ในทางดาราศาสตร์ลำดับหลัก (main sequence)คือการจัดประเภทของดาวฤกษ์ที่ปรากฏบนกราฟแสดงความสัมพันธ์ระหว่างสี ของดาวฤกษ์ กับความสว่างเป็นแถบต่อเนื่องและเด่นชัด ดาวฤกษ์ใช้เวลาส่วนใหญ่ในชีวิตอยู่บนลำดับหลัก ซึ่งการเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลางเป็นกระบวนการหลัก ดาวฤกษ์ในลำดับหลักเหล่านี้หรือบางครั้งเรียกว่าดาวแคระเป็นดาวฤกษ์แท้ที่มีจำนวนมากที่สุดในจักรวาลและรวมถึงดวงอาทิตย์ด้วย กราฟแสดงความสัมพันธ์ระหว่างสีและความสว่างเรียกว่า แผนภาพ เฮิรต สปรุง-รัสเซลล์ (Hertzsprung–Russell diagrams)ตาม ชื่อ ของเอจนาร์ เฮิรตสปรุงและเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์

เมื่อเนบิวลาแก๊สเกิดการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง มากพอ ความดันและอุณหภูมิสูงที่กระจุกตัวอยู่บริเวณแกนกลางจะกระตุ้นให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนกลายเป็นฮีเลียม (ดูดาวฤกษ์ ) พลังงานความร้อนจากกระบวนการนี้จะแผ่รังสีออกมาจากแกนกลางที่ร้อนและหนาแน่น ทำให้เกิดการไล่ระดับความดัน อย่างมาก การไล่ระดับความดันนี้เองที่ต้านทานการยุบตัวของดาวฤกษ์ภายใต้แรงโน้มถ่วง ทำให้ดาวฤกษ์อยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตตำแหน่งของดาวฤกษ์บนลำดับหลักนั้นถูกกำหนดโดยมวลเป็นหลัก แต่ก็ขึ้นอยู่กับอายุและองค์ประกอบทางเคมีด้วย ดังนั้น การแผ่รังสีจึงไม่ใช่เพียงวิธีเดียวในการถ่ายโอนพลังงานในดาวฤกษ์ การพา ความร้อนมีบทบาทในการเคลื่อนที่ของพลังงาน โดยเฉพาะอย่างยิ่งในแกนกลางของดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 1.3 ถึง 1.5 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ซึ่งขึ้นอยู่กับอายุและองค์ประกอบทางเคมีอีกด้วย

เมื่อพูดถึงองค์ประกอบทางเคมี นักดาราศาสตร์มักจะหมายถึงค่าความเป็นโลหะของดาวฤกษ์ ซึ่งก็คือปริมาณของธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมที่มีอยู่ในดาวฤกษ์ ตัวอย่างเช่น สัดส่วนมวลของดวงอาทิตย์ที่ประกอบด้วยไฮโดรเจน (แทนด้วย X) คือ 74.9% สำหรับฮีเลียม (แทนด้วย Y) คือ 23.8% ซึ่งหมายความว่าค่าความเป็นโลหะของดาวฤกษ์ หรือสัดส่วนมวลของธาตุอื่นๆ ทั้งหมด คือ 1.3% (แทนด้วย Z) นี่เป็นช่วงค่าทั่วไปสำหรับดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลใกล้เคียงกัน อันที่จริง ค่าความเป็นโลหะที่สูงขึ้นจะนำไปสู่ความทึบแสง ที่สูงขึ้น ซึ่งทำให้การผลิตพลังงานยังคงกระจุกตัวอยู่ในแกนกลางโดยไม่ถูกแผ่รังสีหรือถ่ายโอนไปยังชั้นนอกของดาวฤกษ์ สภาพแวดล้อมที่ร้อนขึ้นนี้จะเร่งปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์และลดระยะเวลาที่ดาวฤกษ์จะอยู่ในลำดับหลัก

ลำดับหลักแบ่งออกเป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยพิจารณาจากกระบวนการหลักที่ดาวฤกษ์ใช้ในการสร้างพลังงาน ดวงอาทิตย์และดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่าประมาณ 1.5 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ (  M☉ ₎ส่วนใหญ่จะใช้ปฏิกิริยาฟิวชั่นของอะตอมไฮโดรเจนเป็นลำดับขั้นเพื่อสร้างฮีเลียม ซึ่งเป็นลำดับที่เรียกว่าปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอนเหนือมวลนี้ ในลำดับหลักส่วนบน กระบวนการฟิวชั่นนิวเคลียร์ส่วนใหญ่จะใช้อะตอมของคาร์บอนไนโตรเจนและออกซิเจนเป็นตัวกลางในวัฏจักร CNOที่สร้างฮีเลียมจากอะตอมไฮโดรเจน ปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอนยังคงเกิดขึ้น แต่ให้พลังงานน้อยกว่าวัฏจักร CNO ดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่วัฏจักร CNO เป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลัก จะเกิดการพาความร้อนในบริเวณแกนกลาง ซึ่งทำหน้าที่กวนฮีเลียมที่สร้างขึ้นใหม่และรักษาสัดส่วนของเชื้อเพลิงที่จำเป็นสำหรับการเกิดฟิวชั่น ใต้มวลนี้ ดาวฤกษ์จะมีแกนกลางที่แผ่รังสีทั้งหมดโดยมีโซนการพาความร้อนอยู่ใกล้พื้นผิว เมื่อมวลของดาวฤกษ์ลดลง สัดส่วนของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวเป็นชั้นบรรยากาศแบบพาความร้อนจะเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง ดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีมวลต่ำกว่า 0.4  _M☉ จะเกิดการพาความร้อนทั่วทั้งมวล เมื่อไม่มีการพาความร้อนที่แกนกลาง แกนกลางที่อุดมไปด้วยฮีเลียมจะพัฒนาขึ้นโดยมีชั้นนอกสุดเป็นไฮโดรเจน

ยิ่งดาวฤกษ์มีมวลมากเท่าไร อายุขัยบนลำดับหลักก็จะยิ่งสั้นลงเท่านั้น หลังจากเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่แกนกลางถูกใช้หมด ดาวฤกษ์จะวิวัฒนาการออกจากลำดับหลักบนแผนภาพ HR ไปเป็น ดาว ยักษ์ใหญ่ดาวยักษ์แดงหรือดาวแคระขาวโดยตรง

แผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์

ประเภทสเปกตรัม

โอ

บี

เอ

เอฟ

จี

เค

เอ็ม

แอล

ที

ดาวแคระสีน้ำตาล

ดาวแคระขาว

ดาวแคระแดง

คนแคระย่อย

ลำดับหลัก("คนแคระ")

ซับไจแอนท์

ยักษ์ใหญ่

ยักษ์แดง

ยักษ์ใหญ่สีน้ำเงิน

ยักษ์ผู้เจิดจรัส

ยักษ์ใหญ่

ดาวยักษ์แดง

ไฮเปอร์ไจแอนท์

ขนาดสัมบูรณ์( M _V )

