Le stelle sono masse gassose che bruciano a miliardi di chilometri dalla terra. Esse sono prive di una massa solida vera e propria, essendo essenzialmente degli agglomerati di gas ad altissime temperature. Le stelle vengono catalogate in base alla magnitudine, che in altre parole è la luminosità della stella. Riguardo la magnitudine si deve ricordare che una stella sembra più luminosa quando è più vicina all'osservatore, mentre più si è lontani meno brillante appare. Per questo motivo dalla terra la stella più luminosa sembra il sole, che invece è solo una "nana gialla" (vedi la "classificazione delle stelle" più in basso. Per ovviare a questo problema nel misurare la magnitudine di una stella si fa differenza fra la magnitudine apparente, che appunto è quella relativa all'osservatore, e la magnitudine assoluta, che si ottiene ponendo tramite programmi computerizzati tutte le stelle ad una distanza standard di 10 Parsec (Il parsec è la maggiore unità di misura usata per misurare le distanze cosmiche, un parsec equivale a ben 30900 miliardi di km). Normalmente le stelle "vivono" da sole ed è solo per comodità che sono riunite in costellazioni, ma ci sono anche alcune stelle che vivono a coppie, come ad esempio Mizar ed Alcor nell'Orsa maggiore. Queste stelle ruotano una intorno all'altra e sono chiamate "sistema doppio". Il colore di una stella dipende dal tipo di gas che brucia al suo interno, di solito l'idrogeno che si trasforma in elio. Infine va ricordato che le stelle non sono immobili ma si muovono nel cosmo, seppur lentamente (circa 20 Km al secondo, che è un nulla se rapportato alle distanze cosmiche)

"Come nasce una stella ?", per rispondere a questa domanda bisogna premettere che esse dipendono moltissimo dalle Nebulose, ovvero ammassi di gas, specialmente idrogeno, e polveri cosmiche. A volte le nebulose possono essere scosse da esplosioni vicine, come quelle che seguono le morti di alcuni tipi di stella, e quando ciò accade i gas interni alla nebulosa iniziano a contrarsi ed aggregarsi. Ora bisogna dire che quando un corpo si contrae e diventa denso, la sua temperatura sale, finché, raggiunti i 15 milioni di gradi Kelvin, si innesca l'indispensabile reazione chimica chiamata protone-protone. Grazie a questa reazione gli atomi di idrogeno iniziano ad aggregarsi e, dopo alcuni passaggi intermedi, si arriva alla formazione di atomi di Elio. Questa reazione chimica non porta solo alla formazione dell'elio, ma produce anche una enorme quantità di energia, che provoca una forza di espansione verso l'esterno. Questa forza di espansione bilancia quella iniziale di contrazione, e così la stella raggiunge una fase di equilibrio. In altre parole è come un cuore che batte, contraendosi ed espandendosi in modo che nessuna delle due forze abbia il sopravvento. Il nostro sole si trova in questa fase della sua vita. Purtroppo però l'idrogeno nella stella non dura in eterno, e così dopo miliardi di anni la reazione protone-protone finisce e la stella inizia a morire. Il tempo necessario perché ciò accada dipende dalle dimensioni della nebulosa originaria. Stelle nate con una grande massa diventano blu e consumano rapidamente il loro idrogeno, mentre nate con una piccola massa sono meno calde ma più longeve. Il nostro sole è una "nana gialla", stella di medie dimensioni e che vivrà per 10 miliardi di anni. Attualmente è una stella di mezz'età, perché vive da 5 miliardi di anni e gliene restano altri cinque. Quando in una stella finisce l'idrogeno, si passa allo stato di "gigante rossa". Per prima cosa, venendo meno la reazione protone-protone, la stella inizia di nuovo a collassare e contrarsi, finché la temperatura non raggiunge i 100 milioni di gradi Kelvin. A questa temperatura gli atomi di elio, formatisi dalla reazione protone-protone, innescano una nuova reazione ed iniziano a fondersi fra loro. Si ha così la produzione di nuova energia, in quantità superiori alle precedenti, e così la stella inizierà ad espandersi e raffreddarsi, raggiungendo lo stato di "gigante rossa". Dopo questo stato le stelle muoiono in modo diverso in base alla massa originaria, a seconda che abbia il sopravvento la forza di espansione o quella di contrazione. In stelle con massa iniziale inferiore a quella del sole ha il sopravvento la forza di contrazione, la stella diventa minuscola e luminosissima, ma è ormai priva di ogni energia ed inizia lentamente a spegnersi e raffreddarsi, fino a diventare un corpo oscuro e freddo. Questo è lo stato chiamato "nana bianca", mentre quando la stella si oscura diventa una "nana nera". In stelle con massa iniziale simile a quella del nostro sole ha invece il sopravvento la forza di espansione e la loro fine è spettacolare. La stella infatti diventa una gigante rossa ed esplode, espellendo tutti i suoi gas nello spazio. Queste esplosioni hanno nomi latini e sono dette "novae" (si pronuncia nove) o, se l'esplosione è particolarmente potente, "supernovae". Nel momento in cui esplode la stella diventa luminosissima, milioni di volte più del normale, ed è visibile anche da enormi distanze. Dopo una tale esplosione della stella resta solo il nucleo, con una densità ed una temperatura elevatissime. Alla fine, i protoni e gli elettroni si fondono e si ottiene una "stella a neutroni", estremamente piccola. Infine, stelle la cui massa iniziale è decine di volte superiore al nostro sole, diventano "buchi neri". In queste stelle infatti la forza di contrazione ha il sopravvento ed esse diventano come dei vortici terribili, in grado di risucchiare qualsiasi cosa, anche la luce. Per questo motivo appaiono neri, invisibili sia ad occhio nudo che con i telescopi, ma individuabili grazie alle perturbazioni dello spazio circostante. Un buco nero è un oggetto gelido, in cui tutto può entrare ma da cui nulla può uscire. Siccome nei buchi neri la materia scompare apparentemente nel nulla, sono state formulate alcune teorie che collegano i buchi neri ai buchi bianchi, oggetti simili ma inversi, dai quali la materia viene emessa formandosi apparentemente dal nulla. Secondo queste teorie, abbastanza fantascientifiche ma comunque interessante, i buchi neri ed i buchi bianchi sarebbero una specie di corridoi spaziali, che uniscono punti nell'universo lontanissimi fra loro.

Questo breve paragrafo riguarda il destino della nostra stella, il sole. Tra cinque miliardi di anni la reazione protone-protone finirà ed il sole inizierà a contrarsi, finché la sua temperatura raggiungerà i 100 milioni di gradi kelvin. A questo punto il sole diventerà una gigante rossa ed ingloberà Mercurio, Venere ed anche la Terra, che quindi verrà distrutta. Quando anche l'elio terminerà il sole ricomincerà a contrarsi, ma non avrà massa sufficiente per esplodere come novae, quindi espellerà solo gli strati più esterni, poi diventerà una nana bianca e lentamente si raffredderà.