Чем массивнее звезда, тем сильнее сжимает она недра своим весом, тем выше нужны температура и давление, чтобы этому сжатию противостоять. Но с ростом температуры стремительно возрастает интенсивность термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Эти реакции потому и называют термоядерными, что необходимые для их протекания столкновения ядер водорода – протонов – друг с другом стимулируются высокой температурой. Поэтому чем массивнее звезда, тем ярче она светит и тем горячее ее поверхность. Астроному, наблюдающему звезду со стороны, доступны две ее характеристики – мощность излучения (светимость) и температура поверхности. При массовом изучении звезд место каждой из них отмечают точкой на плоскости, где по вертикальной координате отложена светимость звезды, а по горизонтальной – температура поверхности. А поскольку температура прямо влияет на вид спектра, астрономы обычно вместо температуры используют именно его под названием «спектральный класс».
Яркие и горячие – это самые массивные звезды, в десятки раз превышающие по массе наше Солнце, а тусклые и холодные – это самые мелкие звезды, которые в несколько раз легче Солнца. На специальной диаграмме Герцшпрунга – Рассела их расположение называют «главной последовательностью», поскольку в ней сосредоточено 90 % всех наблюдаемых звезд. Их так много потому, что здесь проходит основной период их жизни, связанный с превращением водорода в гелий. А поскольку водорода в звезде изначально много, этот период занимает 90 % времени жизни звезды. Типичной звездой главной последовательности является наше Солнце.
Наблюдаемое положение звезд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, от самых массивных светил (50–100 M>⊙) до самых легких (0,08 M>⊙), отлично согласуется с теоретическими расчетами. Для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение между светимостью, массой и радиусом: L ∝ M>4 µ R>5. Но у звезд малой и большой массы L ∝ M>3, а у самых массивных L ∝ M.
На главную последовательность звезды попадают после младенческой стадии гравитационного сжатия; в этот период их называют протозвездами. Начало стадии главной последовательности определяется как момент, когда потери энергии звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Окончание стадии главной последовательности соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, после чего звезда уходит с главной последовательности, раздувается и становится гигантом. Самые массивные звезды остаются на главной последовательности несколько миллионов лет, после чего, полностью израсходовав в своей горячей центральной области водородное топливо, покидают ее. Звезды с массой Солнца (1