主序星，是位于赫罗图主序带的恆星。在天文学上，主序星是在可显示恆星演化过程的赫罗图上，分布从由左上角至右下角也被称为主序带上的恆星。主序带是以颜色相对于光度绘图成线的一条连续和独特的恆星带，这个颜色-光度图是埃希纳·赫茨普龙和亨利·诺利斯·罗素提出的着名的赫罗图。在这条主序带上的恆星就是所谓的主序星。
恆星形成之后，在高热、高密度的核心进行核聚变反应，氢原子转变成氦，并产生能量。位于此阶段的恆星，处在主序带上的位置主要是由于它的质量，化学成分或其它的因素。
所有的主序星都处于流体静力平衡状态，来自炙热核心向外膨胀的热压力与来自引力坍缩向内的压强维持着平衡。核心温度和压力与产能率有着强烈的相关性，并有助于维持平衡。核心产生的能量传递到表面经由光球层辐射出去。能量经辐射或对流传递，后者在此区域内会产生温度梯度，更高的不透明度，或两者均有。
基本介绍
- 中文名：主序星
- 外文名：main sequence star
- 定义：位于赫罗图主序带的恆星
- 学科：天文学
- 演化过程：核反应
- 相关：辐射过程、引力坍缩
研究历史
20世纪的初期，有关恆星类型和距离的资料变得更多。恆星的光谱被证明有独特的功能，可以用来进行分类。哈佛大学的安妮·坎农和爱德华·皮克林发展出的分类法成为日后众所周知的哈佛分类系统，发表在1901年的哈佛年报（Harvard Annals）。
1906年，在波茨坦，丹麦的天文学家埃希纳·赫茨普龙注意到最红的那些恆星－在哈佛系统的分类是K和M－可以分为两个不同的群体。这些恆星不是比太阳亮，就是比太阳暗淡许多。为了区分这两个群，他分别称它们是"巨星"和"矮星"。第二年他开始研究星团；大量在大约相同距离的恆星都属于同一个恆星集团。他发表了第一张这些恆星的颜色相对于亮度的图，这张图表显示出突显和连续的系列恆星，他称之为“主序带”。
在普林斯顿大学，亨利·诺利斯·罗素也做了如下的类似研究。他研究恆星的光谱分类和它们修正过距离的真实亮度－它们的绝对星等。为了达到这个目的，他使用一系列在哈佛分类系统中有确切视差的恆星。当它绘製这些恆星的光谱对应于绝对星等的图时，他发现这些矮星遵循明确的关係，这使得他可以真正合理且準确的预测矮星的亮度。
赫茨普龙观察的红色恆星，矮星也遵循着罗素髮现的光谱-光度关係。然而，巨星仍然比矮星亮了许多，并未遵循着相同的关係。罗素认为"巨星必须有低密度或是大表面的亮度，与矮星的事实恰好相反"。相同的曲线也显示有极少数白色的暗星。
1933年，本特·斯特龙根介绍赫罗图来显示亮度-光谱分类的关係图。这个名称反映出这种方法是赫茨普龙和罗素在20世纪早期平行发展出来的。如同在20世纪30年代发展出的恆星演化模型，它显示出恆星有着一致的化学成分，恆星的质量和半径之间有着关联性。也就是说，对于给定的恆星质量和成分，有一个唯一的恆星半径和光度解。这被称为罗素-沃克定理，是以亨利·诺利斯·罗素和海涅·沃克的名字命名的。经由这个定理，一旦知道一颗恆星的化学成分，和它在主序带上的位置，则这颗恆星的质量和半径已就确定了。不过，后来发现这个定理不适用于那些成分不一致的恆星。
W. W.摩根和P. C.肯南在1943年发表了改进的恆星分类。摩根-肯南分类（MK系统）选定每颗恆星的光谱－以哈佛分类系统为基础－和光度分类。哈佛分类系统是在知道光谱和温度之间的关係之前，以每颗恆星光谱的氢线强度给与不同的字母标示。在依照温度排序和筛除重複的分类之后，恆星的光谱类型遵循温度由高至低和温度由蓝至红的顺序排列，序列成为O、B、A、F、G、K、和M（通俗的用来记忆这个恆星分类序列的方法是Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me"）。亮度分类是依据亮度的减弱从Ⅰ到Ⅴ，主序带的恆星被归类为Ⅴ。
形成和演化
当一颗原恆星从位于星际介质中的气体和尘埃构成的巨分子云中坍缩形成时，最初的成分是均匀的，质量包含大约70%的氢和28%的氦，还有其它含量可追蹤的元素。
恆星的初始质量取决于在分子云中所在位置的条件（新形成恆星的质量分布是依据初始质量函式的经验来描述）。当坍缩开始时，这颗前主序星经由重力收缩产生能量。在达到合适的密度，能量开始由核心将氢转变成氦的放热核聚变程式来产生。
一旦氢的核聚变成为能量产生过程中的主要来源，重力就没有多余的能量使恆星收缩，这颗恆星将沿着一条曲线落在赫罗图上所称的标準主序带上。天文学家有时会参考这个阶段称为"零龄主序带"，或ZAMS。这条曲线是恆星开始进行核聚变的点，可以依据恆星的特性使用电脑模型计算出ZAMS。从这个点，恆星的亮度和表面温度会随着年龄而增加。
