Las estrellas son masas esféricas gigantes y ligadas gravitacionalmente de (mayormente) hidrógeno gaseoso. Las estrellas son motores termonucleares; en la profundidas de los núcleos de las estrellas tiene lugar la fusión nuclear, donde la densidad es extrema y la temperatura alcanza decenas de millones de grados Celsius.

Sí, el Sol es una estrella. Es la pieza dominante de nuestro sistema solar. Comparada con otras estrellas, nuestro Sol es bastante normal; aparenta ser mucho más grande y brillante debido a que está millones de veces más cercana a nosotros que cualquier otra estrella.

La respuesta corta es: las estrellas brillan debido a su alta temperatura. La realidad no es mucho más complicada que eso. Cualquier objeto calentado a miles de grados emite luz, igual que las estrellas.

Esta es una pregunta complicada. La respuesta más habitual es que las estrellas obtienen su calor de las reacciones de fusión termonuclear que se produce en sus núcleos. Sin embargo, esta no puede ser la causa determinante del calor, ya que una estrella debe estar muy caliente previamente para que pueda desencadenarse la fusión nuclear. La fusión únicamente puede mantener las altas temperaturas, no puede calentar una estrella. Una respuesta más correcta es que las estrellas están caliente porque se han colapsado. Las estrellas se forman a partir de nebulosas gaseosas difusas; al condensarse el gas de las nebulosas para formar una estrella el potencial energético gravitacional del material se libera, primero como energía cinética y finalmente como calor al incrementarse la densidad.

La estrellas tienen muchas cosas en común: todas son esferas colapsadas de gas denso (mayormente hidrógeno), y producen fusiones nucleares en su centro o muy cerca de él.

Sin embargo, las estrellas también presentan una gran diversidad en algunas de sus propiedades. Las estrellas más brillantes, brillan casi 100 millones de veces más que las más débiles. La temperatura superficial puede varias desde unos pocos miles de grados hasta 50.000 grados Celsius. Estas diferencias se producen fundamentalmene por las diferentes masas: las más grandes son más calientes y brillantes que las más pequeñas. La temperatura y la luminosidad también dependen del estado evolutivo de la estrella.

La secuencia principal es el estado evolutivo de una estrella cuando su núcleo de hidrógeno está sufriendo la fusión. Este es el primer (y el más largo) estado de la vida de una estrella (sin incluir las fases de protoestrella). Lo que le ocurre a una estrella una vez se queda sin su núcleo de oxígeno se tratará en el artículo de la evolución estelar (próximamente).

La vida de una estrella depende mucho de su masa. Las estrellas con más masa son más calientes y brillan mucho más, provocando que su combustible nuclear se consuma mucho más rápido. La estrellas más grandes (unas 100 veces más masivas que el Sol) se quedarán sin combustible en unos pocos millones de años; mientras que las estrellas más pequeñas (con aproximadamente un diez por ciento de la masa del Sol), al consumir mucho menos, brillarán (aunque débilmente) durante billones de años. Lo cual es mucho más tiempo de lo que lleva de vida el Universo.