Sterne entstehen in interstellaren Gas- und Staubwolken wie zum Beispiel dem Orionnebel. Das sind riesige Nebelgebilde mit einer Ausdehnung von mehreren hundert Lichtjahren. Die häufigsten Elemente in solchen Wolken sind Wasserstoff und Helium. Und das sind auch die Grundbausteine für die Sterne.
Nun bilden sich hier, aufgrund der Gravitation, an manchen Stellen kleine, dichtere Gebiete. Haben diese Gebiete eine genügend große Masse (die so genannte Jeans-Masse, nach dem Astrophysiker James Jeans), um dem Gasdruck und diversen Turbulenzen entgegen zu wirken, kollabieren sie. Während das Gas in sich zusammenfällt, steigt der Druck und damit die Temperatur. Wenn im Zentrum eine Temperatur von mehreren Millionen Kelvin erreicht ist, setzt die Wasserstoffkernfusion ein. Das heißt, es wird Wasserstoff zu Helium verschmolzen und dabei wird Energie frei gesetzt. Ein Protostern ist entstanden.
Er ist immer noch von einer dichten Gas- und Staubhülle umgeben, deshalb sieht man den Stern noch nicht richtig leuchten. Man kann nur seine Wärmestrahlung (Infrarotstrahlung) detektieren. Da aber mit der Zeit immer mehr Material dieser Hülle auf den Stern stürzt, wird diese durchsichtig und bald sieht man den Stern im sichtbaren Licht leuchten. Der Stern ist fertig!

Die Kernfusionsenergie wirkt dem Schweredruck des Sterns entgegen und hält ihn in einem stabilen Gleichgewicht. Wie lange dieses Gleichgewicht hält, hängt dabei ganz von der Masse des Sterns ab. Um aber überhaupt die Kernfusion zu zünden, benötigt ein Stern eine Mindestmasse von 0,1 Sonnenmassen. Objekte, die knapp unter dieser Grenze liegen, nennt man Braune Zwerge.
Die Energie, die der Stern braucht, um selbst leuchten zu können, stammt aus seiner Masse. Dabei gilt Einsteins berühmtes Gesetz: E=mc². Die Sonne schießt zum Beispiel jede Sekunde das Energieäquivalent von 4 Millionen Tonnen ins All. Das erscheint viel, ist aber wenig im Vergleich zu ihrer Gesamtmasse von 2*10²⁷ Tonnen – das ist eine 2 mit 27 Nullen.
Nun kann ein Stern ganz verschieden leuchten. Jeder Stern hat ein eigenes Spektrum. Das ist ein weitgehend zusammenhängendes Farbband mit einigen dünnen schwarzen Linien, den so genannten Absorptionslinien. Diese stehen für bestimmte Elemente, die im Stern enthalten sind, die gerade das Licht mit dieser Wellenlänge absorbieren. Deswegen dringt Licht mit dieser Wellenlänge nicht bis nach außen und es entsteht eine kleine Lücke im Spektrum. Mit Hilfe dieser Linien lässt sich also feststellen, welche Elemente in einem Stern zu finden sind.
An einem solchen Spektrum sieht man aber auch, in welcher Farbe der Stern leuchtet, ob eher rötlich oder bläulich. Dabei hängt die Farbe von der Temperatur der Sternoberfläche ab: Blaue oder weiße Sterne sind sehr heiß (~30 000 K), während die Roten eher kühler sind (3 000 K). So kann man den Sterne verschiedene Spektralklassen zuordnen. Von blau nach rot, bzw. von heiß nach kühl, sind das: O, B, A, F, G, K und M. Unsere Sonne leuchtet gelb und ist damit ein G-Stern mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 5 700 K.

Diese Spektralklassen (bzw. die dazugehörige Temperatur) braucht man nun für ein Diagramm, das ein zentrales Werkzeug in der Astrophysik ist: das Hertzsprung-Russel-Diagramm (HRD). Es wurde von den beiden Astronomen Ejnar Hertzsprung und Henry Norris Russel entwickelt und zeigt die Verbindung von Spekralklasse (Temperatur) und Leuchtkraft (absolute Helligkeit). Wenn man sehr viele Sterne in dieses Diagramm einträgt, fällt auf, dass die meisten von ihnen sich auf einer Reihe aufhalten, die von links oben nach rechts unten verläuft. Das ist die so genannte Hauptreihe, auf der die meisten Sterne, den Großteil ihres Lebens verbringen. Dabei finden sich links oben die blauen Riesensterne und rechts unten die roten Zwerge. Im rechten oberen Viertel sieht man den Riesenast. Dort sind die Sterne lokalisiert, die sich am Ende ihres Lebens befinden, die roten Riesen. Und direkt gegenüber, also links unten sind die weißen Zwerge. Das ist das, was von einem Stern übrig bleibt, wenn er seine äußere Hülle abgeworfen hat. Man kann mit diesem Diagramm sehr viel abschätzen. Beispielsweise kann man den Lebenszyklus von Sternen sehr gut damit beschreiben und Anhand der Lage im HRD das Alter eines Sterns bestimmen. Man kann auch die Größe abschätzen oder die Masse.