La plupart des étoiles appartiennent à une classe de catégorisation appelée séquence principale, également connue sous le nom d’étoiles naines. Dans un graphique standard traçant la couleur des étoiles en fonction de la magnitude, connu sous le nom de diagramme de Hertzsprung-Russell, les étoiles de la séquence principale forment une courbe cohérente, contrairement aux autres catégories – naines blanches, sous-géantes, géantes, géantes brillantes et supergéantes. Bien qu’ils ne soient généralement pas inclus sur la carte, les trous noirs, qui sont des étoiles effondrées par gravité, pourraient être considérés comme des points sur la carte avec une luminosité nulle et une signature spectrale de 0° K.
La raison pour laquelle les étoiles de la séquence principale tombent sur une courbe prévisible est que leur luminosité et leurs signatures spectrales sont dictées uniquement par leur masse, qui varie de 0.08 à environ 158 masses solaires. Les naines blanches, étoiles qui ont épuisé leur combustible nucléaire, ont des signatures spectrales similaires à celles des étoiles de la séquence principale, mais beaucoup moins de luminosité. C’est parce qu’ils ne fusionnent pas d’éléments ou n’ont pas de source d’énergie continue – leur luminosité et leur chaleur sont toutes résiduelles. Au cours des milliards d’années, on s’attend à ce que les naines blanches se refroidissent et deviennent des naines noires, ou des carcasses d’étoiles sans vie. Cependant, aucune naine blanche n’existe depuis assez longtemps pour que cela se produise.
Les étoiles de la séquence principale se répartissent en plusieurs catégories : les naines brunes, avec seulement environ 0.08 masse solaire, sont essentiellement des Jupiters surdimensionnés avec de faibles réactions de fusion dans leur noyau ; les naines rouges sont légèrement plus chaudes et plus énergiques, avec une plus grande masse; elles sont suivies des naines jaunes, étoiles très communes dont notre Soleil est un exemple.
Lorsque les étoiles brûlent tout leur combustible nucléaire sous forme d’hydrogène, elles commencent à fusionner de l’hélium. Parce que les vieilles étoiles commencent à construire un noyau solide de matière fusionnée, les puissantes forces gravitationnelles sur le périmètre du noyau compriment les couches de gaz au-dessus, accélérant la fusion et augmentant la luminosité et la taille d’une étoile. Par cette voie de développement, les étoiles naines deviennent des géantes. Selon leur masse, ils finissent par s’effondrer en naines blanches, étoiles à neutrons ou trous noirs. Les étoiles les plus massives provoquent des supernovas, qui sont d’énormes explosions d’énergie qui s’échappent lorsque la fusion cesse dans le noyau stellaire et que les couches de gaz se frottent vigoureusement les unes contre les autres lors de l’effondrement final.