定義
主序星（main sequence star）是位於主星序的恆星。
白矮星-內部結構模型圖赫羅圖在赫羅圖上，恆星的分布不是隨機的，而是集中在幾個區域內。最顯眼的是自左上角到右下角沿對角線的一條窄帶，大多數恆星，包括太陽都在從左上至右下的這一條對角線上，這條對角線被稱為主星序，主星序上的恆星就被稱為主序星，都處於一生中的氫燃燒階段。當恆星核的氫燒完後，它們就離開主序，開始氦燃燒而成為紅巨星。最終紅巨星坍縮，溫度上升，成為白矮星。那些光度比相同光譜型的巨星和超巨星小的，又叫矮星。在MK二元光譜分類系統（見恆星光譜分類）中用羅馬數字V表示它的光度級。現觀測到的恆星，90％都是主序星。主序星的能源主要是核內氫聚變為氦的熱核反應。恆星演化過程中，在這個階段停留的時間最長。
主序星是處於青壯年階段的恆星當原恆星中心的溫度達到1000萬K左右時，氫核聚變為氦核的熱核反應持續不斷地發生。由於核反應產生的巨大的輻射能使恆星內部壓力增強到足以和引力相抗衡，恆星進入一個相對穩定的時期，這個時期的恆星稱為主序星。原恆星與主序星的區別與分界線就是恆星內部是否發生了持續的熱核反應。
不同質量的恆星待在主序星階段的時間有很大的不同。恆星的質量越大，氫消耗的越快，待在主序星的時間就越短。一個太陽質量的恆星為100億年，30個太陽質量的為100萬年，0.5個太陽質量的為1000億年
相關資料
下表是主序帶上恆星的典型數值：光度(L)，半徑 (R)，和質量 (M) 都是相對於以太陽的比較值，正確的數值可以有20-30%的變化量。恆星分類欄位的顏色只是近似攝影所得到的顏色。
| 恆星分類 | 半徑 | 質量 | 亮度 | 溫度 |
| R/R☉ | M/M☉ | L/L☉ | K | |
| O0 | 30 | 200 | 10,000,000 | 60,000 |
| O5 | 14 | 58 | 800,000 | 46,000 |
| B0 | 7.4 | 18 | 20,000 | 29,000 |
| B5 | 3.8 | 6.5 | 800 | 15,200 |
| A0 | 2.5 | 3.2 | 80 | 9,600 |
| A5 | 1.7 | 2.1 | 20 | 8,700 |
| F0 | 1.4 | 1.7 | 6.0 | 7,200 |
| F5 | 1.2 | 1.29 | 2.5 | 6,400 |
| G0 | 1.05 | 1.10 | 1.26 | 6,000 |
| G2 | 1.0 | 1.0 | 1.0 | 5,700 |
| G5 | 0.93 | 0.90 | 0.79 | 5,500 |
| K0 | 0.85 | 0.78 | 0.40 | 5,150 |
| K5 | 0.74 | 0.69 | 0.16 | 4,450 |
| M0 | 0.63 | 0.47 | 0.063 | 3,850 |
| M5 | 0.32 | 0.21 | 0.0079 | 3,200 |
| M8 | 0.13 | 0.10 | 0.0008 | 2,500 |
| M9.5 | 0.10 | 0.08 | 0.0001 | 1,900 |
註：O0形恆星並不存在，只是估計的數值。
主序星