As estrelas visíveis aparecem como pontos brilhantes no céu noturno, à exceção do Sol que devido a sua proximidade é visto como um disco e é o responsável pela luz do dia. O uso comum da palavra estrela nem sempre reflete o seu significado astronômico, não incluindo o Sol e incluindo os planetas visíveis e até mesmo os meteoros (estrela cadente). Em virtude do uso amplo da palavra, um fenômeno belo e sem igual ocorrido dia 13 de novembro de 1833, visível do Canadá ao México, foi denominado chuva de estrelas. E para o inicio da astronomia bem como para o observador a olho nú este ponto brilhante pode ser definido como estrela, pois toda o mapeamento de constelações foi inicialmente calcado nos pontos brilhantes, embora um ponto brilhante não seja necessariamente uma única bola de plasma como o caso da Alpha de Centauro Alpha Centauri que é uma estrela "ponto brilhante com luz propria no firmamento" formada por duas estrelas "bolas de plasma gigantes". A nomenclatura dentro das constelações respeitam a seguinte metrica, O brilho relativo dentro da constelação é marcado por letras gregas, sendo Alpha a mais brilhante e o nome da constelação, sendo que o firmamento terrestre é dividido em 87 constelações que são agrupamentos calcados na imaginação humana e historia astrônomica.

Depois do Sol, a estrela mais próxima da Terra é a Próxima Centauri que fica a 40 trilhões de quilômetros, mas como não é possível observá-la a olho nu, pois é uma anã vermelha cujo brilho é bastante fraco, esse título fica com Alpha Centauri. Sua luz demora 4,2 anos no trajeto dessa estrela até nós (veja ano luz).

Segundo o diretor da Escola de Astronomia e Astrofísica da Austrália, Simon Driver, existem pelo menos 70 setilhões (ou seja 70.000.000.000.000.000.000.000.000) de estrelas no Universo - cerca de dez vezes o número estimado de grãos de areia na Terra.

Classificação das estrelas

Há muitos tipos de estrelas que diferem pela massa, composição e brilho absoluto (não o brilho aparente que varia com a sua distância). Ao longo da vida de uma estrela a sua massa e composição se alteram gradativamente devido aos processo de fusão nuclear.

Segue-se uma pequena lista de alguns dos objectos estelares mais "exóticos":

• anã castanha (ou anã marrom) - um objeto sub-estelar, onde não tem lugar a fusão de hidrogénio, mas que brilha em infravermelhos e no vermelho devido a alguns outros tipos de reações nucleares e ao calor interno.
• 
  anã branca - resultado final da vida de uma estrela de média grandeza, uma anã branca é o núcleo que resta da estrela depois que ela ejeta as suas camadas exteriores.
• 
  estrela de nêutrons - o que resta depois da explosão de uma supernova. É um objecto extremamente denso, mas não tanto como um buraco negro.
• 
  buraco negro - objecto em que a gravidade é tão intensa que nem a luz lhe consegue escapar (a velocidade de escape é superior à velocidade da luz).
  

Classificação estelar

Existem diferentes classes de estrelas indo do tipo O que são muito grandes e brilhantes, até M que são de tamanho apenas suficiente para iniciar a ignição das reações termonucleares com o hidrogênio. As estrelas mais comuns de nossa Galáxia são classificadas de acordo com as classes O,B,A,F,G,K,M , estabelecidas por Annie Jump Cannon (1863-1941), a partir de critérios de classificação anteriores desenvolvidos em Harvard. Posteriormente, Cecilia Payne mostrou que essa seqüência classificatória corresponde a uma seqüência de temperatura superficial estelar, onde as estrelas O são mais quentes do que as B, as quais são mais quentes do que as A, e assim por diante.

As classes estelares R, N e S foram introduzidas por Morgan e Keenan, para a classificação de estrelas carbonadas. Sua definição nunca foi muito clara e seu uso não se difundiu entre os profissionais. Posteriormente, as classes R e N foram reagrupadas na classe C.

Além dessas, reconhece-se atualmente mais três classes estelares: W, L, T. As estrelas W, também chamadas de Wolf-Rayet, são estrelas muito massivas, mais quentes do que as estrelas O. As classes L e T, por sua vez, correspondem ao extremo de baixa temperatura superficial. Estrelas de classe T são, na verdade, consideradas anãs marrons.

Cada classe tem 9 subclassificações. Nosso Sol é uma estrela G2.

No diagrama HR, a maior parte das estrelas encontra-se na faixa conhecida como seqüência principal, que relaciona a magnitude absoluta e tipo espectral das estrelas que queimam hidrogênio em seu núcleo.

O Sol é tomado com uma estrela padrão (não porque seja especial em nenhum sentido, apenas porque é a estrela mais próxima e melhor estudada que conhecemos), e a maior parte das características de outras estrelas é usualmente dada em unidades solares.

Por exemplo, a massa do Sol é

MSol = 1.9891 × 1030 kg
e as massas de outras estrelas são dadas em termos de Massa Solar, MSol.

Estrelas gastam 90% de suas vidas realizando a fusão nuclear do hidrogênio para produzir hélio em reações de alta pressão próximo ao seu centro. Tais estrelas estão na sequência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell.

Conforme a maioria das estrelas esgota seu estoque de hidrogênio, suas camadas externas expandem e esfriam formando uma Gigante Vermelha (em cerca de 5 bilhões de anos, quando o Sol já for uma Gigante Vermelha, ele terá engolido Mercúrio e Vênus.)

