Kada se dogodi prelazak zvezde od faze protozvezde do faze kada se nalazi u glavnoj sekvenci H-R dijagrama, zvezda se naziva zvezda. To je nulta godina glavne sekvence (Zero Age Main Sequence star - ZAMS). Faktor koji odredjuje kada će zvezda da se nadje u glavnoj sekvenci je njena masa. Sunce je zvezda spektralne klase G sa efektivnom temperaturom na površini od oko 5800 K. Pošto se sjaj i masa svih drugih zvezda meri u odnosu na Sunce, jedinica kojom se meri sunčeva luminoznost (sjaj) je jednaka broju jedan, kao što je masa Sunca jednaka 1. Tako se jezikom astronomije kaže da neka zvezda ima X solarne mase ili X solarnog sjaja.

Hercšprung-Raselov dijagram

Zvezde koje su obeležene kao O i B zvezde su najtoplije i najmasivnije zvezde, dok su K i M zvezde najhladnije i zvezde najmanje mase. Zvezde O i B klasifikacije pripadaju u zvezde rane sekvence, dok zvezde klasifikacije K i M u zvezde kasne sekvence. Ovi termini se odnose na masivnije zvezde od Sunca (zvezde rane sekvence) ili zvezde manje mase od Sunca (zvezde kasne sekvence). Sve zvezde veličine jedne solarne mase, zauzimaju isti položaj na glavnoj sekvenci kao naše Sunce i one ostaju na toj lokaciji, sa tim specifičnim karakteristikama temperature i apsolutne magnitude, sve dok zvezda ne potroši vodonik i dok ne prestane fuzija izmedju atomskog jezgra vodonika i helijuma. Odnos mase i sjaja zvezda za zvezde glavne sekvence se definise kao: L/L ( Sunce) ~ [M/M (Sunce)].

Sve zvezde glavne sekvence sa masom manjom od ~8 solarnih masa se često razvrstavaju u patuljke, dok se najhladnije i zvezde najmanje mase u desnom uglu razvrstavaju u crvene patuljke. Što su zvezde masivnije, veća je stopa fuzije koja se odigrava u njima, i one se kraće zadržavaju u glavnoj sekvenci. Vreme koje neka zvezda provede u glavnoj sekvenci takodje je u funkciji njihove mase i sjaja i definiše se kao: T (vreme u godinama) = 10¹⁰ M/L.

Ogranak zvezda dzinova (giganti)
Crveni dzinovi su velike "hladne" zvezde spektralne klase F, G. K i M i locirane su u sredini desnog dela H-R dijagrama, iznad glavne sekvence. To su zvezde mase od približno 0,8 do 8 solarnih masa koje su potrošile vodonik te pritisak njene radijacije nije više u ravnoteži sa gravitacijom. Zvezda počinje polako da kolabrira tj urušava se.

One još imaju vodonik u spoljašnjem omotaču koji okružuje jezgro helijuma zvezde. Medjutim, temperatura više nije dovoljno visoka da bi se nastavila fuzija vodonika sa helijumom. Pošto zvezda počinje da se skuplja, jezgro postaje dovoljno vrelo da otopočne fuziju tankog sloja školjke vodonika koja ga okružuje. Povećanje pritiska nastalog zbog radijacije prouzrokuje da se spoljašni omotač zvezde širi . Tako se povećava površinu zvezde kao i njen vidljiv sjaj. Pošto se površina (fotosfera) povećava, ona postaje hladnija, a hladnije zvezde postaju crvenije. Kada se eventualno vodonik iz spoljašne školjke zvezde potroši, zvezda počinje ponovo da se skuplja, i ovoga puta temperature postaje dovoljno visoka da ponovo otpočne fuziju helijuma. Spoljašni omotač se ponovo širi, zvezda postaje još hladnija i crvenija. Dzinovska zvezda sagori u fuziji sve elemente do ugljenika. Ovakvu fazu će proći i naše Sunce na kraju svog "života".

