Las estrellas están entre los objetos celestes mejor comprendidos. Como la luz de una estrella se dispersa en su espectro, las intensidades relativas a diferentes longitudes de onda aportan una información importante sobre el astro. La temperatura de la superficie se puede calcular con las leyes de la radiación térmica.
Si se conoce la distancia a una estrella se puede deducir su luminosidad sumando las intensidades observadas en todas las longitudes de onda. Su radio se obtiene, entonces, basándose en el hecho de que la luminosidad es el producto de la energía emitida por unidad de superficie (que depende de la temperatura de la superficie) y la superficie total.
Si el espectro de una estrella se estudia con métodos de alta resolución se pueden ver muchas líneas oscuras a determinadas longitudes de onda. Estas líneas se deben a la absorción de la luz de las capas más profundas por los átomos de las capas superiores, más frías. Los átomos presentes en la estrella se identifican comparando las líneas de absorción estelares con las producidas en el laboratorio por los gases conocidos; también se puede calcular la temperatura y la presión de la atmósfera, así como la abundancia relativa de elementos químicos. Véase Líneas de Fraunhofer.
La mayor parte de las estrellas se halla en una etapa de su vida conocida como la “secuencia principal”; en esta etapa, la luminosidad y la temperatura aumentan con la masa. Algunas estrellas son más brillantes y por tanto mayores que las de la secuencia principal de la misma temperatura: son las llamadas estrellas gigantes rojas. Muchas estrellas son más débiles y por tanto más pequeñas que las de la secuencia principal de la misma temperatura, como las enanas blancas (un 1% del diámetro del Sol) y las estrellas de neutrones (0,001% del diámetro del Sol).
Los modelos teóricos de los interiores estelares se han calculado basándose en la teoría del equilibrio existente entre la fuerza de gravedad, que contribuye al colapso de la estrella, y la presión de los gases recalentados que tienden a la expansión. Las altas temperaturas estelares también impulsan una corriente de calor desde el interior al exterior de la estrella. Para que la estrella esté en equilibrio, esta pérdida de calor tiene que compensarse con la energía que se libera en las reacciones nucleares internas. A medida que se acaban los diferentes combustibles nucleares, la estrella evoluciona lentamente, y el núcleo se contrae hasta densidades cada vez mayores.
En las estrellas de poca masa este proceso termina con la expulsión suave de las capas exteriores formando una nebulosa planetaria; el núcleo se enfría entonces hasta formar una enana blanca. Las estrellas de mayor masa se hacen inestables; a medida que evolucionan, este núcleo se colapsa repentinamente y forma una estrella de neutrones o un agujero negro, y la energía así liberada expulsa las capas exteriores a gran velocidad, en una espectacular explosión llamada supernova.