越往里，气体承担的重量越大
设想把恒星的发光表面揭开。靠近表层，一小块气体只需托住上方薄薄几层。往中心走，上面压着的气体越来越多，压力必须向内增大。压力差把气体往外推，重力把它往里拉，两者在各处平衡，恒星才能维持结构。这叫静水平衡。
多加一些质量，内部的平衡就要重新安排。对处在相近阶段的主序恒星，质量较大的那颗，核心通常更热、压力也更高。主序指核心持续把氢变成氦的漫长阶段，并不表示所有恒星都按同一张时间表生活。
核心变热，核反应就会加快。粒子能量分布里，有更多粒子能够接近并参与反应。这里的大质量模型主要靠碳氮氧循环烧氢：碳、氮、氧参与一串反应，帮助氢转变成氦。这个循环对温度尤其敏感，温度稍变，消耗速度就可能明显不同。
来源：Paxton et al., MESA IV, arXiv:1710.08424v1, energy equations and convective boundaries · Keszthelyi et al., arXiv:2209.06350v1, rotating stellar grids and physical prescriptions
每秒花掉多少，同样重要
恒星每秒发出的总能量叫光度。它与我们看见的亮度有区别：同一颗星离得越远，看上去越暗，光度却没变。光度很高的恒星，每秒都得向外供应大量能量。燃料虽然多，也可能很快花完。
先做一个简单估计。假如可用燃料翻倍，光度却增至八倍，维持发光的时间就只剩原来的四分之一。真正计算恒星时，还得求出哪些气体能进入燃烧核心，以及燃烧过程中光度怎样变化。
整颗星的氢，并不都能及时送到核心。大质量主序恒星的中心区域有对流，气体上下翻动，把燃料混匀。外包层的氢却未必加入这场循环。核心与外层的分界在哪里，会影响核心究竟有多少氢可烧。恒星离开主序时，外面仍可能保留大量氢。
来源：Keszthelyi et al., arXiv:2209.06350v1, rotating stellar grids and physical prescriptions · Paxton et al., MESA IV, arXiv:1710.08424v1, energy equations and convective boundaries
十个太阳质量与十二个太阳质量
Keszthelyi 的公开模型里，有一组适合直接比较的例子：太阳邻域组成，一颗初始质量相当于十个太阳，另一颗相当于十二个太阳。它们采用相同的无磁场混合处方，初始自转比例也相同。按文件记录，从所定义的主序起点到核心氢接近耗尽，两段时间约为二千四百七十万年和一千八百二十万年。
这里的主序起点记作 ZAMS。作者约定，等核心氢质量分数降到初值的百分之九十九点七，才开始画主序轨迹；这里减少的是初值的千分之三。比较的是这套约定下实际保存的区间，不是从恒星形成那一刻算起的全部寿命。
质量较大的模型，核心氢反而更早耗尽。打开保存的剖面，还能看到核心的氢少了，外层的氢仍多。燃料分布、光度与赫罗图轨迹，来自同一颗计算中的恒星。换一套混合处方，送进核心的燃料会变，时间也会跟着变。
来源：Keszthelyi (2022), fixed reproduction package, Zenodo 7069766, CC BY 4.0 · Keszthelyi et al., arXiv:2209.06350v1, rotating stellar grids and physical prescriptions
少量重元素也能改变热量的去路
天文学把氦以外更重的元素统称为金属，金属丰度描述它们在气体中占多少。重元素既会参与反应，也会改变气体吸收和散射辐射的能力。即使比例不大，也能影响热量向外走时所需的温度梯度。
这组模型的太阳邻域组成与小麦哲伦云组成，氦含量和各种重元素的配比也不同。在保存的主序中期状态，少金属的例子表面更热。这个结果属于完整的组成比较；不能只改一个数字，就把同样的结论套给所有恒星。
可以把恒星想成一团不断调整自身的气体：重力压缩它，热量向外流，核反应慢慢改变内部组成。寿命取决于这些过程怎样配合。起初装了多少燃料，只回答了其中一个问题。
来源：Keszthelyi (2022), fixed reproduction package, Zenodo 7069766, CC BY 4.0 · Keszthelyi et al., arXiv:2209.06350v1, rotating stellar grids and physical prescriptions