הסדרה הראשית מוצגת בדיאגרמת הרצשפרונג, ראסל (דיאגרמת HR) כרצועה אלכסונית מהשמאל-עליון לימין-תחתון. על העקומה מופיעים כוכבי הסדרה הראשית, הקרויים גם כוכבי ננסים. הם נמצאים בשלב בו הליבה מייצרת אנרגיה מהיתוך גרעיני (חיבור גרעיני של אטומי מימן ליצירת הליום). מיקומו של כוכב על הסדרה הראשית נקבע בעיקר על ידי המסה שלו, וכן על הרכבו והטמפרטורה של פני השטח.
כוכבי הסדרה הראשית נחקרו באמצעות מודלים כוכביים, שמסבירים את היווצרותם והתפתחותם. ניתן להעריך טמפרטורת כוכב בעזרת מודל של גוף שחור, גוף המקרין לפי טמפרטורת פני השטח שלו. מדד הצבע B−V מודד את ההבדל בבהירות הנראית בין אור כחול (B) לאור ירוק-צהוב (V), ומאפשר להעריך טמפרטורה ורדיוס בלי לתקן לפי מרחק.
כוכב נוצר מקריסת ענן מולקולרי עשוי בעיקר מימן (כ-70%) והליום (כ-28%). בשלב הקדם-כוכבי כלי האנרגיה מקורו בקריסה כבידתית. כשהליבה מתחילה להיתוך מימן, הכוכב נכנס לסדרה הראשית הסטנדרטית (ZAMS, Zero Age Main Sequence), ומיקומו בתרשים נקבע אז.
כל כוכב בסדרה הראשית מייצר אנרגיה בליבה באמצעות היתוך גרעיני. כוכבים קלים (פחות מ≈1.5 מסות שמש) מייצרים הליום בעיקר בשרשרת פרוטון‑פרוטון (תהליך המבצע חיבור של אטומי מימן בשלבים). כוכבים מסיביים יותר עושים שימוש במחזור CNO, שמשתמש בפחמן, חנקן וחמצן כמתווכים בהיתוך. שיווי משקל הידרוסטטי נשמר בין יצור האנרגיה ללחץ התומך בכוכב.
העברת האנרגיה מפנים הכוכב החוצה נעשית בקרינה או בהסעה (תנועה המערבבת חומר חם וקר). בכוכבים מסיביים ההיתוך מרוכז בליבה, מה שיוצר אזור הסעה סביב הליבה. בכוכבים כמו השמש הליבה יציבה מפני הסעה, ואזור הסעה נמצא קרוב לפני השטח. בכוכבים קטנים הקרום כולו עשוי להיות מושפע מהסעה.
ככל שמימן בליבה נדלף, קצב ההיתוך של המסת ליבה יורד. כדי לפצות, ליבת הכוכב מתחממת ומעלה את קצב ההיתוך הכללי. זה גורם לעלייה איטית בבהירות וברדיוס, ומשנה את מיקומו של הכוכב בדיאגרמת HR.
משך הזמן על הסדרה הראשית תלוי בכמות הדלק (מימן) ובקצב צריכתו. יחס גס בין בהירות למסה מראה שכוכבים מסיביים יותר בהירים הרבה יותר, ולכן שורפים את הדלק מהר יותר. השמש אמורה לבזבז כ-10 מיליארד שנים על הסדרה הראשית; היא כבר בת כ-4.6 מיליארד שנים ותשהה שם עוד כ-5.4 מיליארד שנים.
כאשר הליבה צרכה מספיק מימן, כוכבים מתרחבים לענקים אדומים. סביב ליבת ההליום נוצרת קליפת בעירה של מימן. התפתחות הכוכב על דיאגרמת HR נקראת מסלול התפתחות; בנקודת המפנה בצביר אפשר לאמוד את גיל הצביר.
עבור טיפוסי הסדרה הראשית יש טווחים טיפוסיים של מסת, רדיוס, בהירות וטמפרטורה, ביחס לשמש. ערכים מדויקים משתנים בגלל הרכב כימי, סיבוב, מלווה קרוב וגורמים נוספים, ולכן יש תמיד פיזור בתצפיות.
הסדרה הראשית היא רצועה בדיאגרמת HR. דיאגרמת HR מראה צבע של כוכב מול בהירותו. כוכבי הסדרה הראשית בוערים בליבה שלהם ממימן להליום. ההיתוך הגרעיני הוא חיבור של גרעיני אטומים שגורם לאנרגיה.
כוכבים על הסדרה הראשית ממוקמים לפי המסה שלהם. כוכב כבד הוא חם ובהיר יותר. כוכב קל הוא קר וכהה יותר.
כוכבים נוצרים מקריסת ענן גז ואבק. הענן מורכב בעיקר ממימן ומהליום. כשהליבה חמה מספיק, מתחיל היתוך מימן, והכוכב נכנס לסדרה הראשית.
כוכבים קטנים משתמשים בשרשרת פרוטון‑פרוטון להיתוך מימן. כוכבים גדולים משתמשים במחזור שנקרא CNO, שכולל פחמן, חנקן וחמצן.
כמה זמן כוכב נשאר על הסדרה הראשית תלוי במסה שלו. השמש תהיה על הסדרה הראשית כ-10 מיליארד שנים. היא כבר בת 4.6 מיליארד שנים.
כאשר המימן בליבה נגמר, הכוכב מתרחב ונהיה ענק אדום. השינוי הזה גורם לו לזוז בדיאגרמת HR.
מילים פשוטות: פוטוספירה הוא פני השטח של הכוכב. רדיוס הוא גודל הכוכב. בהירות היא כמה אור הוא מפיץ.
