Les étoiles passent la majeure partie de leur vie sur la séquence principale. C'est la longue phase stable durant laquelle une étoile fusionne l'hydrogène en hélium dans son noyau. La pression exercée par la fusion nucléaire contrebalance l'attraction gravitationnelle, et l'étoile brille de façon constante pendant des millions, voire des milliards d'années. Le Soleil se trouve sur la séquence principale depuis environ 4,6 milliards d'années et y restera encore pendant environ 5 milliards d'années.

La séquence principale n'est pas un état unique. Il s'agit d'une bande sur le diagramme de Hertzsprung-Russell, s'étendant des étoiles bleues chaudes et brillantes en haut à gauche aux naines rouges froides et peu lumineuses en bas à droite. La position d'une étoile sur cette bande dépend presque entièrement de sa masse. Les étoiles massives brûlent intensément et rapidement, leur durée de vie n'étant que de quelques millions d'années. Les naines rouges de faible masse consomment leur combustible avec parcimonie et peuvent vivre des milliards d'années.

Lorsqu'une étoile épuise l'hydrogène de son noyau, elle quitte la séquence principale. Son évolution dépend alors de sa masse. Une étoile comme le Soleil se transforme en géante rouge, puis perd ses couches externes et devient une naine blanche. Une étoile massive se transforme en supergéante et finit par exploser en supernova, laissant derrière elle une étoile à neutrons ou un trou noir.

C'est dans la séquence principale que se déroule l'action. La plupart des stars que vous pouvez voir à l'œil nu y figurent.