一、主序星的研究历史
人类对太空的研究一直都在继续，对主序星的研究也是从未停止的，在二十世纪后期，人类对恒星的研究越来越多，也有了更多恒星的资料，对恒星还进行了分类，哈佛大学的教授还用哈佛分类法来进行分类，到了1901年把成果发表到了报纸上。
到了1906，丹麦的一位天文学家注意到了颜色最红的那几颗恒星，亮度是多变的，并把之前的群体K和M称为是巨星和矮星，第二年，他发表了关于恒星颜色和亮度的图，并把这种图命名为主序带，主序带的名字也一直延续了一百来年。
在1933年，提出过可以通过了解恒星的化学成分，然后确定在主序带上属于什么位置，质量和半径也就可以确定，但是这个定理并不是准确的，还有很多成分不一样的恒星，是不能使用这种办法的。
二、成为主序星的方法
想要成为主序星需要主序星自己进化，到了壮年时期，恒星就成了主序星，时间的万物都是处于生长的阶段，幼年时期恒星的温度上升，体积不断变大，内部产生的热量也会形成压力，压力会让恒星变成火球，也就变成了壮年时期。
恒星的进化中，壮年时期所占的比例是最大的，所观察到的恒星大多数都是壮年期的，恒星的生长口述起来比较简单，但是之间的过程需要几百万年甚至是上亿年的时间，主序星带给宇宙的亮度也是无法想象的，质量大的恒星，花费的燃料也是很多的，根据推算，太阳的壮年时间还有一百亿年。
什么是赫罗图？
寻找恒星世界的序列性是一件艰巨的工作。在天体物理学发展起来以后，通过对各种恒星的物理特性进行了广泛的测定，发现它们序列性的条件才开始成熟了。
1911年，丹麦天文学家赫兹伯仑(1873～1967)发现了恒星的光度和温度这两大特性存在着一定的联系。两年以后，美国天文学家罗素独立地作出了同样的发现。
他们把恒星的光度和温度作成一个图。这种图的横坐标是恒星的光谱型，按照O、B、A、F、G、K、M顺序排列，所以横坐标也就是温度的序列，不过把高温放在左边，温度向右边降低。纵坐标是“绝对星等”，前面我们已经提到过，绝对星等就是把恒星放在3。26光年这一标准距离上的亮度的等级，也就是恒星本身的光度的一种衡量；比如太阳放到这样远的距离上，就只是1颗4.75等星，而前面提到过的织女星，绝对星等是0.5等。每颗星的光谱型和绝对星等测定以后，就在图上按相应的横坐标和纵坐标画出一个点。
把各种不同的恒星的坐标点画出以后，他们发现，这些点并不是零乱地分布的，而是有一定的规律性。特别是沿左上方到右下方的对角线上点子多而密集，他们把这叫做主星序，似乎表明，温度高的星光度强，随温度减少光度也减弱。在左下方也有一个比较密集的区域，这些星温度高，呈蓝白色，可是光度很弱，想必它们的体积不大，所以叫做白矮星。在主星序的右侧还有一个比较密集的区域，这些星光度比较大，而温度很低。温度低的物体辐射弱，而这种星的光度却很大，想必它的体积十分大，所以叫做巨星。在巨星的上方是超巨星。
这样一张图反映了恒星特性的一种序列性，是天文学和天体物理学中最重要的图鉴之一，用发现者的名字来称呼，叫做赫兹伯仑-罗素图，简称赫罗图。赫罗图所反映的序列性成为研究恒星演化的最主要的线索。
