Estrella: Gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior. El Sol es una estrella. 

Con la única excepción del Sol, las estrellas parecen estar fijas, manteniendo la misma forma en los cielos año tras año. En realidad, las estrellas están en rápido movimiento, pero a distancias tan grandes que sus cambios relativos de posición se perciben sólo a través de los siglos.

El número de estrellas visibles a simple vista desde la Tierra se ha calculado en un total de 8.000, de las cuales 4.000 están en el hemisferio norte del cielo y 4.000 en el hemisferio sur. 

En cualquier momento durante la noche, en ambos hemisferios sólo son visibles unas 2.000 estrellas. A las demás las ocultan la neblina atmosférica, sobre todo cerca del horizonte, y la pálida luz del cielo. 

Los astrónomos han calculado que el número de estrellas de la Vía Láctea, la galaxia a la que pertenece el Sol, asciende a cientos de miles de millones. A su vez, la Vía Láctea sólo es una de los varios cientos de millones de galaxias visibles mediante los potentes telescopios modernos. Las estrellas individuales visibles en el cielo son las que están más cerca del Sistema Solar en la Vía Láctea.

La estrella más cercana a nuestro Sistema Solar es Proxima Centauri, uno de los componentes de la estrella triple Alpha Centauri, que está a unos 40 billones de km de la Tierra. 

En términos de velocidad de la luz, patrón utilizado por los astrónomos para expresar la distancia, este sistema de estrella triple está a unos 4,29 años luz; la luz, que viaja a unos 300.000 km/s, tarda más de cuatro años y tres meses en llegar desde esta estrella hasta la Tierra.

 Formación y Evolución de las estrellas

    Se estima que existen unos 14.000.000.000 de estrellas semejantes al Sol, en nuestra galaxia. Las estrellas producen energía, por fusión nuclear, en Sol, los núcleos de Hidrógeno se unen formando Helio y liberando energía, consumiendo unos 700 millones de toneladas de Hidrógeno por segundo. La Osa Mayor es una de las constelaciones más grandes. Es la más del hemisferio norte  por el grupo de 7 estrellas que son llamadas el Carro, que forman la parte trasera y cola de la osa. Antiguamente se la interpretó como un Carro con un grupo de 7 bueyes. La palabra Septentrión deriva de la expresión latina septem triones (siete bueyes) ya que estas siete estrellas pueden verse mirando al Norte (septentrional).

     Una estrella comienza su ciclo como una gran masa de gas relativamente fría. La contracción de este gas y el consiguiente aumento de temperatura continúa hasta que la temperatura interior de la estrella alcanza un valor de 1.000.000 °C. En este punto tienen lugar reacciones nucleares, cuyo resultado es que los núcleos de los átomos de hidrógeno se combinan con los deuterones (núcleos de los llamados átomos de hidrógeno pesado) para formar núcleos de helio. Esta reacción libera grandes cantidades de energía y se detiene la nueva contracción de la estrella.

    Cuando finaliza la liberación de energía de la reacción deuterón-núcleo de hidrógeno, la contracción comienza de nuevo y la temperatura de la estrella vuelve a aumentar hasta que alcanza un punto en el que se puede dar una reacción entre el hidrógeno y el litio y otros metales ligeros presentes en el cuerpo de la estrella. De nuevo se libera energía y la contracción se detiene. Cuando el litio y otros materiales ligeros se consumen, la contracción se reanuda y la estrella entra en la etapa final del desarrollo en la cual el hidrógeno se transforma en helio a temperaturas muy altas merced a la acción catalítica del carbono y el nitrógeno. Esta reacción termonuclear es característica de la secuencia principal de estrellas mencionada antes y continúa hasta que se consume todo el hidrógeno que hay.

     La estrella se hincha gradualmente y se convierte en una gigante roja. Alcanza su mayor tamaño cuando todo su hidrógeno central se ha convertido en helio. Si continúa brillando, la temperatura del centro debe subir lo suficiente como para producir la fusión de los núcleos de helio. Durante este proceso es probable que la estrella se haga mucho más pequeña y más densa. Cuando ha gastado todas las posibles fuentes de energía nuclear, se contrae de nuevo y se convierte en una enana blanca. Esta etapa final puede estar marcada por las explosiones estelares conocidas como novas. Cuando una estrella se despoja de su cubierta exterior por explosión como una nova o una supernova, devuelve al medio interestelar elementos más pesados que el hidrógeno que ha sintetizado en su interior. Las generaciones futuras de estrellas formadas a partir de este material comenzarán por tanto su vida con un surtido más rico de elementos más pesados que las anteriores generaciones de estrellas. Las estrellas que se despojan de sus capas exteriores de una forma no explosiva se convierten en nebulosas planetarias, estrellas viejas rodeadas por esferas de gas que irradian en una gama múltiple de longitudes de onda.

     Las estrellas con una masa muchas veces mayor que la del Sol recorren su ciclo de evolución con rapidez según los patrones astronómicos, quizá un lapso de unos pocos millones de años desde su nacimiento a la explosión de una supernova. Los restos de la estrella pueden ser una estrella de neutrones. Sin embargo, existe un límite para el tamaño de las estrellas de neutrones, más allá del cual estos cuerpos se ven obligados a contraerse hasta que se convierten en un agujero negro, del que no puede escapar ninguna radiación. Estrellas típicas como el Sol pueden persistir durante muchos miles de millones de años. El destino final de las enanas de masa baja es desconocido, excepto que cesan de irradiar de forma apreciable. Lo más probable es que se conviertan en cenizas o enanas negras. Para la discusión de los procesos nucleares de la evolución estelar

     El nacimiento de las estrellas está íntimamente conectado con la presencia de granos de polvo y moléculas, como en la nebulosa Orión en nuestra galaxia. Aquí, el hidrógeno molecular (H₂) está condensado a altas densidades y temperaturas, y sus moléculas están disociadas. Entonces, el hidrógeno atómico vuelve a derrumbarse y forma un denso núcleo estelar que atrae gravitacionalmente el material circundante. El caliente núcleo disipa la nube de polvo de las moléculas sobrecargadas y surge la nueva estrella. Un posterior calentamiento gravitacional aumenta la temperatura hasta que se pueden dar procesos nucleares. Las estrellas nacen, por lo general, en pequeños grupos en un extremo de una gran nube molecular. Sucesivas generaciones de estrellas se consumen cada vez más en el extremo de la nube, dejando un rastro de estrellas de edad creciente  

    El Sol tiene suficiente combustible como para durar otros cinco mil millones de años, aproximadamente. La luz solar tarda 8 minutos en llegar desde el Sol hasta la Tierra, por lo que siempre vemos el Sol donde estaba hace unos 8 minutos.  

El Sol empezó a quemar Hidrógeno hace unos 4600 millones de años y actualmente está en la mitad de su ciclo de vida. Antes de morir, el Sol se convertirá en una gigante roja y posteriormente en una enana blanca.