ในช่วงต้นศตวรรษที่ 20 ข้อมูลเกี่ยวกับประเภทและระยะห่างของดาวฤกษ์มีให้ใช้งานได้ง่ายขึ้นสเปกตรัมของดาวฤกษ์แสดงให้เห็นว่ามีลักษณะเฉพาะ ซึ่งทำให้สามารถจัดหมวดหมู่ได้แอนนี่ จัมป์ แคนนอนและเอ็ดเวิร์ด ชาร์ลส์ พิกเกอริงที่หอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ดได้พัฒนาระบบการจัดหมวดหมู่ที่รู้จักกันในชื่อแผนการจำแนกประเภทของฮาร์วาร์ดซึ่งตีพิมพ์ในHarvard Annalsในปี 1901 ^{[ 1 ]}

ใน ปี พ.ศ. 2449 ที่ เมืองพ็อตสดัมนักดาราศาสตร์ชาวเดนมาร์กเอจนาร์ เฮิร์ตสปรุงสังเกตเห็นว่าดาวฤกษ์ที่มีสีแดงที่สุด—ซึ่งจัดอยู่ในประเภท K และ M ตามระบบของฮาร์วาร์ด—สามารถแบ่งออกเป็นสองกลุ่มที่แตกต่างกันได้ ดาวฤกษ์เหล่านี้มีทั้งที่สว่างกว่าดวงอาทิตย์มาก หรือสว่างน้อยกว่ามาก เพื่อแยกแยะกลุ่มเหล่านี้ เขาจึงเรียกพวกมันว่า "ดาวฤกษ์ยักษ์" และ "ดาวฤกษ์แคระ" ในปีต่อมา เขาเริ่มศึกษาเกี่ยว กับ กระจุกดาวซึ่งเป็นกลุ่มดาวขนาดใหญ่ที่อยู่ร่วมกันในระยะทางที่ใกล้เคียงกัน สำหรับดาวฤกษ์เหล่านี้ เขาได้ตีพิมพ์แผนภูมิสีเทียบกับความสว่าง เป็นครั้งแรก แผนภูมิเหล่านี้แสดงให้เห็นลำดับของดาวฤกษ์ที่โดดเด่นและต่อเนื่อง ซึ่งเขาตั้งชื่อว่าลำดับหลัก^{[ 2 ]}

ที่มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันเฮนรี นอร์ริส รัสเซลล์กำลังดำเนินการวิจัยในแนวทางที่คล้ายคลึงกัน เขาศึกษาความสัมพันธ์ระหว่างการจำแนกสเปกตรัมของดาวฤกษ์และความสว่างจริงที่แก้ไขตามระยะทาง ซึ่งก็คือค่าความสว่างสัมบูรณ์เพื่อจุดประสงค์นี้ เขาใช้ชุดดาวฤกษ์ที่มีพารัลแลกซ์ ที่เชื่อถือได้ และหลายดวงได้รับการจัดประเภทที่มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด เมื่อเขาพล็อตประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์เหล่านี้เทียบกับค่าความสว่างสัมบูรณ์ เขาพบว่าดาวแคระมีความสัมพันธ์ที่แตกต่างออกไป ซึ่งทำให้สามารถทำนายความสว่างจริงของดาวแคระได้อย่างแม่นยำพอสมควร^{[ 3 ]}

จากดาวสีแดงที่เฮิร์ตสปรุงสังเกต ดาวแคระก็เป็นไปตามความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและความสว่างที่รัสเซลค้นพบเช่นกัน อย่างไรก็ตาม ดาวขนาดยักษ์สว่างกว่าดาวแคระมาก ดังนั้นจึงไม่เป็นไปตามความสัมพันธ์เดียวกัน รัสเซลเสนอว่า "ดาวขนาดยักษ์ต้องมีความหนาแน่นต่ำหรือมีความสว่างพื้นผิวสูง และในทางกลับกันสำหรับดาวแคระ" เส้นโค้งเดียวกันนี้ยังแสดงให้เห็นว่ามีดาวสีขาวจางๆ น้อยมาก^{[ 3 ]}

ในปี พ.ศ. 2476 Bengt Strömgrenได้นำคำว่าแผนภาพ Hertzsprung–Russell มาใช้เพื่อแสดงแผนภาพคลาสความสว่าง-สเปกตรัม^{[ 4 ]}ชื่อนี้สะท้อนถึงการพัฒนาคู่ขนานของเทคนิคนี้โดยทั้ง Hertzsprung และ Russell ในช่วงต้นศตวรรษ^{[ 2 ]}

เมื่อมีการพัฒนารูปแบบวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ในช่วงทศวรรษ 1930 พบว่าสำหรับดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบเดียวกัน มวลของดาวฤกษ์จะเป็นตัวกำหนดความสว่างและรัศมี ในทางกลับกัน เมื่อทราบองค์ประกอบทางเคมีของดาวฤกษ์และตำแหน่งบนลำดับหลักแล้ว จะสามารถอนุมานมวลและรัศมีของดาวฤกษ์ได้ ซึ่งต่อมาเป็นที่รู้จักกันในชื่อทฤษฎีบท Vogt–Russellตั้งชื่อตามHeinrich Vogtและ Henry Norris Russell ต่อมาได้มีการค้นพบว่าความสัมพันธ์นี้ใช้ไม่ได้ผลบ้างสำหรับดาวฤกษ์ที่มีองค์ประกอบไม่สม่ำเสมอ^{[ 5 ]}

แผนการจำแนกประเภทดาวฤกษ์ ที่ปรับปรุงแล้ว ได้รับการตีพิมพ์ในปี พ.ศ. 2486 โดยWilliam Wilson MorganและPhilip Childs Keenan [ ^{6 ] การ}จำแนกประเภท MK กำหนดประเภทสเปกตรัมให้กับดาวแต่ละดวง โดยอิงจากการจำแนกประเภทของฮาร์วาร์ด และ จัด ระดับความสว่างการจำแนกประเภทของฮาร์วาร์ดได้รับการพัฒนาโดยการกำหนดตัวอักษรที่แตกต่างกันให้กับดาวแต่ละดวงตามความแรงของเส้นสเปกตรัมไฮโดรเจน ก่อนที่จะทราบความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและอุณหภูมิ เมื่อเรียงลำดับตามอุณหภูมิและเมื่อลบชั้นที่ซ้ำกันออกประเภทสเปกตรัมของดาวฤกษ์จะเรียงลำดับตามอุณหภูมิที่ลดลง โดยมีสีตั้งแต่สีน้ำเงินถึงสีแดง คือ O, B, A, F, G, K และ M ( คำช่วยจำ ที่นิยม ใช้ในการจำลำดับชั้นของดาวฤกษ์นี้คือ "Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me") ชั้นความสว่างมีตั้งแต่ I ถึง V ตามลำดับความสว่างที่ลดลง ดาวฤกษ์ที่มีชั้นความสว่าง V จัดอยู่ในลำดับหลัก^{[ 7 ]}

ในเดือนเมษายน พ.ศ. 2561 นักดาราศาสตร์รายงานการตรวจพบ ดาวฤกษ์ "ธรรมดา" (เช่น ดาวฤกษ์ลำดับหลัก) ที่อยู่ไกลที่สุดซึ่งตั้งชื่อว่าIcarus (อย่างเป็นทางการคือMACS J1149 Lensed Star 1 ) ที่ ^ระยะห่าง 9 พันล้านปีแสงจากโลก [ ^{8 ] [ 9 ]}

