主序星

基本定義

主序星是位于主星序的恆星。

當原恆星中心的溫度達到1000萬K左右時，氫核聚變為氦核的熱核反應持續不斷地發生。由于核反應產生的巨大的輻射能使恆星內部壓力增強到足以和引力相抗衡，恆星進入一個相對穩定的時期，達到完全的流體靜力學平衡狀態，這個時期的恆星稱為主序星。原恆星與主序星的區別與分界線就是恆星內部是否發生了持續的熱核反應。

當恆星核的氫燃燒完後，它們就離開主序星階段，開始氦燃燒而成為紅巨星。最終紅巨星坍縮，溫度上升，成為白矮星。那些光度比相同光譜型的巨星和超巨星小的，又叫矮星。在MK二元光譜分類系統(見恆星光譜分類)中用羅馬數位V表示它的光度級。現觀測到的恆星，90%都是主序星。主序星的能源主要是核內氫聚變為氦的熱核反應。恆星演化過程中，在這個階段停留的時間最長。

不同質量的恆星待在主序星階段的時間有很大的不同。恆星的質量越大，氫消耗的越快，待在主序星的時間就越短。一個太陽質量的恆星為100億年，30個太陽質量的為100萬年，0.5個太陽質量的為1000億年。

主序帶

當更貼近的觀察時，你會註意到主序帶不再是一條明確的線，反到會有些模糊。有許多原因會造成這種模糊的情況，而最主要的原因是觀測上的不確定性，因為距離造成的影響，使得許多雙星未能被分辨出來。

主序星是處于青壯年階段的恆星

主序帶是赫羅圖上位于對角線上的曲線，絕大部分的恆星都坐落在這個範圍上，在這個區域內的恆星被稱為主序星或矮星，其中則以紅矮星的溫度最低。這條線是非常明顯的，因為隻要氫核聚變持續在進行，恆星光譜類型與亮度都與恆星的質量有直接的關聯，而且恆星的一生也幾乎都花費在這個階段上。

但是，即使在理想的觀測下，主序帶還是會有些模糊不清，因為質量不是恆星唯一的參數，化學組成和&mdash相關的-演化狀況也會略為改變恆星在主序帶上的位置。例如，緊鄰的伴星、自轉或磁場，都會造成一些改變。明確的說，有些金屬貧乏的恆星(次矮星)，位置就在主序帶的下方，一樣進行著氫的核聚變，但在主序帶的下端就會因為化學組成而造成混淆不清的狀況。

天文學家有時會提到"零齡主序帶"(ZAMS)，這是由電腦計算所得的曲線，標示的是恆星開始氫的核聚變時，他的亮度與表面溫度，而典型的恆星會隨著年齡由這點開始增加表面溫度與亮度。當恆星誕生時會進入主序帶，瀕臨死亡前就會離開主序帶。

我們的太陽是一顆主序星，年齡已經是46億歲了，光譜分類是G2V。當核心的氫耗盡後，將膨脹成為一顆紅巨星。

主序星

主序階段

恆星以內部氫核聚變為主要能源的發展階段就是恆星的主序階段。處于主序階段的恆星稱為主序星。主序階段是恆星的青壯年期，恆星在這一階段停留的時間佔整個壽命的90%以上。這是一個相對穩定的階段，向外膨脹和向內收縮的兩種力大致平衡，恆星基本上不收縮也不膨脹。恆星停留在主序階段的時間隨著質量的不同而相差很多。質量越大，光度越大，能量消耗也越快，停留在主序階段的時間就越短。例如:質量等于太陽質量的15倍、5倍、1倍、0.2倍的恆星，處于主序階段的時間分別為一千萬年、七千萬年、一百億年和一萬億年。

太陽

太陽也是一顆主序星。太陽的年齡為46億多年，它的主序階段已過去了約一半的時間，還要50億年才會轉到另一個演化階段--紅巨星。與其他恆星相比，太陽的質量、溫度和光度都大概居中，是一顆相當典型的主序星。主序星的很多性質可以從研究太陽得出，恆星研究的某些結果也可以用來了解太陽的某些性質。

能量來源

主序星之所以能夠長期燃燒，是因為其內部儲存著充足的燃料--氫。恆星一生的大部分時間都停留在主序星階段，主序星階段停留時間的長短與恆星的質量大小有關。質量大的恆星在主序星階段的時間比較短，因為它燃燒劇烈，燃料消耗得快，但最短的也有幾百萬年。質量較小的恆星，熱核反應速度比較慢，因而它穩定在主序星階段的時間就比較長，最長的可達10萬億年。太陽屬于中等質量的恆星，它正處在主序星這個穩定階段，這個階段的時間可長達100億年。太陽已經穩定地燃燒50億年了。

主序帶上恆星的典型數值

原恆星誕生後，會逐漸成長為主序前星。當主序前星的內部溫度升高到1500萬℃時，氫聚變為氦的熱核反應就開始全面發生。當熱核反應產生的巨大輻射能使恆星內部的輻射壓力和氣體壓力增高到足以與引力抗衡時，恆星就不再收縮，從而成為青壯年時期的主序星。

相關資料

下表是主序帶上恆星的典型數值:光度(L)，半徑 (R)，和質量 (M) 都是相對于以太陽的比較值，正確的數值可以有20-30%的變化量。恆星分類欄位的顏色隻是近似攝影所得到的顏色。

註:O0形恆星並不存在，隻是估計的數值。