一人前に輝く主系列星
原始星が十分成長し、中心部の温度がおよそ1,000万度に達すると、水素原子核4つからヘリウム原子核1つが作られる核融合反応が始まります。この状態にある星を主系列星と呼びます。太陽や夜空で輝く多くの星がこの主系列星です。恒星は一生のほとんどをこの主系列星という段階で過ごします。近年では太陽の近くにある多くの主系列星の周りに惑星が回っていることが分かっています。
主系列星の明るさは、その星の質量によって決まります。星の質量が大きくなるとその明るさも急激に明るくなります。たとえば、太陽の1割の質量の星の明るさは太陽の明るさのおよそ1,000分の1で、逆に太陽の10倍の質量をもつ星は太陽の約1万倍明るく輝きます。はくちょう座のデネブは太陽の20倍以上の質量と200倍以上の大きさを持ち、その結果、太陽の60,000倍以上も明るく輝いています。このように重い星ほど激しく核融合反応を起こして明るく輝くために、核融合反応の材料である水素をたくさん持っているにもかかわらず、短い期間で一生を終えるのです。
恒星の内部構造
恒星の内部では核融合反応が起きていますが、星の内部のいたるところでその反応が起きているわけではありません。たとえば太陽程度の質量の星の場合、核融合反応が起きているのは中心の4分の1程度の部分です。中心部の核融合反応で発生したエネルギーの大きな光（ガンマ線）は、太陽内部にあるプラズマ状態のガスの中を通って外側に向かって移動していきます。しかしこのプラズマは地球上にある金属の10倍以上高密度であるため、光は電子や陽子と激しくぶつかって次第にエネルギーを失います。外側から3割くらいのところまで来ると、光はガスに吸収されてエネルギーをガスに与え、光は通り抜けられなくなります。光によって中心から運ばれてきたエネルギーは、ここからガスの対流運動によって外側に運ばれ、表面に出てくるのです。光が中心部分の核融合反応で発生し、さまざまな過程を経て太陽表面に出てくるまでには2万年ほどかかると考えられています。