เมื่อดาวฤกษ์เกิดใหม่ก่อตัวขึ้นจากการยุบตัวของเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ของก๊าซและฝุ่นในตัวกลางระหว่างดาวฤกษ์ ในบริเวณนั้น องค์ประกอบเริ่มต้นจะเป็นเนื้อเดียวกันตลอดทั้งดวง โดยประกอบด้วยไฮโดรเจนประมาณ 70% ฮีเลียม 28% และธาตุอื่นๆ ในปริมาณเล็กน้อยตามมวล^{[ 10 ]}มวลเริ่มต้นของดาวฤกษ์ขึ้นอยู่กับสภาวะในบริเวณนั้นภายในเมฆ (การกระจายมวลของดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นใหม่จะถูกอธิบายในเชิงประจักษ์โดยฟังก์ชันมวลเริ่มต้น ) ^{[ 11 ]}ในระหว่างการยุบตัวเริ่มต้นดาวฤกษ์ก่อนลำดับหลัก นี้ จะสร้างพลังงานความร้อนผ่านการเพิ่มขึ้นของความดันที่เกิดจากการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ในช่วงนี้ ก่อนการจุดระเบิดของไฮโดรเจน ดาวฤกษ์จะใช้เวลาช่วงหนึ่งในการหดตัวที่เรียกว่าช่วงเวลาเคลวิน-เฮล์มโฮลทซ์หรือช่วงเวลาความร้อน ช่วงเวลานี้อธิบายถึงระยะเวลาที่ดาวฤกษ์สามารถคงอยู่ได้โดยการแผ่พลังงานจลน์ภายใน เมื่อมีความหนาแน่นเพียงพอ ดาวฤกษ์จะเริ่มเปลี่ยนไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมและผลิตพลังงานผ่านกระบวนการฟิวชั่นนิวเคลียร์ คายความร้อน ^{[ 7 ]}มาตราเวลานิวเคลียร์มีประโยชน์ในการอธิบายระยะเวลาที่ดาวฤกษ์สามารถคงอยู่ได้ในช่วงระยะต่อไปนี้

เมื่อปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนกลายเป็นกระบวนการผลิตพลังงานหลัก และพลังงานส่วนเกินที่ได้รับจากการหดตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงได้หายไป^{[ 12 ]}ดาวฤกษ์จะอยู่บนเส้นโค้งในแผนภาพเฮิรตสปรุง-รัสเซลล์ (หรือแผนภาพ HR) ที่เรียกว่าลำดับหลักมาตรฐาน นักดาราศาสตร์บางครั้งจะเรียกขั้นตอนนี้ว่า "ลำดับหลักอายุศูนย์" หรือ ZAMS ^{[ 13 ] [ 14 ]}เส้นโค้ง ZAMS สามารถคำนวณได้โดยใช้แบบจำลองคอมพิวเตอร์ของคุณสมบัติของดาวฤกษ์ ณ จุดที่ดาวฤกษ์เริ่มเกิดปฏิกิริยาฟิวชันไฮโดรเจน จากจุดนี้ ความสว่างและอุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์มักจะเพิ่มขึ้นตามอายุ^{[ 15 ]}

ดาวฤกษ์จะยังคงอยู่ใกล้ตำแหน่งเริ่มต้นบนลำดับหลักจนกว่าไฮโดรเจนในแกนกลางจะถูกใช้ไปเป็นจำนวนมาก จากนั้นจึงเริ่มวิวัฒนาการเป็นดาวฤกษ์ที่สว่างกว่า (ในแผนภาพ HR ดาวฤกษ์ที่กำลังวิวัฒนาการจะเคลื่อนขึ้นและไปทางขวาของลำดับหลัก) ดังนั้นลำดับหลักจึงแสดงถึงขั้นตอนการเผาไหม้ไฮโดรเจนขั้นต้นของช่วงชีวิตของดาวฤกษ์^{[ 7 ]}

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักแบ่งออกเป็นประเภทต่างๆ ดังนี้:

• ดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท O
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักประเภท B
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด A
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด F
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด G
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด K
• ดาวฤกษ์ลำดับหลักชนิด M

ดาวฤกษ์ลำดับหลัก ประเภท M (และประเภท K ในระดับที่น้อยกว่า) ^{[ 17 ]}มักถูกเรียกว่าดาวแคระแดง

ดาวส่วนใหญ่ในแผนภาพ HR ทั่วไปจะเรียงตัวตามเส้นโค้งลำดับหลัก เส้นนี้เด่นชัดเนื่องจากทั้งประเภทสเปกตรัมและความสว่างขึ้นอยู่กับมวลของดาวเท่านั้น อย่างน้อยก็ในการประมาณลำดับศูนย์ ตราบใดที่ดาวยังคงหลอมรวมไฮโดรเจนที่แกนกลาง ซึ่งนั่นคือสิ่งที่ดาวเกือบทั้งหมดใช้เวลาส่วนใหญ่ในชีวิตที่ "ใช้งาน" ของมันทำ^{[ 18 ]}

อุณหภูมิของดาวฤกษ์เป็นตัวกำหนดประเภทสเปกตรัม ของดาวฤกษ์ โดยส่งผลต่อคุณสมบัติทางกายภาพของพลาสมาในชั้นโฟโตสเฟียร์การปล่อยพลังงานของดาวฤกษ์ตามความยาวคลื่นได้รับอิทธิพลจากทั้งอุณหภูมิและองค์ประกอบของดาว ตัวบ่งชี้สำคัญของการกระจายพลังงานนี้คือดัชนีสีB − V ซึ่งวัด ความสว่างของดาวฤกษ์ในแสงสีน้ำเงิน ( B ) และแสงสีเขียวเหลือง ( V ) โดยใช้ตัวกรอง^{[หมายเหตุ 1 ]}ความแตกต่างของความสว่างนี้เป็นตัววัดอุณหภูมิของดาวฤกษ์

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักเรียกว่าดาวแคระ^{[ 19 ] [ 20 ]}แต่คำศัพท์นี้เป็นส่วนหนึ่งของประวัติศาสตร์และอาจทำให้สับสนได้ สำหรับดาวฤกษ์ที่เย็นกว่า ดาวแคระ เช่นดาวแคระแดงดาวแคระส้มและดาวแคระเหลืองจะมีขนาดเล็กกว่าและสว่างน้อยกว่าดาวฤกษ์สีอื่นๆ มาก อย่างไรก็ตาม สำหรับดาวฤกษ์สีน้ำเงินและสีขาวที่ร้อนกว่า ความแตกต่างในขนาดและความสว่างระหว่างดาวที่เรียกว่า "ดาวแคระ" ที่อยู่บนลำดับหลักและดาวที่เรียกว่า "ดาวยักษ์" ที่ไม่ได้อยู่บนลำดับหลัก จะน้อยลง สำหรับดาวฤกษ์ที่ร้อนที่สุด ความแตกต่างนั้นไม่สามารถสังเกตได้โดยตรง และสำหรับดาวฤกษ์เหล่านี้ คำว่า "ดาวแคระ" และ "ดาวยักษ์" หมายถึงความแตกต่างในเส้นสเปกตรัมซึ่งบ่งชี้ว่าดาวฤกษ์นั้นอยู่บนหรือนอกลำดับหลัก อย่างไรก็ตาม ดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่ร้อนมากบางครั้งก็ยังถูกเรียกว่าดาวแคระ แม้ว่าจะมีขนาดและความสว่างใกล้เคียงกับดาว "ยักษ์" ที่มีอุณหภูมิเดียวกันก็ตาม^{[ 21 ]}

