**주계열**은 천문학에서 항성의 색등급도상에 나타나는 연속적이며 독특한 별의 띠를 말한다. 주계열은 색등급도에서 오른쪽 아래에서 왼쪽 위를 크게 가로지르며, 주계열 위에 위치한 별을 **주계열성** 또는 **왜성**이라고 부른다. 주계열은 대부분 항성의 일생에서 가장 긴 시간을 차지하는 진화 단계이며, 주계열성은 수소핵융합으로 헬륨과 에너지를 만들어낸다. 인간으로 치면 청장년기에 해당한다.

항성은 탄생과 함께 중심부에서 수소를 태워 핵융합 작용을 일으켜 헬륨으로 치환하기 시작한다. 이 핵융합이 진행되는 동안 항성은 주계열에 머무르게 되며, 주계열 안에서의 위치는 항성의 초기질량에 의해 주로 결정되고, 화학적 조성비도 약간의 영향을 미친다. 모든 주계열성은 중심핵의 핵융합으로 인한 열압력(바깥쪽으로의 힘)과 자체 질량으로 인한 중력(안쪽으로 향하는 힘)의 크기가 균형을 이루는 정역학적 평형 상태에 있다. 중심핵에서 생성된 에너지는 표면으로 올라와 광구에서 복사의 형태로 방출된다. 중심핵에서 표면까지 에너지가 전달되는 방식은 복사일 수도 있고 대류일 수도 있는데, 보통 대류는 온도 기울기가 가파른 곳, 또는 불투명도가 큰 곳, 둘 다 해당되는 곳에서 일어난다.

주계열은 상위 부분과 하위 부분으로 나뉘는데, 이는 주계열성이 에너지를 형성하는 주된 과정의 차이에 따른 구분이다. 질량 1.5 이하의 별들은 양성자-양성자 연쇄 반응을 주로 사용해 핵융합을 하고, 이 별들이 하위 부분에 해당한다. 질량이 그보다 큰 상위 부분의 주계열에서는 주로 탄소, 질소, 산소를 촉매로 사용해 핵융합을 하는 CNO 순환으로 핵융합을 한다. 이상의 주계열성들은 중심핵에서 대류가 일어나(대류핵) 헬륨이 위쪽으로 끌려 올라간다. 이하에서는 중심핵 주위에서는 복사만 일어나고 표면 근처에서만 대류가 일어난다. 별의 질량이 줄어들수록 별의 외피층의 부피에서 대류층이 차지하는 비율이 커지고, 이하의 주계열성들은 별의 부피 전체에서 대류가 일어난다. 중심핵에서 대류가 일어나지 않는 주계열성의 경우, 헬륨이 풍부한 핵 주위로 수소의 껍질이 형성된다.

대체로 별의 질량이 클수록 주계열에 머무르는 기간이 짧아진다. 핵의 수소가 모두 연소된 뒤 별은 진화하여 주계열을 벗어난다. 그 뒤 별이 어떻게 진화하는지는 질량에 따라 결정된다. 이하의 별들은 바로 백색왜성이 되고, ~ 의 별들은 적색거성을 거쳐 백색왜성이 된다.

1906년, 덴마크 천문학자 아이나르 헤르츠스프룽은 포츠담에서 가장 붉은 별들을 두 가지로 나눌 수 있다는 것을 발견했다. 한 무리는 태양보다 훨씬 밝았고, 또다른 한 무리는 태양보다 훨씬 어두웠다. 이 두 무리를 구분하기 위해 헤르츠스프룽은 "거성"과 "왜성"이라는 용어를 고안했다. 이듬해 헤르츠스프룽은 성단 연구를 시작했다. 성단은 많은 양의 별들이 한데 모여있기에 지구에서 그 별들까지의 거리가 근사적으로 같다고 상정할 수 있다. 그는 별의 색과 광도 사이의 관계를 그래프로 그렸고, 그 결과 하나의 연속적인 집합 형태가 매우 두드러지게 나타났다. 헤르츠스프룽은 이 형태를 "주계열"이라고 명명했다.

헤르츠스프룽이 관측한 붉은 별들 중, 왜성들은 러셀이 발견한 분광형-광도 관계를 따랐다. 하지만 거성들은 왜성들보다 훨씬 밝았기에 같은 관계를 따르지 않았다. 러셀은 “거성들은 밀도가 낮거나 표면밝기가 클 것이고, 왜성들은 그 반대일 것”이라는 추측을 제기했다.

