主系列星
従って、主系列にある恒星の寿命は太陽の進化モデルと比較することで推定することが出来る。太陽は主系列におよそ45億年とどまっており、65億年後に赤色巨星になると考えられており、主系列の全寿命はおおよそ 10 年 (100億年) である。そのため、主系列の寿命 τ M S {\displaystyle \tau _{\rm {MS}}} は以下のように書ける。
τ M S ≈ 10 10 y e a r s ( M M ⊙ ) ( L ⊙ L ) = 10 10 y e a r s ( M M ⊙ ) − 2.5 {\displaystyle \tau _{\rm {MS}}\approx 10^{10}\,{\rm {years}}\left({\frac {M}{\rm {M_{\odot }}}}\right)\left({\frac {\rm {L_{\odot }}}{L}}\right)=10^{10}\,{\rm {years}}\left({\frac {M}{\rm {M_{\odot }}}}\right)^{-2.5}}
ここで M {\displaystyle M} と L {\displaystyle L} はそれぞれ恒星の質量と光度、 M ⊙ {\displaystyle {\rm {M_{\odot }}}} と L ⊙ {\displaystyle {\rm {L_{\odot }}}} は太陽質量と太陽光度である。
大質量の恒星ほど核融合の燃料を多く持っており寿命も長くなることが期待されるかもしれないが、恒星からの放射も質量が大きくなるに連れて増加する。
恒星を黒体と呼ばれる理想化されたエネルギー放射体として扱った場合、光度 L {\displaystyle L} と半径 R {\displaystyle R} はシュテファン=ボルツマンの法則によって有効温度 T e f f {\displaystyle T_{\rm {eff}}} と以下の関係式で結び付けられる。
L = 4 π σ R 2 T e f f 4 {\displaystyle L=4\pi \sigma R^{2}T_{\rm {eff}}^{4}}
ここで、 σ {\displaystyle \sigma } はシュテファン=ボルツマン定数である。HR図上での恒星の位置はその恒星のおおよその光度を示しているため、この関係式から恒星の半径を推定することができる。
恒星の質量、半径と光度は密接に関連しており、それぞれの値は3つの関係で近似することができる。1つ目はシュテファン=ボルツマンの法則であり、これは恒星の光度と半径、および有効温度を結び付ける。2つ目は質量光度関係で、恒星の光度と質量を結び付ける。3つ目は、恒星の質量と半径の関係は比例関係に近いというものである。恒星の質量に対する半径の比率は、桁にして2.5桁にわたる質量の範囲でわずか3倍しか増加しない、つまりほぼ比例関係であるということが分かっている。