항성은 자신의 일생 중 90퍼센트에 이르는 기간을 중심핵의 고압, 고온 환경 아래 수소를 태워 헬륨으로 바꾸는 핵융합 작용을 하면서 보내는데, 이 기간을 주계열 단계라고 한다. 주계열 단계에 있는 별을 다른 말로 난쟁이별이라고도 부른다. 영년 주계열로부터 시작해서 중심핵에 축적되는 헬륨의 양은 점차 늘어난다. 그 때문에 중심핵에서 필요한 핵융합 작용의 빈도를 충족시키기 위해서 항성은 천천히 뜨거워지고 밝아진다. 예를 들면 태양의 경우, 46억 년 전 영년 주계열에 도달하였을 때에 비해 지금의 태양은 밝기가 40퍼센트 정도 증가한 상태이다.
모든 별은 가스를 우주 공간으로 지속적으로 방출하는데, 이를 항성풍이라고 한다. 대부분의 별의 경우 항성풍으로 잃는 질량은 미미하다. 태양은 매년 자기 질량의 10^-14만큼의 가스를 항성풍으로 날려 보내는데, 이 추세라면 태양은 자신의 일생 동안 자기 질량의 1만분의 1을 잃는 셈이다. 그러나 매우 무겁고 밝은 별은 매년 태양 질량의 10^-7배에서 10^-5배에 해당하는 질량을 방출하며, 이는 이들의 진화 과정에도 영향을 미친다. 처음 태어날 때 태양보다 50배 이상 무거운 별은, 일생 동안 자기 질량의 절반 정도를 날려 보낸다.
헤르츠스프룽-러셀 도표. 태양은 중앙에 있다(#항성 분류 참조).주계열상에서 항성이 머물 수 있는 시간은 자신이 가진 수소를 어느 정도 속도로 태우느냐에 달려 있다. 즉 태어날 때의 질량 및 밝기가 항성의 운명을 결정하는 것이다. 태양의 경우 주계열상에서 머물 수 있는 시간은 약 110억 년이다. 태양보다 더 큰 별은 태양보다 연료를 빨리 태우며 빨리 죽는다. 반면 태양보다 질량이 작은 별(적색 왜성 및 오렌지색 왜성)은 연료를 매우 알뜰하게 소비하며, 수백억 년에서 수천억 년까지 살 수 있다. 생의 마지막에서 이들은 서서히 식으면서 어두워지고, 흑색 왜성으로 된다. 그러나 이런 별의 수명은 우리가 아는 우주의 나이(137억 년)보다 길기 때문에, 아직까지 흑색 왜성으로 진화한 사례는 없다.
질량 외에도 무거운 원소의 함유량이 그 별의 진화 과정에 영향을 끼친다. 천문학에서는 헬륨보다 무거운 모든 원소를 ‘금속’으로 부르며, 항성 내 이들의 화학적 농도를 ‘중원소 함유량’으로 부른다. 금속 함유량은 항성이 수소를 태우는 기간에 영향을 주며, 자기장의 생성을 조절하고, 항성풍의 강도를 바꾼다. 항성종족 I과 같이 젊은 별은 종족 II처럼 늙은 별보다 중원소를 더 많이 지니는데, 그 이유는 이들이 태어난 분자 구름 속에 중원소가 많이 섞여 있었기 때문이다. 늙은 별이 죽음을 맞으면서 외곽 대기에서 방출한 물질로 말미암아, 분자 구름 속의 무거운 원소 비율은 시간이 갈수록 증가한다.
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