A csillagok születésének elméletét először az 1890-es években N. Lockyer vizsgálta. Ekkor még nem ismerték a csillagok belsejében zajló magfizikai folyamatokat, így azt gondolták, hogy a sugárzás energiájának forrása a csillag folyamatos összehúzódása révén felszabaduló gravitációs energia. Lokyer elmélete szerint a sűrűvé váló és ezért felmelegedett csillagkezdemény világítani kezd. Színe ekkor még vörös, de a további összehúzódás során egyre forróbbá válik, és színe sárgára, majd kékre illetve fehérre változik. A csillag ekkor van élete delén, ezután a folyamatos zsugorodás már nem emeli tovább hőmérsékletét, sőt lassan egyre kisebb és halványabb lesz, mígnem a zsugorodás üteme csökken s színe újra vörös lesz. Később azonban nyilvánvalóvá vált, hogy a csillag energiájának forrása nem lehet a zsugorodás során felszabaduló gravitációs energia, ekkor ugyanis nagyon rövid életű (50-100 millió év) lenne egy csillag. Továbbá az is problémát okozna, hogy a csillag élete során olyan nagy mennyiségű tömeget kell, hogy veszítsen (a vörös óriások tömege 1000-szerese a főági csillagokénak), amelyet semmilyen ismert fizikai folyamat nem tudna létrehozni.
A századfordulón James Jeans angol csillagász rámutatott arra, hogy a galaxisokban lévő igen ritka (1 hidrogénatom köbcentiméterenként) csillagközi anyagfelhőkben (intersztelláris gáz- és porfelhők) instabilitások léphetnek fel. Ha az egyenletes sűrűség eloszlású felhő egy kis tartományában annak anyaga véletlenszerűen összesűrűsödik, akkor ott gravitációs központ jön létre, ahová további részecskék hullanak az egyre erősödő gravitációs vonzás következtében. E sűrűsödés ellen hat a melegedő gáz egyre nagyobb nyomása, azonban ha elegendően nagy volt a kezdeti anyagcsomó (10 ezer naptömeg), akkor a gravitáció hatása fog érvényesülni, s sűrű felhővé hull össze. A csillagközi felhő összehúzódása során azonban további kis felhődarabokra szabdalódik (globulák), ezek külön-külön sűrűsödnek. Így érthető, hogy a hatalmas csillagközi felhőkből miért "csupán" 0.5 és 50 naptömegű csillagok keletkeznek. Továbbá a felhők feldarabolódása azt is magyarázza, hogy a csillagok miért csillagtársulásokban keletkeznek.
A csillagközi felhőben csomósodások jelennek meg, melyek összezsugorodnak és megszületik a csillag. A fiatal protocsillagok körül kialakuló korongfelhő síkjára merőlegesen anyagkilökődések jöhetnek létre.
Ha egy 1 naptömegű globula sűrűsége 60000 H-atom köbcentiméterenként, akkor az átmérője még 5 milliószorosa a Napénak. Ám a folyamatosan zsugorodó globula nem tud tovább melegedni, ugyanis a sűrűsége ekkor még olyan alacsony, hogy a sugárzás ellenállás nélkül kijut a felszínre és elhagyja a felhőt. Mivel a hőmérséklet közel változatlan, és aglobula felszíne csökken, ezért a HRD-n függőlegesen lefelé halad a fősorozat irányába. Körülbelül 500 ezer év alatt a globula átmérője 250-ed részére csökken, kialakul a protocsillag. Ekkor a sűrűség már elegendően nagy lesz ahhoz, hogy a sugárzás ne jusson ki akadálytalanul a felületre, a protocsillag hőmérséklete újra emelkedni kezd. Ekkor a protocsillag hőmérséklete még pár száz fok, így az infravörös hullámtartományban sugároz. A protocsillag zsugorodása folytatódik, és ha a középpontjában a hőmérséklet eléri a pár százezer fokot, a sugárzásához szükséges energiát már a deutérium-égésben (4 hidrogénatom egyes számú izotópjából hélium izotóp keletkezik) felszabaduló energia szolgáltatja. Ekkor még nagyon halvány a születő csillag, ugyanis a globula folyamatosan bezuhanó legkülső rétegei még elfedik.
A protocsillag zsugorodása akkor áll meg, ha a hőmérséklet emelkedése miatt megnövekedett gáznyomás egyensúlyt tud tartani a gravitációval. Az összehúzódási fázis végén a csillag középpontjában a hőmérséklet eléri a néhány millió fokot, s megkezdődik a hidrogén-fúzió. A csillag megszületik, s megjelenik a HRD főágán. Érdekes, hogy a protocsillag kialakulásához néhány millió év kell, ám ettől számítva a zsugorodás megszűntéig csupán néhány ezer év.
Minél nagyobb a globula tömege, annál gyorsabban jön létre a protocsillag, és a főág egyre magasabb pontján jelenik meg a csillag. A csillag ekkor elkezdi hosszú életét, melynek során hidrogénje égése következtében során kémiai összetétele folyamatosan változik, vándorol a HR-diagramon.
Hertzsprung-Russell-diagram
A függőleges tengelyen az abszolút fényességet tüntetik fel magnitúdóban vagy pedig a csillag fényerejét nap-fényerő egységekben. A vízszintes tengelyen a színképosztályt illetve a felszíni hőmérsékletet vagy színt találjuk. A diagrammon a csillagok többsége egy balra föntről jobbra lefelé tartó ún. fősorozat mentén helyezkedik el. Balra fönt a nagytömegű igen fényes kékesfehér csillagok, középtájon a Naphoz hasonló sárga csillagok, míg jobbra lent a vörös törpék találhatók. A jobb felső részén vannak a vörös óriáscsillagok. Balra lent van még néhány fehér törpecsillag. A diagram többi része úgyszólván üres.
A főág azokat a csillagokat tartalmazza, amelyek a hidrogén nukleáris fúzióban történő elégetésének fázisában vannak. A többi kémiai elem égetéséhez képest a hidrogén égetéssokkal hosszabb ideig tart. A Napnál nagyobb tömegű csillagok sokkal gyorsabban égetik el hidrogén tüzelőanyagukat. A nagyobb tömegű csillagok egyensúlyban tartásához nagyobb nyomásra és ezért nagyobb hőmérsékletre van szükség. Ez pedig arra kényszeríti a csillagokat, hogy gyorsabban és rövidebb idő alatt égessék el a tüzelőanyagukat.
Egy adott csillag hidrogén tüzelőanyag-készletét állandó sebességgel égeti. Ez annak köszönhető, hogy a nukleáris reakció beindulásáért felelős energiamegmaradás törvényének felhasználásával a csillag rendkívül precízen szabályozza égési folyamatait.
A főágban zajló hidrogénégetési folyamatot termonukleáris fúziónak nevezzük. Ennek során a hidrogén atommaját képző protonok összeolvadnak, és létrehozzák a nagyobb atomtömegű héliumatommagot, ami két protont, illetve két neutront tartalmaz. Az átalakulásnál felszabaduló energia hő formájában jelentkezik.
