恒星系列解析：主序星
随着原恒星积累了更多的质量并且开始收缩，它中心的温度和压力上升的更高，直到它们促使质子相互靠近到足以发生核聚变的程度，这就开始了恒星产生能量的过程，原恒星也开始进入赫罗图上的主序。在它进入稳定的“中年”期前，它必须适应其核内发生的核聚变。这一过程提供了一个将物质推向外的压力。到那时为止，主导恒星形成的引力最终与恒星内部高温气体的压力达到平衡，于是恒星停止崩塌。
当压力的均衡发生时，恒星经历着一个剧烈的不可预测的亮度变化和物质外流。这一特性能够激发周围分子云中的小片区域，导致它们发出辐射。这些有着瘤状外观的辐射区域被称为赫比格-哈罗天体。
形成了崩塌碎片内的恒星的质量取决于碎片中所含的物质的质量以及物质在原恒星上吸积的速率等因素。在崩塌云团中，形成的恒星的大小范围在已知最大和最小的恒星质量之间变动。
总体来说，较小质量的恒星产生的数量比大质量恒星多。在光谱分类序列O、B、A、F、G、K、M上，最多的恒星是光谱型为K和M的红矮星。大质量、高亮度、短寿命的O型和B型恒星数量极少，但它们对于恒星形成区域的演化十分重要。这些恒星释放的辐射巨大并且产生强烈的恒星风——亚原子粒子——它们沿着远离恒星的磁场线加速。辐射使周围的氢电离，产生自由电子和质子。当这些粒子重新形成氢原子时，它们释放出电磁辐射。常见的发射长波之一位于可见光谱的红区，因此这些发射星云常被称为HII区域，发出特有的红色光。在电离周围物质的同时，这些大质量O型和B型恒星将周围的物质向外推开，这造成了它们邻近的分子云被压缩，于是在新的区域中开始崩塌过程。按照这种方式，恒星形成过程穿过一团巨分子云传播，并且更新恒星形成的区域与较老的区域联合在一起，这被称为OB星协。
恒星的质量决定了它在主序上的时间：较大质量的恒星以极快的速率消耗燃料，因此它们只有足以支持数千万年的氢；较小质量恒星尽管只含有较少的氢燃料，但由于它们消耗氢的速率较慢，因此在主序上的时间更长。G型的恒星，例如太阳，氢聚变为氦的过程的需要90亿年。红矮星消耗氢的速率极慢，将在主序上持续数百亿年。
当恒星从它们的诞生星云中出现时，它们通常连在一起，被称为星团。一个典型的例子就是由年轻恒星组成的昴星团（七姐妹星团）。随着这些星团环绕星系中心旋转，单独的恒星逐渐互相远离，并且最终失去它们之间的联系。例如，现在科学家们就无法判断哪些恒星是与太阳一起形成的。但分析表明，构成北斗星座的大部分恒星互相关联，并且是同时生成的。
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