聚变会产生一个外向力，与向内的引力相互抵消。两者之间的平衡维持着恒星的主序生命。| 图片参考：Standford University
在主序星时期，恒星通过将氢聚变为氦来获取能量。这种聚变反应可通过两个过程进行，一种是所谓的质子-质子链，另一种是碳氮氧循环。在类太阳恒星中，质子-质子链主导着能量的产生，而碳氮氧循环大约只占了1%。对于那些比太阳更重、更热的恒星来说，主要的供能反应则是由CNO循环主导的。
另外，主序带为什么会呈现出一个特殊的从高光度、温度到低光度、温度的对角线模式？其奥秘就在于大质量恒星的中心有很强的引力挤压，提高了核心处的温度。核聚变速率对温度非常敏感，这意味着大质量恒星的氢燃烧得又热又快，产生巨大的能量。因此，主序带也蕴含了恒星的质量信息，大质量恒星在高光度、温度区域，而低质量恒星在低光度、温度区域。
从赫罗图中，我们还看到了许多亮度中等、温度很低的恒星，也有很多亮度极高、温度极低的恒星。通过计算，天文学家可以得出这些明亮的寒冷恒星的大小比我们的太阳要大得多。从这些信息中，天文学家发现了大小是太阳的10倍的巨星，以及大小是太阳的100倍的超巨星。赫罗图上所显示的各种各样的巨星和超巨星，是恒星演化的最重要证据。
当一颗恒星耗尽氢时，它便开始步入演化末期。恒星内的氦会最先转变为碳，然后聚变成越来越重的元素。在与太阳类似的恒星中，一旦恒星聚变了它所可能聚变的最重元素，它的外层就会被推开，只留下致密的核心，成为一颗白矮星，并被称为行星状星云的气体云所包裹。对于更大质量的恒星而言，它的结局更加戏剧性：在超新星爆发中，恒星的核心会留下一颗中子星或黑洞（由于中子星和黑洞的极端复杂的特性，因此无法绘制在赫罗图上）。
恒星的寿命是由质量决定的：质量越大的恒星寿命越短，它们也会迎来更加富有神秘色彩的结局。| 图片来源：ESO/M. Kronmesser
相比于恒星的一生，我们的一生太过于短暂，所以永远无法真正地观察到它们的演变。但通过随机地测量大量恒星，我们可以目睹那些处于巨星阶段或超巨星阶段的较老恒星，然后通过统计学分析，就可以看到它们的理论演化轨迹是否与赫罗图中所示的一致。结果显示，答案是肯定的。所以这张图不仅能告诉我们恒星究竟是什么，也告诉我们，这些发着光的球体是如何在数十亿年的宇宙史中变迁的。
今天，尽管我们已经掌握了许多与恒星有关的信息，但仍然有许多谜题萦绕。科学家并不完全知道气体云和尘埃是如何坍缩形成恒星的细节，也不知道为什么大多数恒星会形成星群。有太多的细节，都有待通过观测和理论的结合来得到进一步的确定。
若要揭示恒星诞生和早期演化，我们需要能够窥视到隐藏在稠密的尘埃和气体云深处的画面，那里是恒星形成的起点。然而，由于尘埃的遮挡，这些区域无法在可见光波段下被观测，而必须在红外波段进行观测，这就是为何对于这一领域的天文研究来说，我们急需像韦布空间望远镜（JWST）这样的高分辨率红外太空望远镜。
