اگر محل تعداد بسیار زیادی از ستارگان ِ را روی نمودار رنگ-قدر رسم کنیم بخش قابل توجه ی از ستاره ها روی یک نوار نسبتا باریک قرار می گیرند که همان رشته ی اصلی است. در واقع رشته ی اصلی ناحیه ای روی نمودار رنگ-قدر است که ستاره ، بیشتر عمر خود را در این ناحیه با تعادل سپری می کند و به همین خاطر است که تجمع ستاره ها در این ناحیه بسیار زیاد است.
ستاره هایی که در رشته ی اصلی قرار دارند اغلب در حال ِ تعادل به سر می برند به این معنی که فشار ِ ناشی از گرانش ِ گازها و تابش ِ هسته با هم در تعادل اند. ستاره ها در این ناحیه، در کوره ی ِ مرکزی اشان هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کنند و با استفاده از این فرایند انرژی مورد نیاز خود را تامین می کنند.
خورشید ِ ما حدود 5 میلیارد سال است که در رشته ی اصلی قرار دارد و حدودا به همین مقدار هم روی رشته ی اصلی باقی خواهد ماند. ستارگانی که جرم بیشتری دارند مدت زمان کمتری روی رشته ی اصلی باقی می مانند.
معمولا منظور از عمر ستارگان، مدت زمان باقی ماندن ستاره در رشته ی اصلی است.
مرحله رشته اصلی مرحله تحولی است که در آن ، تنها منبع انرژی ستارهای انرژی تولیدی از سوختن هیدروژن در هسته می‌باشد.در این مرحله ، ستاره در تعادل پایدار قرار می‌گیرد و ساختار آن تنها به دلیل تغییر تدریجی در ترکیب شیمیایی آن، ناشی از واکنش هسته‌ای ، عوض می‌شود.از این رو تحول در مقیاس زمانی هسته‌ای رخ میدهد؛ به این معنی که مرحله رشته اصلی طولانی‌‌ترین بخش از عمر یک ستاره است. برای مثل، این مرحله برای ستاره با جرم خورشید حدود ۱۰ میلیارد سال طول می‌کشد، ستاره‌های پر جرم تر سریعتر متحول می شوند چرا که توان تابشی در آنها بسیار بیشتر است. به همین دلیل مرحله رشته اصلی در یک ستاره با جرم ۱۵ برابر خورشید تنها ۱۰ ملیون سال به درازا می‌کشد. از طرف دیگر ،ستاره‌های کم جرم تر عمر طولانی تری در رشته اصلی دارند؛ یک ستاره با جرم ۰.۲۵ جرم خورشید حدود ۷۰ میلیارد سال روی رشته اصلی می ماند.
با توجه به اینکه احتمال یافتن یک ستاره در مرحله هیدروژن سوزی آن بیشتر از سایر مرحله است، رشته اصلی درنمودار هرتسپرونگ-راسل ، به ویژه در انتهای کم جرم آن ، بسیار متراکم می‌باشد. در بالای رشته اصلی (محدوده ستارگان پر جرم)تراکم کمتر است، چرا که این ستارگان مدت کمتری را بر رشته اصلی می مانند.
اگر جرم ستاره بیش از حد زیاد شود، نیروی گرانش نم یتواند در مقابل فشار تابشی مقاومت کند. امکان شکل گیری ستارگانی با جرم بیشتر از این حد وجود ندارد، چرا که آن ها نمی توانند در مرحله انقباض ، جرم اضافی بربایند. از محاسبت نظری حد بالای ۱۲۰برابر جرم خورشید برای جرم به دست می آید؛ این در حالیست که ادعا می‌شود ستاره هایی با ۱۵۰ برابر جرم خورشید نیز مشاهده شده است.
یک حد پایین هم برای جرم ستارگان در رشته اصلی وجود دارد. ستاره‌های زیر ۰.۰۸ جرم خورشید هرگز به حدی گرم نمی شوند که سوختن هیدروژن آغاز شود. البته آنها هنوز م یتوانند با سوختن دوتریوم مقداری درخشندگی تولید کنند ، ولی این منبع انرژی به سرعت پایان می‌یابد. دمای سطحی در این کوتوله‌های قهوه‌ای در محدوده‌ی ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ کوین است. تاکنون در جستجو‌های اختصاصی ، صدها کوتوله قهوه‌ای یافت شده است. گاهی اوقات حد پایین برای جرم کوتوله‌های قهوه‌ای را حدود ۰.۰۱۵ جرم خورشید می‌دانند که متناظر است با جرم کمینه برای سوختن دوتریوم.