1933년, 벤그트 스트룀그렌이 광도-분광형 도표를 "헤르츠스프룽-러셀도표"라고 부르자고 제안했다.

1930년대에는 항성의 진화에 관한 모형이 개발되었다. 균일한 화학적 조성을 갖는 항성들에서, 항성의 질량과 광도 및 반경 사이에 상관관계가 존재한다는 것이 밝혀졌다. 즉 항성의 조성과 질량이 주어지면, 그 항성의 반경과 광도는 하나로 결정된다는 것이다. 이것을 하인리히 보그트와 헨리 노리스 러셀의 이름을 따서 보그트-러셀 정리라고 한다. 이 정리에 따라 항성의 화학적 조성과 주계열에서의 위치를 알면 항성의 질량과 반경을 알아낼 수 있다(다만 조성이 불균일한 별들에 대해서는 이 정리가 성립하지 않음이 이후에 밝혀진다).

1943년 W. W. 모건과 P. C. 키넌이 항성분류법을 개정하였고,

## 주계열성의 탄생
성간매질의 기체와 먼지로 이루어진 거대분자운이 진즈 불안정성에 의해 붕괴되면 원시별이 형성된다. 원시별의 초기 조성은 수소 70%, 헬륨 28%, 나머지 그외 원소들로 대체로 균질하다.

수소 핵융합이 지배적인 에너지 생성과정이 되고, 중력수축으로 인한 초과 에너지가 사라지면,

항성은 주계열의 처음 위치에 머물러 있다가, 유의미한 양의 수소가 중심핵에서 소모되면 광도가 크게 진화하기 시작한다. HR도표상에서는 주계열의 오른쪽 위로 움직인다는 것이다. 즉 주계열은 항성의 전체 수명에서 수소를 태우는 단계를 대표한다.

## 주계열의 성질
색등급도상의 항성 대다수는 주계열 곡선을 따라 분포한다. 이 곡선이 이렇게 선명하게 나타나는 것은, 중심핵에서 수소를 태우는 동안 항성의 분광형과 광도가 모두 항성의 질량에 의해 결정(적어도 0번째 근삿값에 따라)되기 때문이다. 거의 모든 항성들이 수명 중 "활동적인" 기간을 이 시기에 보낸다.

항성의 온도는 광구의 플라스마의 물리적 성질에 영향을 미쳐 분광형을 결정한다. 파장에 대한 함수로 나타나는 항성의 에너지 방출은 온도와 화학조성 모두에 영향을 받는다. 이 에너지 분포에 대한 주요 지표는 색지수 )에서 각각 측정한 별의 실시등급의 차이이다. 이 등급의 차이는 항성의 온도에 대한 정보를 제공한다.

## 왜성
주계열성을 "왜성"이라고 부르기도 하지만, 이 용어는 과학적이라기보다 다소 역사적인 용어이며, 혼란을 일으킬 소지가 있다. 온도가 낮은 주계열성, 즉 적색왜성, 주황색왜성, 황색왜성들은 확실히 같은 색의 다른 별들보다 크기가 작고 덜 밝다. 하지만 온도가 높은 청색 및 백색 별들의 경우, 주계열 위에 있는 소위 "왜성"들과 주계열을 벗어난 소위 "거성"들의 크기 및 밝기 차이가 그렇게 크지 않다. 그런 별들의 경우 스펙트럼선을 살펴 주계열에 있는지 아닌지를 보아 "왜성" 또는 "거성"을 구분한다. 하지만 그래도 청색 "왜성"들은 같은 색(즉 같은 온도)의 "거성"들과 크기 및 온도가 거의 같다는 점은 변함이 없다.

주계열성을 가리키는 말로 "왜성"이라는 용어를 사용하는 것은 또 다른 방향으로 혼란을 일으킬 수 있는데, 주계열성이 아닌 왜성들이 존재하기 때문이다. 예컨대 죽은 별의 찌꺼기인 백색왜성은 주계열성보다 훨씬 작아 크기가 대략 지구 정도이다.

## 항성 매개변수
항성을 이상적 에너지 복사체인 흑체로 가정하면, 광도 사이에 슈테판-볼츠만 법칙이 성립한다.

이때 

항성의 질량, 반경, 광도는 상호 연관되어 있으며, 각각의 값은 다음의 세 법칙을 통해 대략적으로 알아낼 수 있다.

