如果原恆星會思考，它一定會對自己未來成為主序星之後的種種充滿疑惑，會有多亮？如何產生能量？能活多久？…，總歸各種問題，其實就是︰我到底會成為哪一型的恆星？當然，原恆星是不會思考的，大自然會讓每一顆原恆星到達它該在的主序位置。在本節中，我們將分析大自然如何創造恆星，並解答原恆星的種種疑問。
或許你會好奇，人類怎麼知道恆星內部的情況？又怎麼知道恆星再幾十億、上百億年的演化過程？我們首先就用恆星模型來回答這個問題。
恆星的結構奠基於四個物理定律，包括先前已討論過的靜流體平衡定律 (hydrostatic equilibrium law)、能量傳遞定律 (energy transport law)、質量連續性定律 (continuity of mas law) 以及能量連續性定律 (continuity of energy law)。分別敘述如下︰
靜流體平衡定律︰恆星內每一層的壓力與重力相平衡。
能量傳遞定律︰能量經由輻射、對流與傳導 (conduction) 等方式由恆星內高溫區域傳送至低溫區域。
質量連續性定律︰恆星總質量等於各層質量之總和。也就是質量守恆定理。
能量連續性定律︰恆星總輻射能力等於各層產能之總和。也就是能量守恆定理。
其實這四個恆星結構定律的內容遠比上面的簡單敘述要複雜得多，事實上，依據這四個定律，恆星結構可寫成四個方程式，這些方程式不在我們的討論範圍內，但天文學家們就是利用這些方程式建立起恆星結構的數學模型，並藉其推導出恆星內部的狀況、它們如何生、又如何死。
要建立一個恆星模型，必須將恆星分割為許多層同心球殼來分別進行計算，例如，將整個恆星分割成100層同心球殼，每一層都有4組方程式，總共就有400組方程式、400個未知數，包括每一層的溫度、密度、質量、能量傳輸等因子，要解出這400組方程式是一件大工程，在發明電腦之前，足足花了數個月的時間才解出來，現代利用電腦僅需幾秒鐘便可解出這些複雜的方程式，並且可以將恆星中每一層的狀況，以數字詳列出來，這就是所謂的 「恆星模型」。
這些恆星模型都是經過量化 (quantitative) 的，也就是說，它們是以數字來描述恆星的狀態，在前面的章節中，我們曾用定性 (qualitative) 的方式來描述太陽黑子循環等。這兩種方式各有長處，但定量描述利用數學的威力來代替思考的定性描述，似乎更能具體表現出模型本身的狀態。
透過恆星模型，我們也可以了解恆星的過去與未來。事實上，恆星模型就像一部時光機器，能夠帶領我們瀏覽恆星一生數十億年的演化過程。我們利用模型可預測出恆星每一層會於何時耗盡其燃料、氣體化學組成的改變，以及產能的速率。恆星未來每一刻的狀態如何，都可以從模型中預測出來。
恆星數學模型能夠告訴我們恆星的主序階段始末發生在何時，以及主序階段為何會有端點。如果原恆星的質量太小，它將無法成為一顆真正的恆星；而質量太大的原恆星，也無法穩定地停留在主序帶上。
低質量恆星何時進入其主序階段，決定於氫融合反應所需的溫度。要以p-p鏈產生足夠的能量，恆星中心溫度至少需達到10,000,000K以上。但是原恆星是從縮陷過程中來提昇其溫度，所以若它的質量太低 (低於0.08M☉)，縮陷將無法使溫度達到此臨界點。例如，只有地球質量的原恆星，由於其縮陷溫度一直無法高到讓氫產生融合反應，於是便一直縮陷下去，最後變成一顆又小、又冰冷的實密星體－行星。
因質量不夠而無法進行核融合反應的星體有一個特別的名稱︰棕矮星 (brown dwarfs)，棕矮星會慢慢將其內能以紅外光型式輻射出來，其紅外輻射的能量很低，極難觀測到，直到近一兩年才確定發現有棕矮星存在。
主序帶頂端的端點位置不太確定，根據恆星模型的預測，恆星質量不能超過60~100M☉，過重的恆星無法維持穩定。此外，質量很大的氣體雲也會在縮陷過程中分裂為許多小塊，因此，要形成超巨質量恆星的機會是很渺 茫的。
