Les étoiles sont des astres gazeux incandescents qui émettent d'énormes quantités d'énergie sous forme de lumière, de chaleur et de rayonnements à partir de réactions thermonucléaires produites en leur coeur. Les deux tiers des étoiles appartiennent à des sytèmes multiples, principalement doubles ou triples, chaque étoile tournant autour du point de gravité du système. Les étoiles doubles visuelles peuvent être séparées par une observation au télescope alors que les étoiles doubles spectroscopiques ne peuvent être séparées que par l'analyse spectrale. La plus proche étoile de la terre, proxima du Centaure, appartient à un système triple.

Les étoiles sont rangées en 7 classes principales, désignées par une lettre (O, B, A, F, G, K, M), selon leur spectre et un ordre décroissant de température. Chaque classe est en outre divisée, par ordre décroissant, en 10 catégories de température de l'étoile (0 à 9) et 7 catégories de taille de l'étoile ( I à V + Sd et D). La couleur des étoiles varie du bleu (étoiles chaudes de classe O: 28 000 à 50 000 degrés) au rouge (étoiles froides de classe M: 2 000 à 3 500 degrés). Les étoiles géantes (100 fois la dimension du soleil) et les étoiles supergéantes (1 000 fois la dimension du soleil), comme Bételgeuse (M2Ib), possèdent une très grande luminosité et une faible densité. Elles sont relativement froides. Inversement, les étoiles naines possèdent une faible luminosité, une forte densité et sont très chaudes. Les naines blanches , comme Sirius B (DA2) compagne de Sirius A, sont des étoiles de masse comparable à celle du soleil mais au moins 100 fois plus petites.

Les étoiles ont une masse comprise entre 0,1 et 100 fois la masse solaire.Les trois quarts d'entre elles ont une masse inférieure ou égale à celle du soleil. A la fin de la vie de ces étoiles peu massives, l'hydrogène du noyau s'est épuisé et ne peut plus assurer la combustion thermonucléaire. Leur coeur s'effondre et elles achèvent leur évolution sous la forme de naines blanches.

Les étoiles massives (au moins 1,4 fois la masse solaire), connaissent en fin de vie une contraction gravitationnelle de leur coeur, alors composé de carbone et d'oxygène, dont la combustion conduit à une explosion, appelée supernova, qui détruit entièrement l'étoile. La matière est projetée dans l'espace accompagnée d'une luminosité soudaine et intense, équivalente à celle de plusieurs milliards d'étoiles, mais cette luminosité décroît rapidement.Les étoiles très massives ( plus de 8 fois la masse solaire) sont peu nombreuses. Elles achèvent leur vie dans un autre type de supernova: leur coeur implose et leur enveloppe explose. Le coeur de l'étoile n'est pas détruit , il s'est transformé en un autre objet extrêmement dense .

Ce nouveau corps est une étoile à neutrons si la masse de la matière qui se trouvait en contraction représentait moins de 3 fois la masse solaire. Cet astre de très petite dimension (15 km de rayon) est aussi appelé pulsar en raison de sa rotation rapide sur lui-même qui permet sa détection. Le nouveau corps est un trou noir si la masse de la matière qui se trouvait en contraction était supérieure à 3 fois la masse solaire. Le trou noir est l'étape ultime de condensation de la matière. Il ne laisse échapper ni cette matière ni aucun rayonnement et la matière ainsi condensée n'a en théorie pas de limite. Il peut exister des micro-trous noirs de la taille d'une particule dont la masse serait de plusieurs milliards de tonnes. Mais on pense aussi que, dans certaines galaxies, des trous noirs de quelques kilomètres, dont la masse représenterait plusieurs milliards de fois la masse solaire, peuvent avoir été crées par la condensation de quantités énormes de matière résultant de la disparition de plusieurs étoiles.

Les étoiles sont souvent regroupées en amas. Les amas ouverts, de forme irrégulière, sont constitués d'étoiles jeunes de quelques dizaines de millions d'années, nées simultanément, qui se dispersent peu à peu dans la galaxie car leur attraction mutuelle n'est pas suffisante pour les maintenir groupées. Les amas globulaires, de forme sphérique, contiennent en général des étoiles vieilles de plus de 10 milliards d'années fortement liées par la gravité. Certains amas globulaires rassemblent des centaines de milliers d'étoiles et, au centre de ces amas, elles sont si serrées qu'on ne peut plus les distinguer les unes des autres. Il est donc possible que des étoiles y entrent en collision et qu'un trou noir s'y forme.

L'éclat des étoiles dépend de leur constitution et de leur distance par rapport à la terre. Cet éclat est inversement proportionnel au carré de la distance de l'étoile à la terre: l'étoile 10 fois plus proche de la terre est 100 fois plus brillante. Il se mesure selon une échelle logarithmique appelée magnitude dont chaque unité correspond à une intensité lumineuse 2,5 fois plus brillante que la suivante. La magnitude apparente est la mesure de la luminosité observée depuis la terre. La magnitude absolue est la magnitude qu'aurait l'étoile si elle était située à une distance de 10 parsecs et permet de comparer la luminosité réelle des étoiles. L'oeil nu peut distinguer jusqu'aux étoiles de 6ème magnitude et le télescope spatial Hubble jusqu'aux étoiles de 31ème magnitude, dont l'éclat est plusieurs centaines de milliards de fois plus faible que celui des étoiles de 1ère magnitude. Enfin, certaines étoiles présentent un éclat variable.

Après le soleil, seulement 4 étoiles ont une magnitude apparente négative. Sirius A (A1Vm) , étoile la plus brillante en magnitude apparente (-1,44) , suivie par Canopus, Arcturus et alpha du Centaure A. Parmi les étoiles les plus proches de la terre, Sirius A à 8,6 al  est la seule avec alpha du Centaure A et B et Procyon A à être brillante. Deneb est l'étoile la plus brillante en magnitude absolue. Comme elle est très éloignée (3229 al), elle a donc des dimensions considérables. C'est une super géante (A2Ia) qui est 270 000 fois plus lumineuse que le soleil.

magnitudes des 25 étoiles les plus proches de la terre et des 25 étoiles les plus brillantes