Stjerner tilbringer mesteparten av livet sitt på hovedserien. Det er den lange, stabile fasen når en stjerne smelter sammen hydrogen til helium i kjernen. Det utadrettede trykket fra fusjonen balanserer tyngdekraftens innoverrettede kraft, og stjernen skinner jevnt i millioner til milliarder av år. Solen har vært på hovedserien i omtrent 4,6 milliarder år og vil forbli der i omtrent 5 milliarder år til.

Hovedsekvensen er ikke en enkelt tilstand. Det er et bånd på Hertzsprung-Russell-diagrammet, som går fra varme, klare blå stjerner øverst til venstre til kalde, svake røde dverger nederst til høyre. En stjernes posisjon på båndet avhenger nesten utelukkende av massen dens. Massive stjerner brenner varmt og raskt, og lever bare noen få millioner år. Røde dverger med lav masse nipper til drivstoffet sitt og kan leve i billioner av år.

Når en stjerne bruker opp hydrogenet i kjernen sin, forlater den hovedserien. Hva som skjer videre avhenger av massen. En stjerne som solen utvider seg til en rød kjempe, kaster deretter av seg sine ytre lag og blir en hvit dverg. En massiv stjerne sveller opp til en superkjempe og ender opp i en supernova, og etterlater seg en nøytronstjerne eller et svart hull.

Hovedsekvensen er der handlingen finner sted. De fleste stjernene du kan se med øynene dine er der.