การใช้คำว่า "ดาวแคระ" ทั่วไปเพื่อหมายถึงดาวลำดับหลักนั้นทำให้เกิดความสับสนในอีกแง่หนึ่ง เนื่องจากมีดาวแคระที่ไม่ใช่ดาวลำดับหลักอยู่ด้วย ตัวอย่างเช่นดาวแคระขาวเป็นแกนที่ตายแล้วซึ่งเหลืออยู่หลังจากดาวฤกษ์สลัดชั้นนอกออกไปแล้ว และมีขนาดเล็กกว่าดาวลำดับหลักมาก โดยมีขนาดประมาณเท่าโลกสิ่งเหล่านี้แสดงถึงขั้นตอนวิวัฒนาการขั้นสุดท้ายของดาวลำดับหลักหลายดวง^{[ 22 ]}

โดยการพิจารณาดาวฤกษ์เป็นแหล่งกำเนิดพลังงานในอุดมคติที่เรียกว่าวัตถุดำความสว่างLและรัศมีRสามารถเชื่อมโยงกับอุณหภูมิยังผลT _eff ได้ โดยใช้กฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ :

${\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\text{eff}}^{4}}$

โดยที่σคือค่าคงที่ Stefan–Boltzmannเนื่องจากตำแหน่งของดาวบนแผนภาพ HR แสดงความสว่างโดยประมาณ ความสัมพันธ์นี้จึงสามารถใช้ในการประมาณรัศมีได้^{[ 23 ]}

มวล รัศมี และความสว่างของดาวฤกษ์มีความสัมพันธ์กันอย่างใกล้ชิด และค่าของพวกมันสามารถประมาณได้ด้วยความสัมพันธ์สามประการ ประการแรกคือ กฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ ซึ่งเชื่อมโยงความสว่าง_{L รัศมี R และอุณหภูมิพื้นผิว Teff} ประการที่สองคือความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความสว่างซึ่งเชื่อมโยงความสว่างLและมวลMสุดท้าย ความสัมพันธ์ระหว่างMและR _นั้นใกล้เคียงกับความสัมพันธ์เชิงเส้น อัตราส่วนของMต่อRเพิ่มขึ้นเพียงสามเท่าในช่วง 2.5 อันดับ ของขนาดMความสัมพันธ์นี้เป็นสัดส่วนโดยประมาณกับอุณหภูมิภายในของดาวฤกษ์TIและการเพิ่มขึ้นที่ช้ามากสะท้อนให้เห็นว่าอัตราการสร้างพลังงานในแกนกลางขึ้นอยู่กับอุณหภูมินี้อย่างมาก ในขณะที่มันต้องสอดคล้องกับความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความสว่าง ดังนั้น อุณหภูมิที่สูงเกินไปหรือต่ำเกินไปจะส่งผลให้ดาวฤกษ์ไม่เสถียร

การประมาณค่าที่ดีกว่าคือการใช้ε = L / Mซึ่งเป็นอัตราการสร้างพลังงานต่อหน่วยมวล เนื่องจากεเป็นสัดส่วนกับT _I ¹⁵โดยที่T _Iคืออุณหภูมิแกนกลาง ซึ่งเหมาะสมสำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อยเท่ากับดวงอาทิตย์ แสดงวัฏจักร CNOและให้ค่าที่เหมาะสมกว่าคือR ∝ M ^{0.78 [ 24 ]}

ตารางด้านล่างแสดงค่าทั่วไปสำหรับดาวฤกษ์ตามลำดับหลัก ค่าความสว่าง ( L ) รัศมี ( R ) และมวล ( M ) สัมพันธ์กับดวงอาทิตย์ ซึ่งเป็นดาวแคระที่มีการจัดประเภทสเปกตรัมเป็น G2 V ค่าจริงของดาวฤกษ์อาจแตกต่างจากค่าที่ระบุไว้ด้านล่างได้มากถึง 20–30% ^{[ 25 ]}

ดาวฤกษ์ลำดับหลักทั้งหมดมีบริเวณแกนกลางซึ่งพลังงานถูกสร้างขึ้นโดยปฏิกิริยาฟิวชันนิวเคลียร์ อุณหภูมิและความหนาแน่นของแกนกลางนี้อยู่ในระดับที่จำเป็นต่อการรักษาการผลิตพลังงานที่จะค้ำจุนส่วนที่เหลือของดาว การลดลงของการผลิตพลังงานจะทำให้มวลที่อยู่ด้านบนบีบอัดแกนกลาง ส่งผลให้อัตราการฟิวชันเพิ่มขึ้นเนื่องจากอุณหภูมิและความดันที่สูงขึ้น ในทำนองเดียวกัน การเพิ่มขึ้นของการผลิตพลังงานจะทำให้ดาวขยายตัว ลดความดันที่แกนกลาง ดังนั้นดาวจึงก่อตัวเป็นระบบควบคุมตนเองในสมดุลอุทกสถิตซึ่งมีเสถียรภาพตลอดช่วงอายุขัยของดาวฤกษ์ ลำดับหลัก ^{[ 30 ]}

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักใช้กระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนสองประเภท และอัตราการสร้างพลังงานจากแต่ละประเภทขึ้นอยู่กับอุณหภูมิในบริเวณแกนกลาง นักดาราศาสตร์แบ่งลำดับหลักออกเป็นส่วนบนและส่วนล่าง โดยพิจารณาจากกระบวนการหลอมรวมใดที่เด่นกว่า ในลำดับหลักส่วนล่าง พลังงานส่วนใหญ่เกิดจากปฏิกิริยาลูกโซ่โปรตอน-โปรตอนซึ่งหลอมรวมไฮโดรเจนเข้าด้วยกันโดยตรงในหลายขั้นตอนเพื่อผลิตฮีเลียม^{[ 31 ]}ดาวฤกษ์ในลำดับหลักส่วนบนมีอุณหภูมิแกนกลางสูงพอที่จะใช้รอบ CNO ได้อย่างมีประสิทธิภาพ (ดูแผนภูมิ) กระบวนการนี้ใช้อะตอมของคาร์บอนไนโตรเจนและออกซิเจนเป็นตัวกลางในกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็น ฮีเลียม

