Çoğu yıldız cüce yıldızlar olarak da bilinen ana sıra adı verilen bir sınıflandırma sınıfına girer. Hertzsprung-Russell diyagramı olarak bilinen, yıldız rengini büyüklükte gösteren standart bir çizelgede, ana sekans yıldızları, diğer kategorilerden farklı olarak uyumlu bir eğri oluşturur - beyaz cüceler, alttanlıklar, devler, parlak devler ve süpergantlar. Genellikle çizelgeye dahil edilmese de, yerçekimsel olarak daraltılmış yıldızlar olan kara delikler, sıfır ışıltılı ve 0 ° K spektral imzalı grafikler üzerinde sayılabilir.
Ana dizilim yıldızlarının tahmin edilebilir bir eğri üzerine düşmesinin nedeni, parlaklıklarının ve spektral imzalarının sadece 0.08 ila 158 güneş kütlesi arasında değişen kütleleri tarafından belirlenmesidir. Beyaz cüceler, nükleer yakıtlarını tüketen yıldızlar, ana sekans yıldızlarına benzer spektral imzalara sahipler, ancak çok daha az parlaklıktalar. Bunun nedeni, elemanları kaynatmamaları veya devam etmekte olan bir enerji kaynağına sahip olmalarıdır - parlaklık ve sıcaklıkları tamamen geridedir. Milyarlarca yıl boyunca, beyaz cücelerin soğuması ve siyah cüceler olması veya cansız yıldız kabukları olması beklenmektedir. Ancak, henüz gerçekleşmesi için hiçbir beyaz cüce bu kadar uzun sürmedi.
Ana dizilim yıldızları birkaç kategoriye ayrılır: sadece yaklaşık 0.08 güneş kütlesi olan kahverengi cüceler çekirdeklerinde zayıf füzyon reaksiyonları olan temelde büyük boy Jüpiterler; kırmızı cüceler daha büyük bir kütleye sahip, biraz daha sıcak ve daha enerjiktir; Bunları Güneş'in bir örnek olduğu çok yaygın yıldız olan sarı cüceler takip eder.
Yıldızlar tüm nükleer yakıtlarını hidrojen biçiminde yaktıklarında, helyum kaynaşmaya başlarlar. Eski yıldızlar kaynaşmış malzemenin katı bir çekirdeğini oluşturmaya başladığından, çekirdeğin çevresindeki güçlü yerçekimi kuvvetleri yukarıdaki gaz katmanlarını birbirine sıkıştırarak füzyonu hızlandırır ve bir yıldızın parlaklığını ve boyutunu arttırır. Bu gelişimsel rota sayesinde cüce yıldızlar dev oluyor. Kitlelerine bağlı olarak, sonunda beyaz cücelere, nötron yıldızlarına veya kara deliklere dönüşürler. Daha büyük yıldızların yıldız çekirdeğinde füzyon sona erdiğinde ve gaz katmanları son çöküş sırasında diğerine kuvvetli bir şekilde sürtündüğünde çıkan büyük enerji patlamaları olan süpernovalara neden olur.
