Uma
estrela é uma grande e luminosa esfera de
plasma, mantida íntegra pela
gravidade e pela pressão de radiação. Ao fim de sua vida, uma estrela pode conter também uma proporção de
matéria degenerada. A estrela mais próxima da
Terra é o
Sol, que é a fonte da maior parte da
energia do planeta. Outras estrelas são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz do Sol ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da
esfera celeste foram agrupadas em
constelações e
asterismos, e as estrelas mais brilhantes ganharam nomes próprios. Extensos
catálogos de estrelas foram compostos pelos
astrônomos, o que permite a existência de designações padronizadas.
Pelo menos durante uma parte da sua vida, uma estrela brilha devido à
fusão nuclear do hidrogênio no seu núcleo, liberando energia que atravessa o interior da estrela e
irradia para o
espaço sideral. Quase todos os
elementos que ocorrem na natureza mais pesados que o
hélio foram criados por estrelas, seja pela
nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova quando as estrelas explodem. Os astrônomos podem determinar a
massa, idade,
composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu
espectro,
luminosidade e movimento no espaço. A
massa total de uma estrela é o principal determinante da sua
evolução e possível destino. Outras características de uma estrela são determinadas pela história da sua evolução, inclusive o
diâmetro, rotação, movimento e
temperatura. Um diagrama da temperatura de muitas estrelas contra suas luminosidades, conhecido como
Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar a idade e o estado evolucionário de uma estrela.
Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos
radiantes e
convectivos. A pressão interna da estrela impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o
combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem
gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo
elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados.