗的越快，待在主序星的时间就越短。一个太阳质量的恒星为100亿年，30个太阳质量的为100万年，0.5个太阳质量的为1000亿年

下表是主序带上恒星的典型数值：光度(L)，半径(R)，和质量(M)都是相对于以太阳的比较值，正确的数值可以有20-30%的变化量。恒星分类字段的颜色只是近似摄影所得到的颜色。

恒星分类半径质量亮度温度-R/R☉M/M☉L/L☉KO03020010，000，00060，000O51458800，00046，000B07.41820，00029，000B53.86.580015，200A02.53.2809，600A51.72.1208，700F01.41.76.07，200F51.21.292.56，400G01.051.101.266，000G21.01.01.05，700G50.930.900.795，500K00.850.780.405，150K50.740.690.164，450M00.630.470.0633，850M50.320.210.00793，200M80.130.100.00082，500M9.50.100.080.00011，900

注：O0形恒星并不存在，只是估计的数值。