הסדרה הראשית
מאפיינים > תוחלת חיים

משך הזמן אותו מבלה כוכב על הסדרה הראשית נשלט על ידי שני גורמים. כמות האנרגיה הכוללת אותה ניתן לייצר באמצעות היתוך גרעיני של מימן מוגבלת על ידי כמות המימן הזמין היכול להצרך בליבה. לכוכב בשיווי משקל, האנרגיה המיוצרת בליבה חייבת להיות לפחות שווה לאנרגיה הקורנת על פני השטח. מאחר שהבהירות מייצגת את כמות האנרגיה הנפלטת ליחידת זמן, ניתן להעריך בצורה ראשונית את תוחלת החיים הכוללת, כסך האנרגיה המיוצרת חלקי בהירות הכוכב.
השמש שלנו מבלה על הסדרה הראשית מזה 4.6 מיליארד שנים בקירוב, ותמשיך לבלות עליה במשך עוד 5.4 מיליארד שנים, שתבאנה אותה לתוחלת חיים על הסדרה הראשית של 10 מיליארד שנים. לאחר שאספקת המימן בליבה תמוצה, היא תתפשט ותהפוך לענק אדום, ותתיך אטומי הליום ליצירת פחמן. היות שתוצר האנרגיה של תהליך היתוך ההליום ליחידת מסה הוא רק כעשירית מזה של תהליך היתוך המימן, שלב זה יימשך כ-10% בלבד מתוחלת החיים הפעילים של הכוכב. כך, בממוצע, כ-90% מהכוכבים הנצפים יהיו על הסדרה הראשית.
בממוצע, כוכבי סדרה ראשית שומרים על יחסים אמפיריים של מסה לבהירות. בהירות ( {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}}) הכוכב קשורה בקירוב למסה הכוללת ( {\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}}) לפי החוק הבא:
{\begin{smallmatrix}L\ \propto \ M^{3.5}\end{smallmatrix}}
כמות הדלק הזמין להיתוך גרעיני פרופורציונלית למסת הכוכב. כך, ניתן להעריך תוחלת החיים של כוכב על הסדרה הראשית באמצעות השוואתו לשמש:
{\begin{smallmatrix}\tau _{ms}\ \sim \ 10^{10}{\text{years}}\cdot \left[{\frac {M}{M_{\bigodot }}}\right]\cdot \left[{\frac {L_{\bigodot }}{L}}\right]\ =\ 10^{10}{\text{years}}\cdot \left[{\frac {M_{\bigodot }}{M}}\right]^{2.5}\end{smallmatrix}}
כאשר  {\begin{smallmatrix}M\end{smallmatrix}} ו- {\begin{smallmatrix}L\end{smallmatrix}} הם מסת ובהירות הכוכב, בהתאמה,  {\begin{smallmatrix}M_{\bigodot }\end{smallmatrix}} הוא מסת שמש,  {\begin{smallmatrix}L_{\bigodot }\end{smallmatrix}} הוא בהירות השמש ו- {\begin{smallmatrix}\tau _{ms}\end{smallmatrix}} הוא תוחלת החיים המשוערת של הכוכב על הסדרה הראשית.
זוהי תוצאה לא אינטואיטיבית, היות שלכוכבים מסיביים יותר יש יותר דלק לשרוף, לכן היינו מצפים שיהיו בעלי תוחלת חיים ארוכה יותר. במקום זאת, הכוכבים הקלים יותר, בעלי פחות מעשירית מסת שמש, יישארו על הסדרה הראשית יותר מטריליון שנים. עם זאת, עבור הכוכבים הכבדים ביותר, יחסי מסה-בהירות אלה מתאימים בצורה גסה לתוחלת החיים המשוערת, האורכת לפחות כמה מיליוני שנים. יצוג מדויק יותר יתן פונקציה שונה למגוון תחומי מסה.
יחסי המסה-בהירות תלויים במידת יעילות העברת האנרגיה מהליבה לפני השטח. לאטימות רבה יותר יש השפעה מבודדת, השומרת יותר אנרגיה בליבה, כך שהכוכב לא צריך לייצר יותר מדי אנרגיה כדי לשמור על שיווי משקל הידרוסטטי. מנגד, אטימות נמוכה יותר משמעה אנרגיה הבורחת במהירות רבה יותר, כך שהכוכב צריך לשרוף יותר דלק על מנת להישאר בשיווי משקל. יש לשים לב, עם זאת, שאטימות גבוהה מספיק יכולה לגרום להעברת אנרגיה באמצעות הסעת חום, המשנה את התנאים הנחוצים לשמירה על שיווי המשקל.
בכוכבי סדרה ראשית מסיביים מאוד, האטימות נשלטת על ידי פיזור אלקטרונים, שהוא כמעט קבוע ככל שעולה הטמפרטורה. כך הבהירות עולה רק בשלישית ממסת הכוכב. עבור כוכבים בעלי מסה פחותה מ-10 מסות שמש, האטימות תלויה בטמפרטורה, ולכן הבהירות משתנה בערך בחזקה הרביעית של מסת הכוכב. עבור כוכבים בעלי מסה נמוכה מאוד, מולקולות באטמוספירה תורמות אף הן לאטימות. מתחת לכ-0.5 מסות שמש, בהירות הכוכב משתנה בהתאם לחזקה ה-2.3 של המסה, מה שמשטח את שיפוע הגרף של מסה מול בהירות. אף התיקונים האלה הם הערכה בלבד, ויחסי המסה לבהירות יכולים להשתנות בהתאם להרכב הכוכב.