ที่อุณหภูมิแกนกลางของดาวฤกษ์ 18 ล้านเคลวินกระบวนการ PP และวัฏจักร CNO มีประสิทธิภาพเท่ากัน และแต่ละประเภทจะสร้างความสว่างสุทธิของดาวฤกษ์ได้ครึ่งหนึ่ง เนื่องจากนี่คืออุณหภูมิแกนกลางของดาวฤกษ์ที่มีมวลประมาณ 1.5  _M☉ ดังนั้นลำดับหลักตอนบนจึงประกอบด้วยดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าค่านี้ กล่าวโดยคร่าวๆ คือ ดาวฤกษ์ประเภทสเปกตรัม F หรือเย็นกว่าจะอยู่ในลำดับหลักตอนล่าง ในขณะที่ดาวฤกษ์ประเภท A หรือร้อนกว่าจะอยู่ในลำดับหลักตอนบน^{[ 15 ]}การเปลี่ยนผ่านในการผลิตพลังงานปฐมภูมิจากรูปแบบหนึ่งไปอีกรูปแบบหนึ่งนั้นครอบคลุมช่วงความแตกต่างที่น้อยกว่ามวลของดวงอาทิตย์หนึ่งเท่า ในดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์หนึ่งเท่า พลังงานเพียง 1.5% เท่านั้นที่ถูกสร้างขึ้นโดยวัฏจักร CNO ^{[ 32 ]}ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์ที่มีมวล 1.8  _M☉ หรือสูงกว่านั้นจะสร้างพลังงานเกือบทั้งหมดผ่านวัฏจักร CNO ^{[ 33 ]}

ขีดจำกัดบนที่สังเกตได้สำหรับดาวฤกษ์ลำดับหลักคือ 120–200  M☉ [ ^{34 ] คำ}อธิบายทางทฤษฎีสำหรับขีดจำกัดนี้คือ ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านี้ไม่สามารถแผ่พลังงานได้เร็วพอที่จะคงความเสถียร ดังนั้นมวลเพิ่มเติมใดๆ จะถูกขับออกมาเป็นชุดของการเต้นเป็นจังหวะจนกว่าดาวฤกษ์จะถึงขีดจำกัดที่เสถียร_[ ^{35 ] ขีด}จำกัดล่างสำหรับการหลอมรวมนิวเคลียร์โปรตอน-โปรตอนอย่างต่อเนื่องอยู่ที่ประมาณ 0.08  M☉หรือ 80 เท่าของมวลของดาวพฤหัสบดี^{[ 31 ]}ต่ำกว่าเกณฑ์นี้คือวัตถุย่อยของดาวฤกษ์ที่ไม่สามารถรักษาการหลอมรวมไฮโดรเจนได้ ซึ่งรู้จักกันในชื่อ_ดาวแคระน้ำตาล^{[ 36 ]}

เนื่องจากมีความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างแกนกลางและพื้นผิวหรือโฟโตสเฟียร์พลังงานจึงถูกส่งออกไปด้านนอก วิธีการส่งพลังงานนี้มีสองวิธีคือการแผ่รังสีและการพาความร้อนบริเวณ ที่ มีการแผ่รังสีซึ่งพลังงานถูกส่งโดยการแผ่รังสี จะมีความเสถียรต่อการพาความร้อน และมีการผสมของพลาสมาน้อยมาก ในทางตรงกันข้าม ในบริเวณที่มีการพาความร้อนพลังงานจะถูกส่งโดยการเคลื่อนที่ของพลาสมา โดยวัสดุที่ร้อนกว่าจะลอยขึ้น และวัสดุที่เย็นกว่าจะตกลงมา การพาความร้อนเป็นวิธีที่มีประสิทธิภาพมากกว่าในการนำพาพลังงานมากกว่าการแผ่รังสี แต่จะเกิดขึ้นได้เฉพาะในสภาวะที่ทำให้เกิดการไล่ระดับอุณหภูมิที่สูงชันเท่านั้น^{[ 30 ] [ 37 ]}

ในดาวฤกษ์มวลมาก (มากกว่า 10  _M☉ ) [ ^{38 ] อัตรา}การสร้างพลังงานโดยวัฏจักร CNO มีความไวต่ออุณหภูมิมาก ดังนั้นการหลอมรวมจึงกระจุกตัวอยู่ที่แกนกลาง ผลที่ตามมาคือมีการไล่ระดับอุณหภูมิสูงในบริเวณแกนกลาง ซึ่งส่งผลให้เกิดโซนการพาความร้อนสำหรับการขนส่งพลังงานที่มีประสิทธิภาพมากขึ้น^{[ 31 ]}การผสมของวัสดุรอบแกนกลางนี้จะกำจัดเถ้าฮีเลียมออกจากบริเวณการเผาไหม้ไฮโดรเจน ทำให้ไฮโดรเจนในดาวฤกษ์ถูกบริโภคได้มากขึ้นในช่วงอายุขัยของลำดับหลัก บริเวณรอบนอกของดาวฤกษ์มวลมากจะขนส่งพลังงานโดยการแผ่รังสี โดยมีการพาความร้อนน้อยหรือไม่มีเลย^{[ 30 ]}

ดาวฤกษ์มวลปานกลาง เช่น ดาวซิริอุสอาจส่งถ่ายพลังงานโดยการแผ่รังสีเป็นหลัก โดยมีบริเวณแกนกลางที่มีการพาความร้อนเล็กน้อย^{[ 39 ]}ดาวฤกษ์ขนาดกลางที่มีมวลน้อย เช่น ดวงอาทิตย์ มีบริเวณแกนกลางที่เสถียรต่อการพาความร้อน โดยมีโซนการพาความร้อนอยู่ใกล้พื้นผิวที่ผสมชั้นนอก ส่งผลให้เกิดการสร้างแกนกลางที่อุดมไปด้วยฮีเลียมอย่างต่อเนื่อง ล้อมรอบด้วยบริเวณชั้นนอกที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจน ในทางตรงกันข้าม ดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิต่ำและมีมวลน้อยมาก (ต่ำกว่า 0.4 M☉) จะมีการพาความร้อน  _ตลอดทั้งดวง^{[ 11 ]}ดังนั้น ฮีเลียมที่ผลิตขึ้นที่แกนกลางจึงกระจายไปทั่วดาว ทำให้เกิดบรรยากาศที่ค่อนข้างสม่ำเสมอและมีอายุการใช้งานในลำดับหลักที่ยาวนานขึ้นตามสัดส่วน^{[ 30 ]}

เมื่อฮีเลียมที่ไม่เกิดปฏิกิริยาฟิวชันสะสมอยู่ในแกนกลางของดาวฤกษ์ลำดับหลัก การลดลงของปริมาณไฮโดรเจนต่อหน่วยมวลจะส่งผลให้อัตราการเกิดฟิวชันภายในมวลนั้นลดลงอย่างค่อยเป็นค่อยไป เนื่องจากพลังงานที่ได้จากฟิวชันเป็นตัวรักษาความดันของแกนกลางและค้ำจุนชั้นที่สูงกว่าของดาวฤกษ์ แกนกลางจึงค่อยๆ ถูกบีบอัด ทำให้วัสดุที่อุดมไปด้วยไฮโดรเจนเข้ามาอยู่ในชั้นรอบแกนกลางที่อุดมไปด้วยฮีเลียมที่ระดับความลึกซึ่งมีความดันเพียงพอที่จะเกิดฟิวชันได้ พลังงานที่ปล่อยออกมาสูงจากชั้นนี้จะผลักชั้นที่สูงกว่าของดาวฤกษ์ออกไปไกลขึ้น ทำให้รัศมีและความสว่างของดาวฤกษ์เพิ่มขึ้นอย่างค่อยเป็นค่อยไปเมื่อเวลาผ่านไป^{[ 15 ]}ตัวอย่างเช่น ความสว่างของดวงอาทิตย์ในยุคแรกมีเพียงประมาณ 70% ของค่าปัจจุบัน^{[ 40 ]}เมื่อดาวฤกษ์มีอายุมากขึ้น ตำแหน่งบนแผนภาพ HR ก็จะเปลี่ยนไป วิวัฒนาการนี้สะท้อนให้เห็นในการขยายตัวของแถบลำดับหลักซึ่งประกอบด้วยดาวฤกษ์ในขั้นตอนวิวัฒนาการต่างๆ^{[ 41 ]}

