El tiempo de vida de una estrella de secuencia principal está determinado por el ritmo de la reacción de fusión en su interior y por su masa. Los ritmos de reacción son muy sensibles a la temperatura y las densidades en el centro de la estrella y requieren normalmente temperaturas que excedan los 10 millones de grados y densidades mayores de 10.000 gramos por centímetro cúbico.
La secuencia principal de una estrella es el periodo más largo de su vida. Durante esta etapa, el hidrógeno se convierte en helio mediante un proceso que se denomina fusión nuclear. Como es lógico, este elemento se va gastando a lo largo de los milenios, lo que hace que el cuerpo se reduzca gradualmente para poder conservar su temperatura. Por este motivo, las estrellas aumentan su nivel de luminosidad durante la secuencia principal de forma regular. En realidad, el cuerpo luminoso está en una lucha constante con la gravedad, que tiende a mover la masa del sistema hacia el centro. Por otro lado, es esta fusión nuclear la encargada de evitar el colapso gravitacional. En conclusión, esto se resume en que tanto la gravedad como la presión producida por el calor de las fusiones se deben equilibrar. La estrella mantiene este equilibrio a lo largo de su vida mediante el ajuste de su tamaño y el aumento paulatino de su luminosidad. Al final de esta fase, el astro habrá pasado el 90% de su vida y habrá gastado el 10% de su masa.
En el diagrama Hertzsprung-Russell, la etapa queda representada en el medio. Comienza con las estrellas de mayor temperatura y termina con las más frías.
Las estrellas muy grandes tienen centros más calientes y densos y agotan su potencia más rápidamente que las estrellas de baja masa. Una estrella como el Sol permanece en la secuencia principal alrededor de 10.000 millones de años; una estrella 10 veces más grande será miles de veces más brillante, pero sólo durará unos 20 millones de años; una estrella con una décima parte de la masa solar puede ser miles de veces más tenue, pero durará alrededor de 1 billón de años. Como este periodo excede la edad actual del Universo (13.700 millones de años) todavía no hemos visto morir a las estrellas más pequeñas.
Nuestro sol se encuentra en la mitad de su secuencia principal. Se formó hace 4.500 millones de años, y permanecerá en este periodo por otros 4.500 años más. Cuando el suministro de hidrógeno se acabe en el núcleo, pasará a la última etapa de su vida.