아래 표는 주계열성에 속하는 항성들의 전형적인 물리적 수치를 싣고 있다. 광도 (L), 반지름 (R), 질량 (M)은 태양의 수치를 1로 기준한 값이다. 다만, 실제 수치는 아래 기재된 값과 20~30퍼센트 정도 차이가 있을 수 있다.

주계열성의 질량 상한은 이다.

## 주계열성의 내부 구조
중심핵과 표면(다시 말하면 광구)의 온도 차가 있기 때문에 에너지는 중심부에서 생산된 뒤 바깥쪽으로 흘러나간다. 에너지가 흘러나가는 방식에는 크게 복사와 대류 두 가지가 있다. 복사층에서는 에너지가 복사를 통해 전달되며, 대류층에 비해 상대적으로 안정되어 있으며 플라즈마가 섞이는 일은 거의 없다. 반대로 대류층에서 에너지는 플라즈마 덩어리가 뭉쳐서 에너지가 전달되며, 뜨거운 물질은 상승하고 차가운 물질은 가라앉는다. 대류는 복사보다 에너지를 전달하는 데 보다 효율적인 방법이기는 하나, 온도 그래디언트가 가파를 경우에만 발생한다.

HR도표상에서 거의 수직한 모양을 나타내는 불안정띠라는 구역이 있다. 이 구역에는 세페이드 변광성이라고 알려진 맥동변광성들이 위치해 있다. 이 항성들은 일정한 주기를 갖고 등급이 변한다. 불안정띠는 주계열의 A형 및 F형(질량 1 ~ 2 )과 교차한다. 주계열과 교차하는 이 부분의 맥동변광성을 방패자리 델타형 변광성이라고 부른다. 이 위치의 주계열성들은 등급 변화가 매우 작고, 그래서 그 차이를 감지하기 어렵다. 불안정한 주계열성, 예컨대 세페우스자리 베타형 변광성 같은 것들은 이 불안정띠와는 상관관계가 없다.

## 수명
항성이 수소 핵융합을 통해 생성할 수 있는 에너지의 총량은 중심핵에서 소모되는 수소의 양에 의해 제한된다. 별이 평형을 유지하려면, 핵에서 생성되는 에너지의 양은 표면에서 방출되는 에너지의 양과 같아야 한다. 광도는 단위시간당 방출되는 에너지의 양으로 정의되므로, 별의 수명은 총 에너지를 광도롤 나누면 대충 구할 수 있다.

질량 0.5 이상의 별들은 중심핵의 수소가 소진되면 팽창해 적색거성이 되고, 그 이후 헬륨 핵융합을 해서 탄소를 형성한다. 헬륨 핵융합으로 인해 생성되는 단위질량당 에너지는 수소 핵융합으로 인해 생성되는 그것의 10분의 1 정도에 불과한데, 별이 팽창함에 따라 별의 광도는 증가한다.

핵융합을 할 수 있는 수소 연료의 양은 항성의 총질량에 비례할 것이다. 고로 항성이 주계열 위에 머무르는 시간(또는 수명)은 이것을 태양의 진화 모형과 비교함으로써 추산할 수 있다. 태양이 주계열에 머무르는 시간은 대략 10는 별의 주계열 수명이다.

질량이 큰 별은 연료로 태울 수 있는 수소도 많아서 더 오래갈 것 같지만, 질량이 증가함에 따라 방출하는 에너지(즉 광도)가 더 커지기 때문에 질량이 클수록 수명은 오히려 줄어든다. 가장 질량이 큰 별들은 주계열에 불과 수백만 년 밖에 머물러있지 못하는 데 비해, 질량이 태양의 10분의 1 정도인 별은 1조 년 이상 주계열에 머물러 있을 수 있다. Ib형 초신성, Ic형 초신성에 해당한다.

성단의 별들은 동시에 형성되었다고 가정하면, 그 별들 각각의 수명은 각 별의 질량에 따라 결정된다. 가장 무거운 별들이 주계열을 먼저 떠나 거성으로 진화하고, 질량이 그보다 작은 별들이 점차적으로 주계열을 떠난다. 그래서 별들이 주계열을 떠나서 꺾이는 지점이 색등급도상에 나타나게 되는데, 이 점을 전환점이라고 한다. 전환점 위에 떨어지는 별의 주계열 수명을 알아내면 성단의 나이를 추산할 수 있다.{{저널 인용|이탤릭체=예