直到核心中的氢被大量的消耗掉，恆星依然还在主序带上初始的位置附近，然后就开始变成一颗更明亮的恆星（在赫罗图上，恆星的演化是离开主序带向上和向右移动）。因此主序带是恆星生命中以氢燃烧为主的阶段。
主序带划分
主序带是赫罗图上位于对角线上的曲线，绝大部分的恆星都坐落在这个範围上，在这个区域内的恆星被称为主序星或矮星，其中则以红矮星的温度最低。这条线是非常明显的，因为只要氢核聚变持续在进行，恆星光谱类型与亮度都与恆星的质量有直接的关联，而且恆星的一生也几乎都花费在这个阶段上。但是，即使在理想的观测下，主序带还是会有些模糊不清。例如，紧邻的伴星、自转或磁场，都会造成一些改变。明确的说，有些金属贫乏的恆星(次矮星)，位置就在主序带的下方，一样进行氢的核聚变，但在主序带的下端就会因为化学组成而造成混淆不清的情况。
天文学家有时会提到“零龄主序带”(ZAMS)，这是由计算所得的曲线，表示的是恆星开始氢的核聚变时，其亮度与表面温度的位置，而典型的恆星会随着年龄由这点开始，表面温度与亮度增加。当恆星诞生时会进入主序带，濒临死亡前就会离开主序带。太阳是一颗主序星，年龄是46亿岁，光谱分类是G2V。当核心的氢耗尽后，将膨胀成为一颗红巨星。
主序带有时会被分成上段和下段，根据恆星产生能量的主要过程来进行划分。质量大约在1.5倍太阳质量以内的恆星，将氢聚集融合成氦的一系列主要过程称为质子-质子链反应。超过这个质量在主序带的上段，核聚变主要是碳、氮、和氧。通常，质量越大的恆星在主序带上的生命期越短。在核心的核燃料已被耗尽之后，恆星的发展会离开赫罗图上的主序带。这时恆星的发展取决于它的质量，质量低于0.23太阳质量的恆星直接成为白矮星，而质量未超过10太阳质量的恆星将经历红巨星的阶段；质量更大的恆星可以爆炸成为超新星，或直接塌缩成为黑洞。
相关参数
把恆星看作一个理想的能量辐射体，也就是黑体，则光度L和半径R与有效温度
的关係可以用斯特藩-玻尔兹曼定律来表示：L= 4πσRTeff。此处的σ是斯特藩-玻尔兹曼常数。如果恆星在赫罗图上的位置显示出他近似的亮度，这个关係可以用来估计他的半径。
恆星的质量、半径、和亮度，这三者有紧密的关联性，以及它们各自的值可以近似的估计三者的值。首先是斯特藩-玻尔兹曼定律，他表明了亮度L、半径R和表面的有效温度Teff的关係。其次是质光关係，给出了亮度L和质量M关係。最后，是质量M和半径R之间接近线性的关係。M相对R增加的因素关係在2.5至3M之间。这种关係大约正比于恆星内部的温度
，和它极其缓慢的增加反映出能量在核心产生的效率取决于与温度，而这与质光关係吻合。因此，太高或太低的温度都会导致恆星不稳定的结果。
一个较好的近似是
，每单位质量的能量产生率，如果ε正比于，此处的是核心的温度。这至少适用于像太阳这样的恆星，显示出碳氮氧循环的恆星，较适合使用R∝M。
下表是主序带上恆星的典型数值：光度（L），半径（R），和质量（M）都是相对于以太阳—一颗光谱分类为G2V的矮星－的比较值，正确的数值可以有20-30%的变化量。
（注意：以下的数据与外部连结的并不会完全一致，同时单位面积的亮度也没有遵循温度（T）的比率）
| 恆星分类 | 相对半径 | 相对质量 | 相对亮度 | 表面温度（K） | 举例 |
|---|---|---|---|---|---|
| O0 | 30 | 200 | 10000000 | 60000 | -r136a1 |
| O2.7 | 25 | 127 | 5500000 | 52000 | HD 93129A |
| O5 | 14 | 58 | 800000 | 46000 | 弧矢增二十二 |
| B0 | 7.4 | 18 | 20,000 | 29000 | 觜宿二 |
| B5 | 3.8 | 6.5 | 800 | 15200 | 奎宿六 大犬座CX |
| A0 | 2.5 | 3.2 | 80 | 9600 | 贯索四 |
| A5 | 1.7 | 2.1 | 20 | 8700 | 老人增四 |
| F0 | 1.4 | 1.7 | 6.0 | 7200 | 东上相 |
| F5 | 1.2 | 1.29 | 2.5 | 6400 | 娄宿增十二 |
