Wie wird aus einer unscheinbaren Molekülwolke ein leuchtender Stern auf der Hauptreihe? Anhand der Sonne und junger Sternentstehungsgebiete wird nachgezeichnet, wie Gas- und Staubwolken kollabieren, Protosterne entstehen und schließlich Vorhauptreihensterne im Herzsprung-Russell-Diagramm auftauchen. Dabei geht es um Opazität, hydrostatisches Gleichgewicht, den Energietransport durch Konvektion und Strahlung sowie die Rolle der Hayashi- und Henyey-Linien. Konkrete Beispiele wie Pferdekopfnebel, NGC 1333, CO-Karten der Milchstraße und der Begleitstern von Beteigeuze machen die Theorie anschaulich. Am Ende wird klar, warum Masse das Schicksal eines Sterns bestimmt – von der langlebigen Sonne bis zu kurzlebigen Riesen.