Las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal. Esta es la fase larga y estable en la que una estrella fusiona hidrógeno en helio en su núcleo. La presión hacia afuera generada por la fusión equilibra la atracción gravitatoria hacia adentro, y la estrella brilla de forma constante durante millones o miles de millones de años. El Sol ha estado en la secuencia principal durante aproximadamente 4600 millones de años y permanecerá allí durante unos 5000 millones más.

La secuencia principal no es un estado único. Es una banda en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que va desde las estrellas azules calientes y brillantes en la parte superior izquierda hasta las enanas rojas frías y tenues en la parte inferior derecha. La posición de una estrella en la banda depende casi por completo de su masa. Las estrellas masivas arden con gran intensidad y rapidez, viviendo solo unos pocos millones de años. Las enanas rojas de baja masa consumen su combustible lentamente y pueden durar billones de años.

Cuando una estrella agota el hidrógeno de su núcleo, abandona la secuencia principal. Lo que sucede después depende de su masa. Una estrella como el Sol se expande hasta convertirse en una gigante roja, luego expulsa sus capas exteriores y se transforma en una enana blanca. Una estrella masiva se expande hasta convertirse en una supergigante y termina en una supernova, dejando tras de sí una estrella de neutrones o un agujero negro.

La secuencia principal es donde está la acción. La mayoría de las estrellas que puedes ver a simple vista están ahí.