Sterne verbringen den größten Teil ihres Lebens auf der Hauptreihe. Dies ist die lange, stabile Phase, in der ein Stern in seinem Kern Wasserstoff zu Helium fusioniert. Der nach außen gerichtete Druck der Fusion gleicht die nach innen gerichtete Schwerkraft aus, und der Stern leuchtet konstant über Millionen bis Milliarden von Jahren. Die Sonne befindet sich seit etwa 4,6 Milliarden Jahren auf der Hauptreihe und wird dort noch etwa 5 Milliarden Jahre verbleiben.

Die Hauptreihe ist kein einheitlicher Zustand. Sie ist ein Band im Hertzsprung-Russell-Diagramm, das von heißen, hellen blauen Sternen oben links zu kühlen, lichtschwachen roten Zwergen unten rechts verläuft. Die Position eines Sterns auf diesem Band hängt fast ausschließlich von seiner Masse ab. Massereiche Sterne verbrennen ihre Energie schnell und haben eine Lebensdauer von nur wenigen Millionen Jahren. Massearme rote Zwerge hingegen verbrauchen ihren Brennstoff sparsam und können Billionen von Jahren überdauern.

Wenn ein Stern den Wasserstoff in seinem Kern verbraucht hat, verlässt er die Hauptreihe. Was dann geschieht, hängt von seiner Masse ab. Ein Stern wie die Sonne dehnt sich zu einem Roten Riesen aus, stößt dann seine äußeren Schichten ab und wird zu einem Weißen Zwerg. Ein massereicher Stern schwillt zu einem Überriesen an und endet in einer Supernova, wobei ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zurückbleibt.

Die Hauptsequenz ist der Teil, in dem die Handlung spielt. Die meisten Stars, die man mit eigenen Augen sehen kann, sind dort zu sehen.