“我们已知：太阳质量：m⊙=2x10，半径r=7x107，我们带入（2）可得出太阳收缩到今天这个状态以释放的引力能。
太阳的总光度l=4x10e
g·s-1如果这个辐射光度靠引力为能源来维持，那么持续的时间是：11x108年
很多证明表明，太阳稳定的保持着今天的状态已有5x108年了，因此，星坯阶段只能是太阳形成像今天这样的稳定状态之前的一个短暂过渡阶段。这样提出新问题，星坯引力收缩是如何停止的？此后太阳辐射又是以什么为能源？”
老师的声音似乎不知疲倦，已经连续一个星期的课程了。
此刻，就连一向忍耐性很好的云梦和白凤也有些不耐烦了，但他们陪着华枫又知道了更多以前从未想过和思考过的东西。
主序星阶段在收缩过程中密度增加，我们知道p∝
-3，由式（4),
c∝
3/2，所以
c比
减小的更快，收缩气云的一部分又达到新条件下的临界，小扰动可以造成新的局部塌缩。如此下去在一定的条件下，大块气云收缩为一个凝聚体成为原恒星，原恒星吸附周围气云后继续收缩，表面温度不变，中心温度不断升高，引起温度、密度和气体成分的各种核反应。产生热能使气温升的极高，气体压力抵抗引力使原恒星稳定下来成为恒星，恒星的演化是从主序星开始的。
恒星的成份大部分是h和he，当温度达到104k以上，即粒子的平均热动能达1ev以上，氢原子通过热碰撞就充分的电离了（氢的电离能是13.6ev），在温度进一步升高后，等离子气体中氢核与氢核的碰撞就可能引起核反应。对纯氢的高温气体，最有效的核反应系列是所谓的p-p链：
其中主要是2d(p，γ）3he反应。d（氘，氢的同位素，由一个质子和一个中子组成）含量只有氢的10-4左右，很快就燃完了（其原理与现代**武器类似）。如果开始时d比3he（氦3，氦的同位素，由2个质子和1个中子组成）含量多，则反应生成的3h（氚，氢的同位素，由1个质子和2个中子组成，衰变会变成氦3）可能就是恒星早期3he的主要来源，由于对流到达恒星表面的这种3he，有可能还保留着。
在释放出的26.7mev能量中，大部分消耗给恒星加热和发光，成为恒星的主要来源。
前面我们提到恒星的演化是从主星序开始的，那么什么是主星序呢？等h稳定地燃烧为he时，恒星就成了主序星。人们发现有百分之八十至九十的恒星都是主序星，他们共同特征是核心区都有氢正在燃烧，他们的光度、半径和表面温度都有所不同，后来证明：主序星的定量上差别主要是质量不同，其次是他们的年龄和化学成份，太阳这段历程约千万年。
观察到的主序星的最小质量大约为0.1⊙时，星体的收缩将达不到氢的点火温度，从而形不成主序星，这说明对于主序星它有一个质量下限。观察到的主序星的最大质量大约是几十个太阳质量。理论上讲，质量太大的恒星辐射很强，内部的能量过程很剧烈，因此结构也越不稳定。但是理论上没有一个质量的绝对上限。
当对某一星团作统计分析时，人们却发现主序星有一个上限，这说明什么？我们知道，主序星的光度是质量的函数，这函数可分段的用幂式表示：
l∝mν
其中v不是一个常数，它的值大概在3.5到4.5之间。m大反映主序星中可供燃烧的质量多，而l大反映燃烧的快，因此主序星的寿命可近似用∝m-（ν-1)
即主序星寿命随质量增大而按幂律减小，如果整个星团已存在的年龄为t，那就可以由t与的主序星已结束核心的h燃烧阶段而不是主序星了，这就是观察到由大量同年龄星组成的星团有上限的原因。
我们就讨论观测到的恒星中大部分是主序星的原因，表1根据一25m⊙的恒星演化模型，列出了各种元素的点火温度及燃烧所持续的时间。
从表上看出，原子序数大的核有更高的点火温度，z大的核不仅难于点火，点火后燃烧也更剧烈，因此燃烧持续的的时间也就更短。这颗25m⊙的模型星的燃烧阶段的总寿命为7.5x109年，而其中百分之九十以上的时间是氢燃烧阶段，即主星序阶段。从统计角度讲，这表明找到一颗处于主星序阶段的恒星几率要大。这正是观察到的恒星大多数为主序星的基本原因。
主序后的演化由于恒星形成是它的主要成份是氢，而氢的点火温度又比其他元素都低，所以恒星演化的第一阶段总是氢的燃烧阶段，即主序阶段。在主序阶段，恒星内部维持着稳衡的压力分布和表面温度分布，所以在整个漫长的阶段，它的光度和表面温度都只有很小的变化。下面我们讨论，当星核区的氢燃烧完毕后，恒星有将怎么进一步演化？
恒星在燃烧尽星核区的氢之后，就熄火，这时核心区主要是氦，它是燃烧的产物，外围区的物质主要是未经燃烧的氢，核心熄火后恒星失去了辐射的能源，它便要引力收缩是一个起关键作用的因素。
一个核燃烧阶段的结束，表明恒星内各处温度都已低于在该处引起点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度升高，这实际上是寻找下一次核点火所需要的温度，引力收缩将使恒星内各处的温度全面的升高，主序后的引力收缩首先点着的不是核心区的氦（它的点火温度高的太多），而
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