質量介於0.08至60~100M☉之間的原恆星在經過縮陷後，將會變成一顆普通的主序星，問題是，它們會變成一顆什麼樣的主序星？
質量越大的恆星也越亮，其實這種質光關係 (mass-luminsoity relation) 是可以透過恆星結構理論來解釋的，並且透過觀測，也可以證實理論的正確性。質光關係的關鍵就在於靜流體平衡，壓力必須與重力相等，而恆星的壓力－溫度自調整機制又能控制能量的產生速率。我們知道，恆星內部的壓力之所以能維持，是因為融合反應產生的能量使內部保持高溫，質量越大的恆星，其質量對內部所造成的重力也越強，溫度也越高。以15M☉的恆星為例，其中心溫度即高達4,000,000K，比太陽的兩倍還高。
由於大質量恆星的核心溫度較高，所以核反應產能速率快、消耗燃料速度也快，它們的壓力-溫度平衡在較高的穩定態。質量15M◎的恆星消耗燃料的速度約為太陽的3,000倍，這種高產能的狀態使大質量恆星比小質量恆星來得亮。因此，質光關係可說是恆星以核反應產能支撐本身重量的結果。
主序星靠核融合反應支撐其重量，但是供作融合燃料的氫卻是有限的。所以當氫耗盡時，恆星必然會發生重大的變化。然而，在早在氫耗盡之前，由於內部的化學組成改變，便已使恆星結構發生了微小的改變。
氫融合是將四個氫原子核結合成一個氦原子核。在主序星內部，氫合不斷融合為氦，導致恆星核心之原子核數量減少，雖然新生成之氦原子核質量對恆星內所形成的重力與原先氫原子核相同，但氣體壓力卻因原子數減少而降低，造成重力與壓力失衡，重力再度超過壓力而使核心緊縮。當核心縮陷時，溫度升高，核反應速率加快，產能速度更快，也使恆星變得更亮，額外的能量向外迫使外層的封套氣殼膨脹並變冷，所以整顆恆星從外表看來是變大、變冷了。
由於恆星再主序階段不斷地有這些些微的變化，所以主序帶並非一條細細的線條而已，而是一條帶狀區域。恆星從氫融合開始邁入主序帶的左下緣，稱為零齡主序 (zero-age main sequence, ZAMS)，但在漫長的穩定主序階段中，隨著亮度與表面溫度的變化慢慢向主序帶右上方移動。再到達主序帶右上邊緣時，恆星已幾乎耗盡了中心所有的氫，開始離開主序，進入另一段截然不同的生命歷程。
太陽在主序階段中些微的變化會對地球等行星造成巨大的影響。當太陽在大約50億年前進入主序後，太陽的亮度已經增為原來的兩倍，也使地球溫度升高了至少19℃。在未來幾十億年中，地球大氣將會散逸於太空中，生命也無從繼續生存下去。
一旦恆星離開主序，將快速地邁向死亡。恆星一生大約有90%的時間消耗在主序階段，也正因為此，所以我們所見90%的恆星皆為穩定的主序星。
恆星停留在主序帶的時間長短依其質量而定，意即我們可從恆星質量快速估計出其生命長短。大質量恆星消耗燃料快，停留時間也較短；小質量者則可維持長達數十億年。例如，一顆25M☉的恆星，在700萬年內便會耗盡其氫燃料，在這樣短的時間內，即使有行星系統存在，要發展出生命的可能性也極低。有關宇宙生命的問題，我們會在 以後章節中詳細討論。
對極低質量的恆星而言，如紅矮星 (red dwarfs)，其消耗氫燃料的速度非常緩慢，所以可以活2,000~3,000億年之久，所以，所有的紅矮星現在都還在其幼兒期。
在宇宙自然環境下創生出低質量恆星數量比大質量恆星多很多，但這並不足以解釋何以整個天空中充滿了如此多的小質量恆星，另外一個因素就是小質量恆星的壽命比大質量者長許多 ，在主序下方K、M型的恆星數量比上方O、B型多許多。雖然在天空中，O、B型星因為較亮而較易觀測到，但實際上由於其生命較短，所以在主序帶上永遠是屬於少數民族。
當一顆恆星的氫燃料耗盡之後，再也沒有能力支撐其龐大的重力，於是重新開始縮陷，在臨死前，以進行其他重元素的融合反應苟延殘喘，但最後終究難逃重力的魔掌，這部分我們將留待 「恆星的死亡」一章中討論。