O stea (latină stella) este un obiect astronomic format dintr-un sferoid luminos de plasmă ținut împreună de propria sa gravitație. Cea mai apropiată stea de Pământ este Soarele. Multe alte stele sunt vizibile cu ochiul liber de pe Pământ în timpul nopții, apărând ca o multitudine de puncte luminoase fixe pe cer datorită distanței lor imense de Pământ. Istoric, cele mai proeminente stele au fost grupate în constelații și asterisme, dintre care cele mai strălucitoare au obținut nume proprii. Astronomii au realizat cataloage de stele care identifică stelele cunoscute și oferă o standardizare a denumirilor stelare. Universul observabil conține o valoare estimată de 1×1024 stele, dar majoritatea sunt invizibile pentru ochiul liber, inclusiv toate stelele din afara galaxiei noastre, Calea Lactee.
Cel puțin pentru o parte a existenței sale, o stea strălucește datorită fuziunii termonucleare a hidrogenului în heliu în nucleul său, eliberând energie care traversează interiorul stelei și apoi radiază în spațiul exterior. Aproape toate elementele mai grele decât heliul sunt create de nucleozinteza stelară în timpul vieții stelei, iar pentru unele stele prin nucleosinteza supernovei atunci când explodează. Aproape de sfârșitul vieții sale, o stea poate conține și materie degenerată. Astronomii pot determina masa, vârsta, metalicitatea (compoziția chimică) și multe alte proprietăți ale unei stele prin observarea mișcării sale prin spațiu, luminozitatea ei și, respectiv, spectrul. Masa totală a unei stele este principalul factor care determină evoluția acesteia și sfârșitul. Alte caracteristici ale unei stele, inclusiv diametrul și temperatura, se schimbă de-a lungul vieții sale, în timp ce mediul stelei afectează rotația și mișcarea acesteia. O diagramă a temperaturii multor stele în raport cu luminozitățile lor produce o diagramă cunoscută sub numele de diagrama Hertzsprung–Russell (diagrama H–R). Plasarea unei stele particulare pe acea diagrama permite determinarea vârstei și stării evolutive a stelei respective.
Viața unei stele începe cu colapsul gravitațional al unei nebuloase gazoase din material compus în principal din hidrogen, alături de heliu și urme de elemente mai grele. Când nucleul stelar este suficient de dens, hidrogenul este transformat în heliu prin fuziunea nucleară, eliberând energie în acest proces. Restul interiorului stelei transportă energia departe de nucleu printr-o combinație de procese de transfer de căldură radiativă și convectivă. Presiunea internă a stelei o împiedică să colapseze sub propria sa gravitație. O stea cu masa mai mare de 0,4 ori decât cea a Soarelui se va extinde și va deveni o gigantă roșie când hidrogenul din nucleul său se va epuiza. În unele cazuri, va fuziona elemente mai grele în nucleu sau în stratul din jurul nucleului. Pe măsură ce steaua se extinde, ea aruncă o parte din masa sa, îmbogățită cu acele elemente mai grele, în mediul interstelar. Între timp, nucleul devine o rămășiță stelară: o pitică albă, o stea neutronică sau, dacă este suficient de masivă, o gaură neagră.
Sistemele binare și multi-stele constau din două sau mai multe stele care sunt legate gravitațional și se deplasează una în jurul celeilalte pe orbite stabile. Când două astfel de stele au o orbită relativ apropiată, interacțiunea lor gravitațională poate avea un impact semnificativ asupra evoluției lor. Stelele pot face parte dintr-o structură legată gravitațional mult mai mare, cum ar fi un roi de stele sau o galaxie.
