Aunque las estrellas son muy grandes y muy calientes, son  relativamente simples. Existen algunas complicaciones cuando se forman y cuando mueren. Durante largos periodos de la vida de una estrella, los cambios se producen muy lentamente. Tan lentamente que los astrónomos que estudian las estrellas consideran la masa de una estrella, su tamaño,  temperatura y luminosidad  como constantes.

Existen estrellas con una gran variedad de tamaños y colores, pero todas ellas brillan porque están muy calientes. Su color (blanco, rojo, naranja, blancoazulado) mide directamente su temperatura. La temperatura superficial de una estrella indica cuanta energía emite por unidad de área. La energía que la estrella emite por unidad de área multicada por la superficie de la estrella da la luminosidad de la estrella. La luminosidad de la estrella mide cuanta energía emite en forma de radiación por segundo, de la misma forma que el número que aparece grabado en una bombilla indica la energía que ésta emite  por segundo.

Luminosidad no es lo mismo que brillo. Una bombilla de 100 watios tiene una luminosidad constante pero puede aparecer menos brillante cuanto más lejos esté. Una estrella débil puede parecerlo por estar muy lejos, ser pequeña, o tener una baja temperatura, o las tres cosas a la vez.

La temperatura superficial del Sol es en torno a 10000 grados y su diámetro es aproximadamente 100 veces el de la Tierra. Las estrellas más calientes son alrededor de 10 veces más calientes que el Sol, y las más frías tienen aproximadamente la mitad de la temperatura del Sol. El tamaño de una estrella puede cambiar drasticamente cuando se forma o cuando muere, pero durante la mayoría de su vida, el tamaño de una estrella permanece más o menos constante, y pueder estar en el rango entre 20 veces el diámetro del Sol y un décimo del diámetro solar.

Las estrellas necesitan reemplazar la energía que emiten al espacio. Una estrella podría expandirse sin control o colapsar sobre si misma si las fuerzas de gravedad y la presión interna del gas no está en equilibrio en cada punto de la estrella. La temperatura de una estrella aumenta desde la superficie hasta su núcleo. Las temperaturas en el núcleo, que varían dependiendo del tipo de estrella, son tan altas y la presión del gas tan enorme que ni sólidos ni líquidos pueden existir. El núcleo de una estrella se compone solamente de gas. La temperatura del núcleo del Sol es más de 26 millones de grados, y el gas está comprimido hasta unas 12 veces la dénsidad del plomo.

Por mucho tiempo antes de descubrir su fuente de energía los astrónomos supieron la temperatura superficial del Sol, su luminosidad y su tamaño. Evidencias geológicas, entre otras pistas, sugieren que el Sol ha sido estable durante cinco mil millones de años. Una piedra de carbón con la masa del Sol y produciendo su luminosidad se abría consumido en 300000 años, por lo que el Sol no puede sacar su energía quemando carbón o por cualquier otra reacción química.

El descubrimiento de la reacciones nucleares en la Tierra permitió a los astrónomos resolver el misterio del origen de la energía del Sol. Inicialmente, al descubrir que la fisión (fragmentación) de átomos pesados como el uranio o el plutonio produce grandes cantidades de energía, se pensó que se había solucionado el problema. El análisis químico de la luz de las estrellas indica que hidrógeno, el átomo más simple, es con diferencia el elemento químico más abundante en las estrellas, incluyendo el Sol. Solamente pequeñas cantidades de plutonio y uranio están presentes en las estrellas. Claramente, la fisión no está manteniendo a las estrellas, si no que se trata de otro tipo de reacción nuclear. Cantidades enormes de energía pueden ser producidas a partir de la fusión nuclear, en la cual átomos pequeños como el hidrógeno se combinan para producir elementos más pesados.

Las estrellas estables como el Sol fusionan átomos de hidrógeno produciendo helio. Para mantener su temperatura constante y reemplazar la energía que emite al espacio, el Sol convierte casi 700 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo. El hidrógeno que hay en el núcleo del Sol durará otros cinco mil millones de años.

Las estrellas pasan la mayor parte de su vida "quemando" hidrógeno, combinando cuatro átomos de hidrógeno para formar uno de hélio y producir energía. Cuando el hidrógeno se agota, la quema se detiene, la estrella se enfría, la presión cae, y la estrella comienza a colapsar. La energía del colapso calienta el núcleo, a veces lo suficiente para arrancar de nuevo la fusión, esta vez combinando helio para formar carbono. La estrella se situa en una nueva fase estable, aunque esta vez será más corta que la anterior porque el helio es menos abundante que el hidrógeno.

El ciclo de enfriamiento, colapso, y reinicio de la fusión a partir de los productos del ciclo anterior puede continuar hasta que la estrella ha convertido su núcleo en hierro. La estrella nunca será tan eficiente en producir energía como fue cuando el núcleo era casi todo hidrógeno. La transformación de una tonelada de hidrógeno en helio produce más energía que la fusión de una tonelada de ningún otro elemento. El proceso de fusión se detiene con el hierro. Los elementos más pesados que el hierro solo producen energía a través de fisión, y las estrellas no cambian de fusión a fisión.

Las reacciones de fusión tambien explican de donde provienen el carbono y los elementos más pesados. Los átomos de carbono en la tinta de este papel y los mismos ojos con los que estás leyendo estas palabras fueron forjados, en algún tiempo pasado entre la creación del Universo y el nacimiento del Sol y la Tierra, en el corazón de una estrella. Cuando la estrella murió, depositó los productos de las reacciones de fusión en el medio que la rodeaba.  El Sol, la Tierra, y el resto del Sistema Solar se formaron a partir del hidrógeno, carbono y otros elementos en esa nube de gas enriquecido. Por tanto, esas estrellas que enriquecieron o, según se mire, contaminaron, nuestra vecindad hicieron posible nuestra existencia.