当主序前星收缩至一定程度时，其致密核心处的氢将在高温高压条件下聚变为氦，释放大量能量。一旦核心处的氢核聚变反应能够提供全部的恒星辐射能时，恒星演化便进入主序阶段，刚进入此阶段的恒星被称为零龄主序星。主序星核心区域的温度和密度处于维持恒星能量产生所需的水平，能量产生的减少会导致覆盖的质量压缩核心，从而导致更高的核心温度和压力，加快聚变速度。同样，能量产生的增加会导致恒星膨胀，从而降低核心的压力。因此，恒星在流体静力学平衡中形成了一个在其主序阶段稳定的自我调节系统。主序星在主序列中的位置主要由它的质量决定，但也取决于它的化学成分和年龄。主序星氢核聚变的过程主要有两种，相应的能量产生速率取决于核心的温度。根据恒星的能量产生由何种过程所主导，天文学家们通常将主序带分为上下两段。约为1.5倍太阳质量以下的主序星，其核心处的氢核聚变过程主要通过质子-质子链反应进行。超过这一质量的主序星位于主序带的上段，其具有足够高的核心温度，可以有效地利用CNO循环来进行反应，这一过程使用碳、氮和氧作为氢转变为氦的中间体。低于0.08倍太阳质量的原恒星不会点燃正常的氢核聚变反应，其被称为褐矮星，属于次恒星天体。

几乎所有的恒星在其有生之年的绝大部分时间里都处在主序阶段，期间恒星核心处氦的比例和核聚变速度将稳步增加，恒星的温度和光度也将缓慢增长。恒星在主序阶段持续的时间主要取决于它所拥有的燃料量和它进行核聚变反应的速度。大质量恒星消耗燃料的速度非常快，且只能燃烧自身一部分质量的氢，因而寿命很短。低质量恒星消耗燃料的速度非常缓慢，且能够利用更高比例的氢进行核聚变反应，这使得低质量恒星可以在主序阶段停留很久，对于最极端的红矮星(0.08倍太阳质量)，其寿命可达约12万亿年。

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