An der gesamten Himmelskugel können mit bloßem Auge rund 6.000 Sterne gesehen werden. Von jeder Halbkugel etwa 3.000 Sterne. Grundsätzlich kann folgendes über die Sterne gesagt werden:

• Sterne sind helle Objekte und erscheinen aufgrund ihrer großen Entfernung selbst in Teleskopen noch punktförmig.
• Sterne sind selbstleuchtend, produzieren das von ihnen ausgestrahlte Licht selbst.
• Sterne müssen eine relativ große Masse haben, um Energie durch Kernfusion zu erzeugen und Zentren von Planetensystemen zu sein.
• Sterne müssen relativ leuchtkräftig sein, um aufgrund ihrer großen Entfernungen noch sichtbar für das bloße Auge zu sein.
• Die Sonne ist ein Stern, mit der Besonderheit ihrer relativ großen Nähe zur Erde und der damit verbundenen Möglichkeit Details an diesem nicht mehr punktförmig erscheinenden Stern zu studieren.

Im Prinzip ist ein Stern eine Gaskugel im hydrostatischen Gleichgewicht. Aufgrund der Gravitation würde diese Gaskugel kollabieren. Die entgegenwirkende Zentrifugalkraft aufgrund der Sternrotation ist viel zu schwach, um der Gravitation entgegenzuwirken. Vielmehr wirken der durch die kinetische Energie der Gasteilchen erzeugte Gasdruck und der in den Sternen vorherrschende Strahlungsdruck der Gravitation entgegen. Da die Sternmaterie, hauptsächlich ein Plasma aus Wasserstoffkernen, Heliumkernen und Elektronen, vereinfacht wie eine Flüssigkeit beschrieben werden kann und alle gegensätzlich wirkenden Kräfte im Gleichgewicht sind, wird von einem hydrostatischen Gleichgewicht gesprochen. Die Temperatur ist ein Maß für die kinetische Energie der Gasteilchen. Je höher die kinetische Energie der Gasteilchen, desto höher ist die Temperatur. Energiequelle für die kinetische Energie der Gasteilchen und der in den Sternen erzeugten Strahlung ist die Kernfusion.

Der Energietransport erfolgt durch Konvektion und durch Strahlung. Konvektion bezeichnet den Vorgang, bei dem heiße Gasmassen nach oben steigen und kühlere wieder nach unten sinken. Dieser Vorgang kann mit kochendem Wasser in einem Kochtopf über der Herdplatte verglichen werden. Beim Strahlungstransport werden energiereiche Photonen, welche bei der Kernfusion erzeugt werden, absorbiert und reemittiert. In den Sternen gibt es in Abhängigkeit von der Zusammensetzung und dem Zustand der Materie Bereiche mit Konvektion und welche mit Strahlungstransport. 

Ein Stern entsteht durch den Kollaps einer kalten Wasserstoffwolke. Wenn nach mehreren Zwischenstufen ein Kern mit mindestens 0,075 Sonnenmassen entstanden ist, bewirkt der Gravitationsdruck eine Temperatur von etwa 10 Millionen Kelvin. Diese Temperatur ermöglicht die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, der regulären Energieerzeugung in einem Stern. Mit dem Ende der Wasserstoff-Fusion im Kern des Sterns setzt auch die Endphase in seiner Entwicklung ein. In Abhängigkeit von seiner Masse endet ein Stern entweder als Weißer Zwerg, Neutronenstern (Pulsar) oder stellares Schwarzes Loch. So enden Sterne mit einer ursprünglichen Masse von etwa bis zu 8 Sonnenmassen als sogenannte Weiße Zwerge. Sterne mit einer ursprünglichen Masse in einem Bereich von etwa 8 bis 25 Sonnenmassen enden als Neutronensterne, welche sich als Pulsare bemerkbar machen. Als stellares Schwarzes Loch enden wiederum Sterne mit ursprünglichen Massen von mehr als 25 Sonnenmassen. Die Grenzen für die Endmassen liegen für einen Weißen Werg bei zirka 1,46 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenzmasse) und für einen Neutronenstern bei 1,5 bis 3,2 Sonnenmassen (Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze), wobei von einer Grenzmasse von etwa 3 Sonnenmassen ausgegangen wird.

Für die Beschreibung der Zustandsgrößen der Sterne (Masse, Radius, Leuchtkraft) wird oft die Sonne als Maßstab verwendet. So werden zum Beispiel die Massen, Radien und Leuchtkräfte von Sternen in Sonnenmassen (M☉), Sonnenradien (R☉) und Sonnenleuchtkräfte (L☉) angegeben.