Eventualmente, o núcleo será comprimido o suficiente para iniciar a fusão do hélio. Então a camada de hélio se aquece e expande, para em seguida esfriar e se contrair. A reação expulsa a matéria da área externa para o espaço, criando uma nebulosa planetária. O núcleo exposto irradia fótons ultravioletas que ionizam a camada ejetada, fazendo-a brilhar.

Estrelas maiores podem fundir elementos mais pesados, podendo queimar até mesmo ferro. O núcleo remanescente será uma Anã branca, formada de matéria degenerada sem massa suficiente para provocar mais fusão, mantida apenas pela pressão de degenerescência. Essa mesma estrela vai se esvair em uma anã negra, em uma escala de tempo extremamente longa.

Em estrelas maiores, a fusão continua até que o colapso gravitacional faça com que a estrela exploda em uma supernova. Este é o único processo cósmico que acontece em escalas de tempo humanas. Historicamente, supernovas têm sido observadas como "novas estrelas" onde antes não havia nenhuma.

A maior parte da matéria em uma estrela é expelida na explosão (formando uma nebulosa como a Nebulosa do Caranguejo) mas o que sobra vai entrar em colapso e formar uma estrela de nêutrons (um pulsar ou emissor de raios x) ou, no caso das estrelas maiores, um buraco negro.

A camada externa expelida inclui elementos pesados, que são comumente convertidos em novas estrelas e/ou planetas. O fluxo da supernova e o vento solar de grandes estrelas é muito importante na formação do meio interestelar.

A Evolução estelar explica como as estrelas nascem e morrem com maiores detalhes.

Bilhões de sóis: as estrelas

A estrela mais próxima de Terra depois do Sol é Próxima Centauro, da constelação de Centauro. Ela concentra-se a uma distância de 40 trilhões de quilómetros (40.000.000.000.000) da Terra.

Quando falamos do Sistema Solar ou das poucas estrelas próximas de nosso planeta, podemos até utilizar a medida convencional para medir superfícies: o Quilómetro. Mas, como as distâncias no Universo são imensas, fica difícil utilizar números com tantos zeros. Para facilitar a compreensão das distâncias, utilizamos então a unidade de medida chamada ano-luz, que nada mais é do que a distância percorrida pela luz em um ano. A luz viaja a uma velocidade de 300 mil quilómetros por segundo (nada viaja mais rápido do que ela), percorrendo 9,46 trilhões de quilómetros por ano entre os astros. Assim , a distância de Alfa Centauro até nós passa a ser de 4,2 anos-luz (40 trilhões / 9,46).

Só em nossa galáxia, a Via Láctea, estima-se que existam , além do Sol, em torno de 100 bilhões de outras estrelas. As estrelas, globos de plasma denso e super aquecido, são formadas de nuvens de poeira e de gás interestelar (principalmente o hidrogénio e hélio). Reações nucleares transformam hidrogénio em hélio e liberam energia em forma de calor e luz.

Nomeando as estrelas
Ver artigo principal: Lista de nomes tradicionais de estrelas
A maioria das estrelas tem somente números como nome. Algumas, no entanto, tem nomes. Esses nomes são tradicionalmente escolhidos (geralmente provenientes da língua árabe), por designação Flamsteed ou Bayer. O único órgão responsável por nomear estrelas reconhecido pela comunidade científica é o International Astronomical Union. Um número de companhias privadas (como a International Star Registry) tenta vender nomes para estrelas, no entanto, estes nomes não são reconhecidos pela comunidade científica, nem usado por ela. Eles vêem essas organizações como fraudulentas, que se aproveitam da ignorância das pessoas de como uma estrela é nomeada.

Caminhos de reações Nucleares de fusão
Uma variedade de diferentes reações de fusão nuclear pode ocorrer no núcleo das estrelas, Dependendo de sua massa e composição. (veja Nucleossíntese estelar).

As estrelas se formam de uma nuvem composta basicamente de Hidrogênio e em torno de 25% Hélio e outros elementos mais pesados em pequenas quantidades. No Sol, com um núcleo a 107 K de temperatura, núcleos de Hidrogênio se fundem para formar Hélio em uma cadeia próton-próton:

2(1H + 1H ? 2H + e+ + ?e) (4.0 MeV + 1.0 MeV)
2(1H + 2H ? 3He + ?) (5.5 MeV)
3He + 3He ? 4He + 1H + 1H (12.9 MeV)
Estas cadeias de reações resultam na reação líquida:

41H ? 4He + 2e+ + 2? + 2?e (26.7 MeV)
onde 4 prótons se fundem para formar um núcleo de Hélio emitindo 2 pósitrons, 2 neutrinos e 2 raios gama. Em estrelas mais massivas, o Hélio é produzido em um ciclo de reações catalisadas pelo carbono, o ciclo carbono-nitrogênio-oxigênio.

Em estrelas com o núcleo a temperaturas de 108 K e massas entre 0,5 e 10 massas solares, Hélio pode ser transformado em Carbono em um processo chamado Processo triplo-alfa:

4He + 4He + 92 keV ? 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV ? 12*C
12*C ? 12C + ? + 7.4 MeV
Estas reações pode ser resumidas na reação líquida:

34He ? 12C + ? + 7.2 MeV