In astronomia, la sequenza principale è una struttura evolutiva nel diagramma stellare Hertzsprung-Russell che identifica la fase in cui le stelle producono energia, bruciando idrogeno in elio nel nucleo, tramite reazioni nucleari. Tali stelle sono dette stelle di sequenza principale o stelle nane e si distribuiscono lungo tale sequenza in funzione della loro massa: le stelle più massicce si trovano a luminosità elevate e a colori blu (in alto a sinistra nel diagramma H-R), mentre quelle con piccole masse si posizionano nella parte debole e rossa (in basso a destra). Le stelle rimangono in sequenza principale per circa il 90% della loro vita e per questo motivo questa struttura risulta, in genere, molto più popolata delle altre.

Osservando più attentamente, si vede che la sequenza principale non è esattamente una linea ma è leggermente allargata. Questo significa che stelle di identico tipo spettrale possono avere luminosità leggermente diverse. Le ragioni sono varie, e per la maggior parte poco conosciute. Prima di tutto vanno considerate le incertezze osservative nella determinazione esatta della luminosità e del colore della stella: fattori come la non idealità delle ottiche e dei filtri utilizzati e soprattutto la presenza dell'atmosfera (per quanto riguarda le osservazioni da terra) e del mezzo interstellare, possono rappresentare il termine dominante nello scatter della sequenza principale. Notiamo tra l'altro che questi fattori diminuiscono d'importanza al crescere della luminosità della stella. Invece, per quanto riguarda gli effetti per così dire intrinseci, si pensa che il motivo principale sia la diversa composizione chimica delle stelle, a sua volta legata alla loro storia evolutiva. In effetti, ci sono delle stelle molto povere di elementi pesanti che si trovano appena sotto la sequenza principale, nonostante anch'esse stiano fondendo idrogeno. Altri fattori possono essere la rotazione su se stesse, il campo magnetico, o addirittura la presenza di stelle compagne non risolte. Inoltre una stella aumenta (molto lentamente) la propria luminosità durante la sua permanenza nella sequenza principale, mentre sempre più atomi di idrogeno si trovano pronti per la fusione.