Em astronomia, a sequência principal é uma faixa de estrelas no diagrama de Hertzsprung-Russell, um gráfico que relaciona luminosidade e temperatura superficial das estrelas. Estrelas nessa faixa são conhecidas como estrelas da sequência principal, ou estrelas anãs. A maioria das estrelas está na sequência principal, incluindo o Sol.

A sequência principal representa o estágio evolutivo em que as estrelas geram energia pela fusão de átomos de hidrogênio em hélio em seu núcleo. A geração de energia por fusão mantém a estrela em equilíbrio hidrostático, contrabalanceando a pressão gravitacional das camadas externas. Existem dois processos de fusão de hidrogênio, cujas eficiências dependem da temperatura da região do núcleo estelar. Estrelas com menos de 1,5 vezes a massa solar (M_☉) geram a maior parte de sua energia pela cadeia próton-próton, enquanto em estrelas mais massivas predomina o ciclo CNO. A energia produzida no núcleo é carregada até a superfície da estrela por radiação ou convecção, e então é irradiada pela fotosfera. A estrutura interna de uma estrela da sequência principal é determinada pela sua massa. Estrelas com mais de 1,5 M_☉ possuem núcleos convectivos e envelopes radiativos, estrelas entre 0,5 e 1,5 M_☉ possuem núcleos radiativos e envelopes convectivos, enquanto as menores estrelas, com menos de 0,5 M_☉, são inteiramente convectivas.

A posição de uma estrela na sequência principal é determinada principalmente pela sua massa, com as estrelas mais massivas sendo as mais luminosas e quentes. Assim, a sequência principal pode ser entendida como uma sequência de massas para estrelas que fundem hidrogênio no núcleo, desde as estrelas mais frias e de menor massa, encontradas na parte inferior direita do diagrama de Hertzsprung-Russell, até as mais quentes e massivas na outra extremidade. As propriedades básicas das estrelas da sequência principal estão fortemente correlacionadas, e a partir da massa é possível estimar parâmetros como raio, temperatura e luminosidade. Além da massa, outros fatores influenciam em menor escala a posição de uma estrela na sequência principal, em especial a metalicidade.

Objetos com mais de aproximadamente 0,08 M_☉ atingem as condições necessárias para fundir hidrogênio pouco depois de sua formação, e então permanecem na sequência principal pela maior parte de suas vidas. Objetos menos massivos, conhecidos como anãs marrons, nunca alcançam uma temperatura nuclear suficiente para manter a fusão de hidrogênio, e portanto não são considerados estrelas. A duração da fase de sequência principal depende principalmente da massa estelar, variando entre poucos milhões de anos para as estrelas mais massivas até trilhões de anos para as menores anãs vermelhas. Conforme uma estrela evolui pela sequência principal, ela fica maior e mais luminosa. Quando todo o hidrogênio do núcleo é consumido por fusão nuclear, a estrela abandona a sequência principal e, se for mais massiva que 0,23 M_☉, começa a fundir hidrogênio em uma casca ao redor do núcleo, passando para as fases de subgigante e então de gigante vermelha. A observação do diagrama de Hertzsprung-Russell para aglomerados estelares mostra essa sequência evolucionária, e do ponto de saída da sequência principal a idade do aglomerado pode ser estimada.