Redigerer Stjerne (avsnitt)

=== Hovedserien ===
{{Utdypende artikkel|Hovedserien (astronomi){{!}}Hovedserien}}
Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre ''hovedserien''. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.

Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes.<ref name="Mengel" /> For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.<ref name="Sackmann" />

Alle stjerner skaper en [[stjernevind]] av [[Subatomær partikkel|partikler]] som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10<sup>-14</sup> solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde.<ref name="Wood" /> Svært massive stjerner kan tape mellom 10<sup>-7</sup> og 10<sup>-5</sup> solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig.<ref name="Loore" /> Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.<ref name="Royal Greenwich" />

{{HR-diagram|width=280}}

Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med &ndash; med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt [[rød dverg|røde dverger]], bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre enn [[Jupiter]]s diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enn [[gasskjempe]]r.<ref>[http://www.space.com/21420-smallest-star-size-red-dwarf.html Size of Smallest Possible Star Pinned Down]</ref> Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til [[sort dverg|sorte dverger]].<ref name="late stages" /> Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda.

Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «[[metall]]iske» og den kjemiske [[Konsentrasjon (kjemi)|konsentrasjonen]] av disse stoffene kalles [[metallisitet]]. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av [[magnetfelt]] og endre styrken til stjernevinden.<ref name="Pizzolato" /><ref name="UCL Astrophysics Group" /> Eldre stjerner, såkalte [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.