Se inicia explicando la naturaleza de las estrellas en términos básicos. Nuestro conocimiento del tema se ha ido perfeccionando y agregando nuevos conceptos. Por ejemplos, Sabemos que hay estrellas más brillantes que otras. Estas diferencias de luminosidad se llaman magnitudes. A su vez éstas se dividen en aparentes y absolutas, términos familiares para gente ya iniciada en el tema. Estos y otros aspectos relacionados a conceptos, como las agrupaciones estelares, se verán más adelante. El segundo capítulo abarca algunos parámetros estelares y discrepancias. Una estrella puede ser muy brillante comparada con otra, pero puede serlo porque está más cerca; la más lejana puede parecernos débil, pero quizá es más brillante que la anterior. Esto se infiere mediante las magnitudes absolutas, que dan una visión real de luminosidad en las estrellas. Éstas también presentan otros rasgos, como sus colores (espectro estelar). Aquí ya se hace hincapié, pues se detallan todas las contribuciones que nos proporciona el espectro de una estrella y a partir de ahí inferimos datos como su edad, composición o temperatura superficial. También se hace este tipo de análisis a poblaciones estelares para saber, por ejemplo, si hay acumulación de gases o compuestos específicos que estuvieran formando estrellas nuevas (como en la Gran Nebulosa de Orión).
El capítulo siguiente complementa lo anterior, exponiendo el diagrama Hertzprung-Russell [H-R]. Este cuadro es ampliamente usado en astronomía, pues resume los distintos estados de las estrellas en su evolución, tales como color, temperatura, luminosidad, etc. Hay catalogaciones de estrellas en estado normal, o de la 'secuencia principal' (como nuestro Sol), mientras que hay otras fuera de este conjunto, por llevar un estado irregular (como las Cefeidas variables). El cuarto capítulo analiza la estrella en sí. Una de las cosas que ahora se explican es el complejo proceso por el que 'arden' las estrellas. La fusión nuclear en ellas (4 átomos de hidrógeno [H] se combinan para formar 1 átomo de helio [He]) precisa de gran cantidad de energía. A través de procesos de presión y calentamiento de gases, lentamente se forma una bola estructurada que comienza a brillar mediante esta reacción termonuclear. Básicamente consta de una forma radiactiva (núcleos de H y He se irradian como fotones) y otra convectiva (energía transportada con el hervor del plasma recalentado que sube y luego desciende enfriado). El Sol asimismo sufre algunas perturbaciones durante su evolución, como las fulguraciones, protuberancias, gránulos, manchas solares (zonas más frías), etc.
El quinto capítulo analiza el origen estelar, un proceso bastante largo. Los gases de las nebulosas en algún momento formarán regiones condensadas de material, por acción gravitatoria. Con ello se tiene un núcleo de condensación, y posteriormente, una protoestrella. Luego habrá un disco de acreción (lámina de gas y polvo en torno a esta estrella nacida) y una vez estabilizada la fusión nuclear, podemos decir que la estrella ya está activa. La estabilidad de la estrella determinará si pueden existir planetas girando a su alrededor, como ocurre en nuestro Sistema Solar. Así como no es seguro que hayan sistemas planetarios en cada estrella, tampoco hay certeza de que una estrella se forme completamente. Estos 'abortos estelares' pueden derivar en estrellas marrones, quizá las más antiguas que existen; son de baja luminosidad y tienen entre 0.7 y 0.1 masas solares. El sexto capítulo se traslada a la vida adulta de la estrella. Éstas evolucionan distintamente; pueden hallarse errantes o formar parte de un grupo mayor, como los cúmulos estelares. También pueden tener una o más compañeras (sistemas múltiples). La relación masa - luminosidad también es interesante, pues se expone como la base del diagrama H-R para explicar la evolución estelar.
El séptimo capítulo sigue hacia la ancianidad estelar. El proceso de agotamiento de su combustible (H) y el reemplazo por otros elementos, producen cambios en la estrella que denotan su decadencia. Se inestabilizan y comienzan a dilatar sus capas exteriores, compensando las presiones que ocurren en su núcleo. Adquieren color rojizo y un considerable aumento de tamaño; de ahí que las llamemos gigantes o supergigantes rojas, que probablemente mueran como una supernova. El octavo capítulo, con tono tétrico, expone lo que son los 'cadáveres de estrellas'. Una estrella en cierta forma puede subsistir tras su agonía. Sin embargo, estos astros se estabilizan por procesos totalmente diferentes a una estrella normal. Encontramos a las enanas blancas, mantenidas por la repulsión de electrones y las estrellas neutrónicas, por la repulsión de neutrones. Son tan pequeñas como la Tierra, pero increíblemente densas (un cm3 de ellas puede pesar muchas toneladas). Otros ejemplos son las estrellas de quarks, púlsares, agujeros negros y remanentes de supernova, todos posibles estados para una estrella inerte.