• M☉= 1,98.1030 kg
• R☉ = 695.900 km
• L☉ = 3,826.1026 W

Zwischen den Zustandsgrößen bestehen Beziehungen zueinander. So gibt es z.B. die Masse-Leuchtkraft-Beziehung oder die Masse-Radien-Beziehung. Weitere Größen sind der Spektraltyp der Sterne und ihre Leuchtkraftklassen. Sterne werden nach ihrer Farbe bzw. ihrer Oberflächentemperatur und dem Aussehen ihres Spektrums in Spektralklassen eingeteilt. Diese werden mit Buchstaben gekennzeichnet. Die wichtigsten Spektralklassen sind: O, B, A, F, G, K, und M. Die Leuchtkraft eines Sterns hängt von seiner Masse ab. Je mehr Masse ein Stern hat, desto größer ist seine Energieproduktion und desto kleiner ist seine Lebenszeit bzw. Verweilzeit als sogenannter Hauptreihenstern (der Begriff wird weiter unten erklärt). Die Spektralklassen sind von O bis M nach abnehmender Masse und Temperatur der Sterne geordnet. O-Sterne sind bläuliche Sterne mit Oberflächentemperaturen von 30.000 bis 50.000 Kelvin (K) und haben typischerweise 60 Sonnenmassen. M-Sterne hingegen sind rötliche Sterne mit Oberflächentemperaturen von 2.000 bis 3.350 K und haben typischerweise 0,3 Sonnenmassen. Unsere Sonne gehört dem Spektraltyp G an und hat eine Oberflächentemperatur von 5.800 K. O-Sterne haben eine Lebensdauer von mehreren hunderttausend Jahren, während die der M-Sterne bis zu 100 Milliarden Jahre beträgt. G-Sterne wie unsere Sonne haben eine Lebensdauer von rund 10 Milliarden Jahren. Die Leuchtkraftklassen I bis VI geben an, ob es sich um einen Überriesen, Hellen Riesen, Riesen, Unterriesen, Zwerg oder Unterzwerg handelt. Die Sonne z.B. ist ein Zwergstern (V).

Die Helligkeit der Sterne wird in sogenannten Größenklassen (Magnituden) angeben. In der ursprünglichen Einteilung gab es sechs Größenklassen. Die hellsten Sterne hatten den Wert 1^m und die gerade noch mit dem Auge sichtbaren Sterne den Wert 6^m. Heute wird die Einteilung logarithmisch genormt, was auch der Wahrnehmung des menschlichen Auges entspricht. Der Helligkeitsunterschied zwischen zwei Größenklassen hat den Faktor 2,51, während der Faktor zwischen der ersten und sechsten Größenklasse 100 beträgt. In beide Richtungen ist die Skala offen. Bei der Leuchtkraft der Sterne muss allerdings zwischen ihrer scheinbaren und ihrer absoluten Helligkeit unterschieden werden. Die scheinbare Helligkeit beschreibt die Helligkeit der Sterne, wie sie uns am Sternenhimmel erscheinen. Dies sagt jedoch nichts über die tatsächliche Helligkeit der Sterne aus. Ein schwach leuchtender Stern kann in relativ naher Entfernung zur Erde sehr leuchtkräftig erscheinen während ein sehr weit entfernter leuchtkräftiger Stern uns sehr schwach erscheint. Die absolute Helligkeit gibt die Helligkeit eines Sterns in einer genormten Entfernung von 10 Parsec (32,6 Lichtjahren) an.

Die Entfernung der Sterne kann mit Hilfe einer Parallaxe trigonometrisch bestimmt werden. Sterne verschieben aufgrund der Bewegung der Erde um die Sonne scheinbar ihre Position gegenüber weiter entfernteren Hintergrundsternen. Im Prinzip spiegelt sich die Bahnbewegung der Erde wider. Diese erscheint von der Erde aus gesehen mit einem bestimmten Winkel vor den Hintergrundsternen, die sogenannte Parallaxesekunde (Parsec). Da der Erdbahndurchmesser bekannt ist, kann mit Hilfe der Trigonometrie (Dreiecksberechnung) die Entfernung zum Stern berechnet werden. Statt der Erdbahn kann auch eine andere Basis verwendet werden. So werden trigonometrische Bestimmungen wesentlich genauer durch Raumsonden durchgeführt. Wenn die absolute Helligkeit eines Sterns bekannt ist, kann seine Entfernung zu uns auch aufgrund seiner scheinbaren Helligkeit berechnet werden. Die absolute Helligkeit kann in einigen Fällen wiederum aus den physikalischen Eigenschaften des Sterns berechnet werden.

Ein wichtiges Diagramm zur Darstellung der Sternentwicklung ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm. In diesem Diagramm wird der Spektraltyp eines Sterns gegenüber seiner absoluten Helligkeit aufgetragen.  Sterne der Spektralklassen O bis M, welche Wasserstoff in Helium fusionieren, bilden in dem Diagramm eine Reihe, welche links oben anfängt und rechts unten aufhört. Diese Reihe wird Hauptreihe genannt.