Las estrellas están compuestas de plasma muy caliente (un gas en el que los electrones y los núcleos de los átomos están muy separados) que se mantiene unido por su propia gravedad. La producción de energía que sostiene a una estrella se genera mediante reacciones nucleares que tienen lugar en su centro, las cuales inicialmente fusionan hidrógeno en helio, a través de la cadena protón-protón (y para las estrellas más masivas a través del ciclo carbononitrógeno-oxígeno, CNO) antes de pasar a fusionar elementos más pesados. Las estrellas se estabilizan gracias a la presión ejercida por la energía liberada durante los procesos de fusión central, los cuales contrarrestan el impulso de la estrella de colapsar bajo su propia gravedad. De esta manera, la mayoría de las estrellas de masa similar o menor a la de nuestro Sol permanecen estables durante unos pocos miles de millones o incluso decenas de miles de millones de años.
El colapso gravitacional de gigantescas nubes moleculares frías da origen a las estrellas. A medida que la nube colapsa, se fragmenta en núcleos cuyas regiones centrales se vuelven cada vez más densas y calientes. Por encima de valores críticos de temperatura y presión, la fusión nuclear se enciende y nace una estrella. Esta joven estrella está inicialmente rodeada por un disco protoplanetario de polvo y gas. En el transcurso de millones de años, este disco se diferencia en planetas y cuerpos más pequeños.
Con un diámetro ecuatorial de unos 1,4 millones de kilómetros, el Sol, la estrella más cercana a la Tierra, es tan grande que podríamos meter aproximadamente 1,3 millones de Tierras en su interior. Aunque nuestra estrella es enorme comparada con nuestro planeta, hay estrellas mucho más grandes en el Universo. La supergigante VY Canis Majoris, con unas 1400 veces el diámetro del Sol, es la estrella más grande conocida hasta la fecha. Si se sitúa en el centro del Sistema Solar, la superficie de VY Canis Majoris se extendería más allá de la órbita de Júpiter. También hay estrellas mucho más pequeñas que el Sol. La estrella más cercana, Próxima Centauri, es una enana roja con un diámetro de unos 200.000 kilómetros, solo 16 veces el diámetro de la Tierra.
Aunque parece uniforme en apariencia, la superficie del Sol puede estar moteada con manchas oscuras. Estas manchas solares, o regiones de fuerte campo magnético, lucen oscuras porque son más frías que el material circundante. Cada 11 años, el Sol alterna entre producir muchas manchas y producir unas pocas. A veces, el campo magnético del Sol se retuerce, acumula mucha energía, y libera esta energía en una explosión de luz y partículas. Estas explosiones se denominan llamaradas o eyecciones de masa coronal. Pero incluso cuando está en calma, el Sol arroja constantemente al espacio alrededor de 1.500 millones de kilogramos de gas caliente y magnetizado cada segundo. Este viento solar fluye a través del Sistema Solar e interactúa con los planetas. Otras estrellas también producen llamaradas y vientos.
Las estrellas pueden tener temperaturas superficiales entre unos pocos miles de grados centígrados y cincuenta mil grados centígrados. Las estrellas calientes irradian la mayor parte de su energía en la región azul y ultravioleta del espectro electromagnético (en longitudes de onda cortas), y por lo tanto se ven azuladas a nuestros ojos. Las estrellas frías se ven rojizas, ya que irradian la mayor parte de su energía en las regiones roja e infrarroja del espectro electromagnético (en longitudes de onda largas).
El espacio entre las estrellas contiene diminutos rastros de materia en forma de gas, polvo y partículas de alta energía (“rayos cósmicos”). Este contenido de materia se llama el medio interestelar. Puede ser más o menos denso en diferentes partes de la galaxia. Sin embargo, incluso las regiones más densas del medio interestelar siguen siendo mil veces menos densas que el mejor vacío creado en un laboratorio.
Las simulaciones por computadora revelan que las primeras estrellas tenían un tiempo de vida de algunos millones de años. En contraste, en promedio la esperanza de vida de una estrella similar al Sol es de unos 10.000 millones de años. Las estrellas enanas rojas de baja masa pueden vivir trillones de años. Una estrella con una masa similar a la de nuestro Sol evolucionará eventualmente en una estrella gigante roja y más tarde expulsará la mayor parte de su masa al espacio, dejando atrás una compacta estrella enana blanca, rodeada por lo que se llama una nebulosa planetaria. Una estrella con al menos ocho masas solares evolucionará en una supergigante roja antes de explotar en un evento llamado supernova, dejando atrás una estrella de neutrones o un agujero negro estelar.
Un agujero negro es una región del espacio cuyo campo gravitacional extremo impide que cualquier cosa, incluyendo la luz, escape una vez que ha cruzado el horizonte de sucesos. El horizonte de sucesos es una superficie límite que rodea al agujero negro, donde la velocidad necesaria para escapar de su campo gravitacional es mayor que la velocidad de la luz. Los modelos teóricos predicen que en el centro de un agujero negro hay una singularidad, donde la densidad de la materia y la curvatura del espacio-tiempo se acercan al infinito. Los agujeros negros de masa estelar tienen masas del orden de unas pocas decenas de masas solares, en una región que tiene un radio de unos pocos kilómetros a decenas de kilómetros (dependiendo de la masa)
Excluyendo el hidrógeno, la mayor parte del helio y una pequeña cantidad de litio, todos los elementos del Universo actual han sido producidos dentro de las estrellas por fusión nuclear. Las estrellas de baja masa, como el Sol, producen elementos más ligeros, hasta el oxígeno, mientras que las estrellas masivas pueden crear elementos más pesados que el oxígeno y hasta el hierro. Los elementos más pesados que el hierro, como el oro y el uranio, se crean durante las explosiones de supernovas de alta energía y las colisiones de estrellas de neutrones. Al morir, las estrellas liberan la mayor parte de su masa en el medio interestelar. A partir de esta materia, se forman nuevas estrellas, en la versión cósmica de un proceso de reciclaje.
Los elementos diferentes al hidrógeno, el helio y a una pequeña cantidad del litio, fueron creados principalmente en el interior de las estrellas, y liberados al espacio en las últimas etapas de su vida. Este es el origen de la mayoría de los elementos que componen nuestro cuerpo, como el calcio en nuestros huesos, el hierro en nuestra sangre y el nitrógeno en nuestro ADN. De la misma manera, los elementos que componen otros animales, plantas, y de hecho la mayoría de las cosas que vemos a nuestro alrededor, fueron producidos por las estrellas hace miles de millones de años.