ปัจจัยอื่นๆ ที่ทำให้แถบลำดับหลักบนแผนภาพ HR กว้างขึ้น ได้แก่ ความไม่แน่นอนในระยะทางไปยังดาวฤกษ์ และการมีอยู่ของดาวคู่ ที่ไม่สามารถแยกแยะได้ ซึ่งสามารถเปลี่ยนแปลงพารามิเตอร์ของดาวฤกษ์ที่สังเกตได้ อย่างไรก็ตาม แม้แต่การสังเกตที่สมบูรณ์แบบก็ยังแสดงให้เห็นลำดับหลักที่ไม่ชัดเจน เนื่องจากมวลไม่ใช่พารามิเตอร์เดียวที่ส่งผลต่อสีและความสว่างของดาวฤกษ์ การเปลี่ยนแปลงในองค์ประกอบทางเคมีที่เกิดจากความอุดมสมบูรณ์เริ่มต้นสถานะวิวัฒนาการของ ดาวฤกษ์ ^{[ 42 ]}ปฏิสัมพันธ์กับ ดาว คู่ที่อยู่ใกล้ [ ^{43 ]}การหมุนอย่างรวดเร็ว^{[ 44 ]}หรือสนามแม่เหล็ก^ล้วน สามารถเปลี่ยนแปลงตำแหน่งในแผนภาพ HR ของดาวฤกษ์ในลำดับหลักได้เล็กน้อย ตัวอย่างเช่น มีดาวฤกษ์ที่มีโลหะน้อย (มีธาตุที่มีเลขอะตอมสูงกว่าฮีเลียมในปริมาณน้อยมาก) ที่อยู่ต่ำกว่าลำดับหลักและเรียกว่า ดาว แคระย่อยดาวฤกษ์เหล่านี้กำลังหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง ดังนั้นจึงเป็นเครื่องหมายขอบล่างของความไม่ชัดเจนของลำดับหลักที่เกิดจากความแปรปรวนในองค์ประกอบทางเคมี^{[ 45 ]}

บริเวณเกือบแนวตั้งของแผนภาพ HR ซึ่งเรียกว่าแถบความไม่เสถียรนั้น เต็มไปด้วยดาวแปรแสงแบบ สั่นไหว ที่เรียกว่า ดาว แปรแสงเซเฟอิดดาวเหล่านี้มีการเปลี่ยนแปลงขนาดความสว่างเป็นระยะๆ ทำให้ดูเหมือนสั่นไหว แถบนี้ตัดกับส่วนบนของลำดับหลักในบริเวณของดาวประเภทAและFซึ่งมีมวลระหว่าง 1 ถึง 2 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์ ดาวแปรแสงแบบสั่นไหวในส่วนนี้ของแถบความไม่เสถียรที่ตัดกับส่วนบนของลำดับหลักเรียกว่า ดาว แปรแสงเดลต้าสคูติดาวลำดับหลักในบริเวณนี้มีการเปลี่ยนแปลงขนาดความสว่างเพียงเล็กน้อย ดังนั้นการเปลี่ยนแปลงนี้จึงตรวจจับได้ยาก^{[ 46 ]}ดาวลำดับหลักที่ไม่เสถียรประเภทอื่นๆ เช่นดาวแปรแสงเบตาเซเฟอิไม่เกี่ยวข้องกับแถบความไม่เสถียรนี้

ปริมาณพลังงานทั้งหมดที่ดาวฤกษ์สามารถสร้างได้ผ่านปฏิกิริยาฟิวชั่นนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนนั้นถูกจำกัดด้วยปริมาณเชื้อเพลิงไฮโดรเจนที่สามารถบริโภคได้ที่แกนกลาง สำหรับดาวฤกษ์ที่อยู่ในสภาวะสมดุล พลังงานความร้อนที่สร้างขึ้นที่แกนกลางจะต้องมีอย่างน้อยเท่ากับพลังงานที่แผ่รังสีที่พื้นผิว เนื่องจากความสว่างให้ปริมาณพลังงานที่แผ่รังสีต่อหน่วยเวลา อายุขัยทั้งหมดจึงสามารถประมาณได้ในเบื้องต้นโดยการนำพลังงานทั้งหมดที่ผลิตได้หารด้วยความสว่างของดาวฤกษ์^{[ 47 ]}

สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลอย่างน้อย 0.5  _M☉ เมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลงและขยายตัวกลายเป็นดาวยักษ์แดงมันสามารถเริ่มหลอมรวม อะตอม ฮีเลียมเพื่อสร้างคาร์บอนได้ พลังงานที่ได้จากกระบวนการหลอมรวมฮีเลียมต่อหน่วยมวลมีเพียงประมาณหนึ่งในสิบของพลังงานที่ได้จากกระบวนการหลอมรวมไฮโดรเจน และความสว่างของดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้น^{[ 48 ]}ส่งผลให้ระยะเวลาในระยะนี้สั้นกว่าอายุขัยของดาวฤกษ์ในลำดับหลักมาก (ตัวอย่างเช่น คาดการณ์ว่าดวงอาทิตย์จะใช้เวลา130 ล้านปีในการเผาไหม้ฮีเลียม เทียบกับประมาณ 12 พันล้านปีในการเผาไหม้ไฮโดรเจน) ^{[ 49 ]}ดังนั้นประมาณ 90% ของดาวฤกษ์ที่สังเกตได้ที่มีมวลมากกว่า 0.5  _M☉ จะอยู่ในลำดับหลัก^{[ 50 ]}โดยเฉลี่ยแล้ว ดาวฤกษ์ในลำดับหลักเป็นที่ทราบกันดีว่ามีความสัมพันธ์เชิงประจักษ์ระหว่างมวลและความสว่าง^{[ 51 ]}ความสว่าง ( L ) ของดาวฤกษ์เป็นสัดส่วนโดยประมาณกับมวลรวม ( M ) ตามกฎกำลัง ต่อไปนี้ :

${\displaystyle L\ \propto \ M^{3.5}}$

^{ความสัมพันธ์ นี้ ใช้ได้กับ ดาวฤกษ์}ลำดับหลักในช่วง 0.1–50  M☉ [ ₅₂ ^]

ปริมาณเชื้อเพลิงที่ใช้สำหรับการหลอมรวมนิวเคลียร์เป็นสัดส่วนกับมวลของดาวฤกษ์ ดังนั้น อายุขัยของดาวฤกษ์บนลำดับหลักสามารถประมาณได้โดยการเปรียบเทียบกับแบบจำลองวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์บนลำดับหลักมาประมาณ 4.5 พันล้านปีแล้ว และจะเริ่มขยายตัวอย่างรวดเร็วไปสู่ดาวยักษ์แดงในอีก 6.5 พันล้านปีข้าง หน้า ^{[ 53 ]}โดยมีอายุขัยบนลำดับหลักรวมประมาณ 10 ¹⁰ปี ดังนั้น: ^{[ 54 ]}

${\displaystyle \tau _{\text{MS}}\approx 10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]=10^{10}{\text{years}}\left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]^{-2.5}}$

โดยที่MและLคือมวลและความสว่างของดาวฤกษ์ตามลำดับคือมวลของดวงอาทิตย์คือความสว่างของดวงอาทิตย์และคืออายุขัยโดยประมาณของดาวฤกษ์ในช่วงลำดับหลัก ${\displaystyle M_{\bigodot }}$${\displaystyle L_{\bigodot }}$${\displaystyle \tau _{\text{MS}}}$

แม้ว่าดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะมีเชื้อเพลิงให้เผาไหม้มากกว่าและโดยทั่วไปอาจคาดได้ว่าจะอยู่ได้นานกว่า แต่พวกมันก็แผ่รังสีออกมาในปริมาณที่มากขึ้นตามสัดส่วนของมวลที่เพิ่มขึ้น นี่เป็นสิ่งที่จำเป็นตามสมการสถานะของดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่จะรักษาสมดุล แรงดันภายนอกของพลังงานที่แผ่รังสีซึ่งเกิดขึ้นในแกนกลางไม่เพียงแต่จะต้องเพิ่มขึ้นเท่านั้น แต่จะเพิ่มขึ้นเพื่อให้ตรงกับแรงดันแรงโน้มถ่วงมหาศาลที่เข้ามาภายในของชั้นบรรยากาศ ดังนั้น ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดอาจอยู่ในลำดับหลักได้เพียงไม่กี่ล้านปี ในขณะที่ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าหนึ่งในสิบของมวลของดวงอาทิตย์อาจอยู่ได้นานกว่าหนึ่งล้านล้านปี^{[ 55 ]}

ความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความสว่างที่แน่นอนขึ้นอยู่กับประสิทธิภาพในการขนส่งพลังงานจากแกนกลางไปยังพื้นผิวความทึบแสง ที่สูงขึ้น จะมีผลในการเป็นฉนวนซึ่งช่วยกักเก็บพลังงานไว้ที่แกนกลางมากขึ้น ดังนั้นดาวฤกษ์จึงไม่จำเป็นต้องผลิตพลังงานมากนักเพื่อรักษาสมดุลอุทกสถิตในทางตรงกันข้าม ความทึบแสงที่ต่ำลงหมายความว่าพลังงานจะหลุดออกไปอย่างรวดเร็ว และดาวฤกษ์จะต้องเผาผลาญเชื้อเพลิงมากขึ้นเพื่อรักษาสมดุล^{[ 56 ]}ความทึบแสงที่สูงเพียงพออาจส่งผลให้เกิดการขนส่งพลังงานผ่านการพาความร้อนซึ่งจะเปลี่ยนเงื่อนไขที่จำเป็นในการรักษาสมดุล^{[ 15 ]}

ในดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีมวลมาก ความทึบแสงส่วนใหญ่เกิดจากการกระเจิงของอิเล็กตรอนซึ่งเกือบจะคงที่เมื่ออุณหภูมิเพิ่มขึ้น ดังนั้นความสว่างจึงเพิ่มขึ้นตามกำลังสามของมวลของดาวฤกษ์เท่านั้น^{[ 48 ]}สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่า 10  _M☉ ความทึบแสงจะขึ้นอยู่กับอุณหภูมิ ส่งผลให้ความสว่างแปรผันตามกำลังสี่ของมวลของดาวฤกษ์โดยประมาณ^{[ 52 ]}สำหรับดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยมาก โมเลกุลในชั้นบรรยากาศก็มีส่วนทำให้เกิดความทึบแสงด้วย ที่มวลน้อยกว่าประมาณ 0.5  _M☉ ความสว่างของดาวฤกษ์จะแปรผันตามมวลยกกำลัง 2.3 ทำให้ความชันของกราฟมวลเทียบกับความสว่างแบนลง อย่างไรก็ตาม แม้แต่การปรับปรุงเหล่านี้ก็เป็นเพียงการประมาณเท่านั้น และความสัมพันธ์ระหว่างมวลและความสว่างอาจแตกต่างกันไปขึ้นอยู่กับองค์ประกอบของดาวฤกษ์^{[ 11 ]}

เมื่อดาวฤกษ์ลำดับหลักใช้ไฮโดรเจนที่แกนกลางหมด การสูญเสียการสร้างพลังงานจะทำให้การยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงกลับมาดำเนินต่อ และดาวฤกษ์จะวิวัฒนาการออกจากลำดับหลัก เส้นทางที่ดาวฤกษ์เคลื่อนที่ไปตามแผนภาพ HR เรียกว่าเส้นทางวิวัฒนาการ^{[ 57 ]}เส้นทางที่เรียกว่าลำดับหลักอายุศูนย์ (ZAMS) คือจุดเริ่มต้นของชีวิตลำดับหลักของดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกัน ในขณะที่เส้นทางที่เรียกว่าลำดับหลักอายุสุดท้าย (TAMS) คือจุดสิ้นสุดของชีวิตลำดับหลักของดาวฤกษ์ที่มีมวลต่างกันเมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลง^{[ 58 ]}

_{มีการคาดการณ์ว่าดาวฤกษ์ที่มี มวล}น้อยกว่า 0.23  M☉ ^{[ 59 ]} จะกลายเป็น ดาวแคระขาวโดยตรงเมื่อการสร้างพลังงานจากการหลอมรวมนิวเคลียร์ของไฮโดรเจนที่แกนกลางหยุดลง แต่ดาวฤกษ์ในช่วงมวลนี้มีอายุขัยในลำดับหลักนานกว่าอายุของจักรวาลในปัจจุบัน ดังนั้นจึงไม่มีดาวฤกษ์ดวงใดที่มีอายุมากพอที่จะเกิดเหตุการณ์นี้ขึ้นได้

ในดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่า 0.23 เท่าของ  มวลดาวฤกษ์ ( M☉ ₎ไฮโดรเจนที่ล้อมรอบแกนฮีเลียมจะมีอุณหภูมิและความดันสูงพอที่จะเกิดปฏิกิริยาฟิวชัน ก่อตัวเป็นเปลือกเผาไหม้ไฮโดรเจน และทำให้ชั้นนอกของดาวฤกษ์ขยายตัวและเย็นลง ระยะที่ดาวฤกษ์เหล่านี้เคลื่อนตัวออกจากลำดับหลักเรียกว่ากิ่งดาวกึ่งยักษ์ (subgiant branch ) ซึ่งเป็นระยะที่ค่อนข้างสั้นและปรากฏเป็นช่องว่างในเส้นทางการวิวัฒนาการ เนื่องจากมีดาวฤกษ์เพียงไม่กี่ดวงที่ถูกสังเกตเห็นในช่วงเวลานั้น

เมื่อแกนฮีเลียมของดาวฤกษ์มวลน้อยเสื่อมสภาพ หรือชั้นนอกของดาวฤกษ์มวลปานกลางเย็นตัวลงจนทึบแสง อุณหภูมิของเปลือกไฮโดรเจนจะเพิ่มขึ้น และดาวฤกษ์จะเริ่มสว่างขึ้น นี่คือที่รู้จักกันในชื่อกิ่งยักษ์แดงซึ่งเป็นระยะที่มีอายุยืนยาวพอสมควร และปรากฏให้เห็นอย่างเด่นชัดในแผนภาพ H–R ดาวฤกษ์เหล่านี้จะสิ้นสุดอายุขัยในที่สุดด้วยการกลายเป็นดาวแคระขาว^{[ 60 ] [ 61 ]}

ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะไม่กลายเป็นดาวยักษ์แดง แต่แกนกลางของพวกมันจะร้อนขึ้นอย่างรวดเร็วจนสามารถหลอมรวมฮีเลียมและในที่สุดก็กลายเป็นธาตุที่หนักกว่าได้ และพวกมันจะถูกเรียกว่าดาวยักษ์พวกมันจะเคลื่อนที่ตามเส้นทางวิวัฒนาการในแนวนอนโดยประมาณจากลำดับหลักไปที่ด้านบนของแผนภาพ H–R ดาวยักษ์ค่อนข้างหายากและไม่ปรากฏให้เห็นเด่นชัดในแผนภาพ H–R ส่วนใหญ่ แกนกลางของพวกมันจะยุบตัวลงในที่สุด ซึ่งมักจะนำไปสู่ซูเปอร์โนวาและทิ้งดาวนิวตรอนหรือหลุมดำไว้ เบื้องหลัง ^{[ 62 ]}

เมื่อกระจุกดาวก่อตัวขึ้นในเวลาใกล้เคียงกัน อายุขัยของดาวฤกษ์ในลำดับหลักจะขึ้นอยู่กับมวลของดาวแต่ละดวง ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะออกจากลำดับหลักก่อน ตามด้วยดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยลงเรื่อยๆ ตำแหน่งที่ดาวฤกษ์ในกระจุกดาวออกจากลำดับหลักเรียกว่าจุดเปลี่ยนการทราบอายุขัยของดาวฤกษ์ในลำดับหลัก ณ จุดนี้ ทำให้สามารถประมาณอายุของกระจุกดาวได้^{[ 63 ]}

• รายชื่อวัตถุทางดาราศาสตร์

• คิปเปนฮาห์น, รูดอล์ฟ, 100 พันล้านดวงอาทิตย์ , สำนักพิมพ์เบสิกบุ๊คส์, นิวยอร์ก, 1983

• อาร์เน็ตต์, เดวิด (1996). ซูเปอร์โนวาและการสังเคราะห์นิวเคลียส . พรินซ์ตัน: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน .
• Bahcall, John N. (1989). ฟิสิกส์ดาราศาสตร์นิวตริโน . เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ . ISBN 978-0-521-37975-5.
• Bahcall, John N.; Pinsonneault, MH; Basu, Sarbani (2001). "แบบจำลองดวงอาทิตย์: ยุคปัจจุบันและการพึ่งพาเวลา นิวตริโน และคุณสมบัติทางเฮลิโอซีสโมโลยี" The Astrophysical Journal . 555 (2): 990– 1012. arXiv : astro-ph/0010346 . Bibcode : 2001ApJ...555..990B . doi : 10.1086/321493 . S2CID  13798091 .
• Barnes, CA; Clayton, DD; Schramm, DN, บรรณาธิการ (1982). บทความว่าด้วยฟิสิกส์ดาราศาสตร์นิวเคลียร์ . เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.
• Bowers, Richard L.; Deeming, Terry (1984). ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 1: ดาวฤกษ์ . บอสตัน: Jones and Bartlett.
• Carroll, Bradley W. และ Ostlie, Dale A. (2007). บทนำสู่ฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ . ซานฟรานซิสโก: Pearson Education Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0402-2.
• Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (2000). "ทฤษฎีของดาวฤกษ์มวลน้อยและวัตถุใต้ดาวฤกษ์". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 38 : 337–377 . arXiv : astro-ph/0006383 . Bibcode : 2000ARA&A..38..337C . doi : 10.1146/annurev.astro.38.1.337 . S2CID  59325115 .
• Chandrasekhar, S. (1967). บทนำสู่การศึกษาโครงสร้างของดาวฤกษ์ . นิวยอร์ก: Dover. Bibcode : 1967aits.book.....C .
• เคลย์ตัน, โดนัลด์ ดี. (1983). หลักการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์และการสังเคราะห์นิวเคลียส . ชิคาโก : มหาวิทยาลัยชิคาโก. ISBN 978-0-226-10952-7.
• Cox, JP; Giuli, RT (1968). หลักการของโครงสร้างดาวฤกษ์ . นิวยอร์กซิตี้ : Gordon and Breach. รหัสบรรณานุกรม : 1968pss..book.....C .
• Fowler, William A. ; Caughlan, Georgeanne R. ; Zimmerman, Barbara A. (1967). "อัตราการเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์, ตอนที่ 1". วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี 5 : 525. รหัสบรรณานุกรม : 1967ARA&A...5..525F . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.002521 .
• Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. (1975). "อัตราการเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์, II". วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี 13 : 69. รหัสบรรณานุกรม : 1975ARA&A..13...69F . doi : 10.1146/annurev.aa.13.090175.000441 .
• Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004). โครงสร้างภายในของดาวฤกษ์: หลักการทางกายภาพ โครงสร้าง และวิวัฒนาการ ฉบับพิมพ์ครั้งที่สองนิวยอร์ก: Springer-Verlag.
• Harris, Michael J.; Fowler, William A.; Caughlan, Georgeanne R.; Zimmerman, Barbara A. (1983). "อัตราการเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์, III". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 21 : 165. Bibcode : 1983ARA&A..21..165H . doi : 10.1146/annurev.aa.21.090183.001121 .
• Iben, Icko Jr (1967). "วิวัฒนาการของดาวฤกษ์ภายในและนอกลำดับหลัก". วารสารดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ประจำปี 5 : 571. รหัสบรรณานุกรม : 1967ARA&A...5..571I . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
• Iglesias, Carlos A.; Rogers, Forrest J. (1996). "ความทึบแสงของโอปอลที่ปรับปรุงใหม่". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 464 : 943. Bibcode : 1996ApJ...464..943I . doi : 10.1086/177381 .
• คิปเพนฮาห์น, รูดอล์ฟ; ไวเกิร์ต, อัลเฟรด (1990) โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ เบอร์ลิน: สปริงเกอร์-แวร์แลก .
• Liebert, James; Probst, Ronald G. (1987). "ดาวฤกษ์มวลต่ำมาก". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 25 : 437. Bibcode : 1987ARA&A..25..473L . doi : 10.1146/annurev.aa.25.090187.002353 .
• โนโวตนี, อีวา (1973). บทนำเกี่ยวกับบรรยากาศและโครงสร้างภายในของดาวฤกษ์ . นครนิวยอร์ก: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ด .
• Padmanabhan, T. (2002). ฟิสิกส์ดาราศาสตร์เชิงทฤษฎี . เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์.
• Prialnik, Dina (2000). บทนำสู่ทฤษฎีโครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวฤกษ์เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์รหัสบรรณานุกรม : 2000itss.book.....P .
• ชอร์, สตีเวน เอ็น. (2003). ผืนผ้าแห่งฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่ . โฮโบเคน: จอห์น ไวลีย์ แอนด์ ซันส์.