در جرم‌های کمتر از این هیچ ، منابع هسته‌ای وجود نخواهد داشت. با انقباض پیش ستاره‌های کوچک ، کوتوله‌های شبه سیاره به وجود می‌‌آید. در مرحله انقباض ، آنها تابش می کنند زیرا انرژی پتانسیل آزاد می شود، اما در نهایت سرد می شوند.در نمودار هرتسپرونگ-راسل این چنین ستاره‌هایی ابتدا تقریبا عمود به پایین حرکت می کنند، سپس با ادامه حرکت ، به سمت راست می روند
ستاره هایی که در رشته ی اصلی قرار دارند اغلب در حال ِ تعادل به سر می برند به این معنی که فشار ِ ناشی از گرانش ِ گازها و تابش ِ هسته با هم در تعادل اند. ستاره ها در این ناحیه، در کوره ی ِ مرکزی اشان هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کنند و با استفاده از این فرایند انرژی مورد نیاز خود را تامین می کنند.
خورشید ِ ما حدود 5 میلیارد سال است که در رشته ی اصلی قرار دارد و حدودا به همین مقدار هم روی رشته ی اصلی باقی خواهد ماند. ستارگانی که جرم بیشتری دارند مدت زمان کمتری روی رشته ی اصلی باقی می مانند.
معمولا منظور از عمر ستارگان، مدت زمان باقی ماندن ستاره در رشته ی اصلی است.
مرحله رشته اصلی مرحله تحولی است که در آن ، تنها منبع انرژی ستارهای انرژی تولیدی از سوختن هیدروژن در هسته می‌باشد.در این مرحله ، ستاره در تعادل پایدار قرار می‌گیرد و ساختار آن تنها به دلیل تغییر تدریجی در ترکیب شیمیایی آن، ناشی از واکنش هسته‌ای ، عوض می‌شود.از این رو تحول در مقیاس زمانی هسته‌ای رخ میدهد؛ به این معنی که مرحله رشته اصلی طولانی‌‌ترین بخش از عمر یک ستاره است. برای مثل، این مرحله برای ستاره با جرم خورشید حدود ۱۰ میلیارد سال طول می‌کشد، ستاره‌های پر جرم تر سریعتر متحول می شوند چرا که توان تابشی در آنها بسیار بیشتر است. به همین دلیل مرحله رشته اصلی در یک ستاره با جرم ۱۵ برابر خورشید تنها ۱۰ ملیون سال به درازا می‌کشد. از طرف دیگر ،ستاره‌های کم جرم تر عمر طولانی تری در رشته اصلی دارند؛ یک ستاره با جرم ۰.۲۵ جرم خورشید حدود ۷۰ میلیارد سال روی رشته اصلی می ماند.
با توجه به اینکه احتمال یافتن یک ستاره در مرحله هیدروژن سوزی آن بیشتر از سایر مرحله است، رشته اصلی درنمودار هرتسپرونگ-راسل ، به ویژه در انتهای کم جرم آن ، بسیار متراکم می‌باشد. در بالای رشته اصلی (محدوده ستارگان پر جرم)تراکم کمتر است، چرا که این ستارگان مدت کمتری را بر رشته اصلی می مانند.
اگر جرم ستاره بیش از حد زیاد شود، نیروی گرانش نم یتواند در مقابل فشار تابشی مقاومت کند. امکان شکل گیری ستارگانی با جرم بیشتر از این حد وجود ندارد، چرا که آن ها نمی توانند در مرحله انقباض ، جرم اضافی بربایند. از محاسبت نظری حد بالای ۱۲۰برابر جرم خورشید برای جرم به دست می آید؛ این در حالیست که ادعا می‌شود ستاره هایی با ۱۵۰ برابر جرم خورشید نیز مشاهده شده است.
یک حد پایین هم برای جرم ستارگان در رشته اصلی وجود دارد. ستاره‌های زیر ۰.۰۸ جرم خورشید هرگز به حدی گرم نمی شوند که سوختن هیدروژن آغاز شود. البته آنها هنوز م یتوانند با سوختن دوتریوم مقداری درخشندگی تولید کنند ، ولی این منبع انرژی به سرعت پایان می‌یابد. دمای سطحی در این کوتوله‌های قهوه‌ای در محدوده‌ی ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ کوین است. تاکنون در جستجو‌های اختصاصی ، صدها کوتوله قهوه‌ای یافت شده است. گاهی اوقات حد پایین برای جرم کوتوله‌های قهوه‌ای را حدود ۰.۰۱۵ جرم خورشید می‌دانند که متناظر است با جرم کمینه برای سوختن دوتریوم.
در جرم‌های کمتر از این هیچ ، منابع هسته‌ای وجود نخواهد داشت. با انقباض پیش ستاره‌های کوچک ، کوتوله‌های شبه سیاره به وجود می‌‌آید. در مرحله انقباض ، آنها تابش می کنند زیرا انرژی پتانسیل آزاد می شود، اما در نهایت سرد می شوند.در نمودار هرتسپرونگ-راسل این چنین ستاره‌هایی ابتدا تقریبا عمود به پایین حرکت می کنند، سپس با ادامه حرکت ، به سمت راست می روند