Većina ovih zvezda prolazi kroz "Mira" promenljivu nestabilnost, sa periodničnom svetlosnom krivinom od približno 80 do 1.000 dana. Zvezde koje su evoluirale do ogranka gde se razvrstavaju dzinovi, se obično nazivaju crveni dzinovi. Ove zvezde, crveni dzinovi eventulano mogu da se oslobode svoje planetarne nebule i da ostave za sobom samo beli patuljasti ostatak jezgra. Tada ne postoji nikakav odnos izmedju mase i sjaja na ogranku gde se nalaze dzinovi.

Ogranak super dzinovskih zvezda
Zvezde koje imaju masu veću od priblizno 8 solarnih masa evoluiraju do ogranka gde se nalaze super-dzinovi, i locirani su u krajnjem gornjem desnom uglu H-R dijagrama. Ovi crveni super-dzinovi su izuzetno sjajni (zbog njihove izuzetne veličine) ali i hladni. Njihov spektralni tip je od B - gde spadaju masivne zvezde koje su tek napustile glavnu sekvencu dijagrama, pa do M, kada završe svoju tranziciju do ogranka super-dzinova.

NAPOMENA: Zvezde tipa O i B koje se nalaze u glavnoj sekvenci dijagrama, po nekad spadaju u plave super-dzinove, pa ih ne treba mešati sa visoko razvijenim i starim crvenim super-dzinovima, koji se nalaze u ogranku super-dzinova. Zbog mase ovih zvezda, fuzija sve težih i težih elemenata se nastavlja kroz neon, magnezijum, silicijum, sumpor, gvozdje i nikl. Svaki put kada se stvori neki novi element, zvezda postaje sve veća i crvenija. (Neke zvezde mase od oko 8 solarnih masa prodju kroz Cepheid promenljivu nestabilnost i postaju pulsirajuće zvezde Cefeide sa periodom od 1 do 70 dana). Veliki broj ovih zvezda dospe u ogranak super-dzinova i predju u TIP II, eksplozija supernove i urušavnje jezgra, ostavljajući za sobom pulsare, neutronske zvezde, magnetare i crne rupe. Neke hiper-masivne zvezde kolabriraju u crne rupe, bez dogadjaja eksplozije supernove, dok neke od manje masivnih zvezda uspevaju da izbegnu sudbinu supernove i da postanu beli patuljci.

(Primedba: Postoje izuzeci u nekim od ovih sekvenci evolucije zvezda. Ovo su samo teorijski modeli ali za samu završnu fazu života zvezde, bitni faktori su brzina rotacija zvezde kao i gubitak mase u evoluciji zvezde. Dobar primer je najsjajnija zvezda na našem nebu Sirijus. Ona je masivna zvezda spektralne klase A koja ima belog patuljka kao pratioca. Beli patuljak, čija je sadašnja veličina 0,9 mase Sunca, u početku svoje evolucije morao je imati bar tri puta veću masu od Sunca. Jer vreme boravka na glavnom nizu je kraće što je masa zvezde veća a to znači da je pratioc Sirijusa izgubio najmanje 70% svoje mase. Znači sudbina zvezde u početku je bila da postane neutronska zvezda ali je završila kao beli patuljak. I ovde se kao i uvek pokazalo da je stvarnost mnogo bogatija od "čiste" teorije i raznih matematičkih modela).

Ogranak belih patuljaka
Ogranak belih patuljaka se nalazi u donjem levom uglu H-R dijagrama. Ovaj ogranak se satoji od krajnjih produkata zvezdane evolucije za zvezde srednje veličine sa početnom masom od približno 0,8 do 0 solarnih masa. Svi beli patuljci su izuzetno vrele zvezde. Medjutim oni imaju veoma malu apsolutnu magnitude zato što su vrlo male veličine. Nihova veličina ne prelazi 1,4 solarne mase - takozvani "Chandrashekar limit". Beli patuljci se razvrstavaju u pogledu spektra izmedju O i G klase, pošto vrlo sporo zrače (isijavaju) svoju energiju.