Las estrellas son masas de plasma, o gas ionizado (fundamentalmente hidrógeno) que, por efecto de la atracción gravitatoria, se han comprimido hasta alcanzar temperaturas lo suficientemente elevadas como para iniciar en su interior procesos de fusión nuclear, que a su vez desprenden ingentes cantidades de energía.

Básicamente existen dos tipos diferentes de estrellas: Las de primera generación, cuya masa inicial está compuesta exclusivamente por hidrógeno, y las de segunda generación, cuya formación viene provocada por el estallido de antiguas supernovas. Las ondas de choque producidas por las explosiones de las supernovas comprimen las nubes de hidrógeno dispersas por el cosmos que, mezcladas con los átomos pesados expulsados por las supernovas en forma de nebulosas planetarias, acaban formando nuevas estrellas tales como el Sol.

Independientemente de su composición, para que una protoestrella inicie la fusión nuclear y llegue a convertirse en una estrella, es preciso que su masa tenga un valor mínimo, de forma que la atracción gravitatoria interna alcance la intensidad necesaria para comprimir el hidrógeno lo suficiente para encenderlo. Si no se alcanza dicho valor mínimo, la protoestrella no llega a encenderse. Éste es el caso de las enana marrón, y también de los planetas gigantes gaseosos (gigantes para ser planetas, enanos como candidatos a estrellas) como Júpiter o Saturno.

Una vez iniciados los procesos de fusión nuclear, la evolución de cada estrella depende fundamentalmente de su masa, que determina tanto la temperatura de la misma como la duración de su vida. Así, estrellas muy masivas, como las gigantes azules, tienen una temperatura muy elevada y consumen su combustible (el hidrógeno) muy rápidamente, por lo que su vida media es muy corta. Las estrellas con poca masa, como las enanas rojas, siguen el proceso contrario: Su temperatura es relativamente fría, pero su ritmo de consumo de hidrógeno es asimismo muy lento, por lo que resultan ser muy longevas. Estrellas de tamaño medio, como el Sol, presentan a su vez una longevidad intermedia entre ambos extremos.

El tamaño de las estrellas influye también en su final una vez que han agotado su combustible nuclear, primero el hidrógeno y posteriormente el helio. Las enanas rojas se consumen lentamente acabando sus vidas como enanas blancas, mientras las estrellas de tamaño medio agotan también su combustible, tras lo cual sufren un colapso gravitatorio que las convierte asimismo en enanas blancas. Las estrellas gigantes y supergigantes tienen una muerte mucho más espectacular, sufriendo en las etapas postreras de sus vidas otros procesos de fusión nuclear, como el que transforma el helio en carbono, para estallar finalmente como supernovas, dejando como residuo una estrella de neutrones o un agujero negro, junto con una nebulosa planetaria en la que vierten al espacio los átomos pesados sintetizados en su interior.

Aunque algunas estrellas, como el Sol, son solitarias, se calcula que en más de la mitad de los casos las estrellas se agrupan en sistemas binarios o múltiples. Sin embargo, las constelaciones no corresponden, salvo en casos muy concretos, a agrupaciones reales de estrellas unidas entre sí por fuerzas gravitatorias, siendo simples casos de alineamientos producidos por la perspectiva.