| G0 | 1.05 | 1.10 | 1.26 | 6000 | 周鼎一 |
| G2 | 1.0 | 1.0 | 1.0 | 5770 | 太阳 |
| G5 | 0.93 | 0.90 | 0.79 | 5500 | 山案座α |
| K0 | 0.85 | 0.78 | 0.40 | 5150 | 宗人四 |
| K5 | 0.74 | 0.69 | 0.16 | 4450 | 天津增廿九 |
| M0 | 0.63 | 0.47 | 0.063 | 3850 | 格利泽185 |
| M5 | 0.32 | 0.21 | 0.0079 | 3200 | 宝瓶座EZA |
| M8 | 0.13 | 0.10 | 0.0008 | 2500 | VB 10 |
| M9.5 | 0.10 | 0.08 | 0.0001 | 1900 | - |
能量产生
所有的主序星都有进行核聚变产生能量的核心区域。核心的温度和密度都必须要能维持个极能量的生产和支撑这颗恆星的其余部分。产生的能量减少将导致覆盖在外的质量压缩核心，结果会因为更高的温度和压力导致核聚变的速率增加。同样的，增加能量的生产将导致恆星的膨胀，降低核心的压力。因此，恆星形成自律的。所有的主序星都有进行核聚变产生能量的核心区域。核心的温度和密度都必须要能维持个极能量的生产和支撑这颗恆星的其余部分。产生的能量减少将导致覆盖在外的质量压缩核心，结果会因为更高的温度和压力导致核聚变的速率增加。同样的，增加能量的生产将导致恆星的膨胀，降低核心的压力。因此，恆星形成自律的流体静力平衡系统，使其在主序带的生命期间过程是稳定的。
主序星有两种类型的氢反应过程，并且每个类型产生能量的速率取决于核心区域的温度。天文学家将主序带分成上下两个部分，就是依据两种类型是以何者做为核聚变的主导过程。在主序带的下部，能量主要是经由质子-质子链反应孳生，经由一系列的步骤直接将氢融合成氦。在主序带上部的恆星，有足够高的核心温度，可以有效的使用碳氮氧循环（参见图）。这个过程使用碳、氮、和氧原子做为触媒，在过程中将氢融合成氦。
当温度在1,800万K时，PP过程和CNO循环同样有效，并且各自产生恆星一半的净光度。核心在这种温度的恆星质量大约是1.5太阳质量，主序带上部恆星的值量都超过这个值。因此，粗略的说，光谱类型为F或温度更低的恆星在主序带的下部，A型恆星或更热的恆星在主序带的上部。从主要的能量产生类型从一种过度到另一种的质量範围不到一个太阳质量。在我们的太阳，1太阳质量的恆星，只有1.5%的能量是以CNO循环产生的。与此相反的，1.8太阳质量或更高质量的恆星，几乎所有的能量都是完全经由CNO循环输出。
观测到的主序星上部恆星质量的上限在120至200太阳质量。这种限制在理论上的解释是质量超过的恆星不能快速的辐射出能量以维持稳定，所以任何额外的质量将在一系列的胀缩中被抛射出去，直到这颗恆星大到稳定状态的限制。能持续进行质子-质子链反应的质量下限大约是0.08太阳质量，低于这个门槛的次恆星天体不能维持氢融合，像是所知的褐矮星。
演化轨迹
主序星一旦消耗掉在它核心的氢，产生的能量损失将导致引力坍缩。对质量低于0.23太阳质量的恆星，一旦核心的氢停止孳生能量，预测它们将直接成为白矮星。超过此一临界值到10太阳质量的恆星，环绕在氦核心周围的氢达到足够的温度和压力，就会开始核聚变，成为氢燃烧壳层。除造成这种变化外，恆星外面的包层也将扩张并造成温度的下降，将转变成为红巨星。此时，恆星终止在主序带上的演化，并且进入巨星分支。恆星演化的路径在赫罗图上横越，往主序带的右上角移动，被称为演化的轨迹。
红巨星的氦核继续坍缩直到它完全受到电子简併压－一种量子力学的效应，限制物质可以被压缩的紧密程度－的支撑。对超过0.5太阳质量的恆星，核心可以达到够高的温度，经由3氦过程将氦燃烧成碳。质量在5至7.5太阳质量的恆星可已经由核聚变产生原子量更高的元素。10太阳质量或更重的恆星，这个过程会使核心越来越紧密，最后导致核心的坍缩，抛出覆盖在恆星外面的气壳发生II型超新星、Ib型超新星、或Ic型超新星的爆炸。
当一个星团的恆星几乎都是同一时间形成时，这些恆星的寿命将取决于个别的质量。质量最大的恆星会最先离开主序带，然后质量较低的也会依序稳定的离开。因此，恆星的演化将依照它们在主序带上的位置，从质量最大的开始离开，转到赫罗图的右侧。在这个星团中的恆星当前离开主序带的位置，就是所谓的转折点，可以用来估计星团的年龄。