Nel linguaggio popolare, stelle sono tutti gli oggetti celesti visibili nel cielo a eccezione della Luna e del Sole; in epoca classica, anche dagli astronomi, le stelle venivano chiamate stelle fisse, in contrapposizione ai pianeti, in moto attraverso il cielo, alla Luna e al Sole: questa distinzione non è però corretta, in quanto anche le stelle sono, rispetto a opportuni sistemi di riferimento, in moto, anche se l'entità di tale moto è molto inferiore a quella dei pianeti.

La stelle a noi più vicina, dopo il Sole, distante 150.000.000 km ca., è Proxima Centauri, lontana 1,31 parsec, pari a ca. 30 milioni di milioni di chilometri. Le più lontane stelle ancora discernibili come oggetti celesti singoli sono poste in galassie distanti decine di milioni di parsec. A causa della loro grande distanza, le stelle appaiono, anche con i più potenti telescopi, come punti luminosi; la determinazione delle loro dimensioni e luminosità è disturbata dalla turbolenza atmosferica; per lo stesso motivo, i loro movimenti, anche se cospicui in valore assolutorispetto alla Terra, ci appaiono misurabili solo mediante osservazioni eseguite in continuazione per anni.

La determinazione della posizione delle stelle sulla sfera celeste, rispetto a opportuni sistemi di coordinate, è problema dell'astrometria, così come è compito di questa studiare le variazioni di coordinate dovute sia alla Terra (irregolarità nel moto di rotazione di questa), sia a cause intrinseche delle stelle (moti propri); la natura, la struttura, lo stato fisico, ecc. delle stelle sono studiati dall'astrofisica nel più ampio contesto cosmologico.

Di una stelle si può misurare direttamente lo splendore, sia relativo in una scala di magnitudini apparenti, sia assoluto qualora ne sia nota la distanza, ovvero la parallasse, anch'essa direttamente deducibile da osservazioni esatte di posizioni sulla sfera celeste per stelle distanti fino a un centinaio di parsec, o desumibile indirettamente da altre osservazioni (v. anche distanza) nel caso delle stelle più lontane. La magnitudine assoluta di una stelle è indicativa della quantità totale di radiazione emessa dalla stelle stessa nell'unità di tempo, o luminosità. L'altra caratteristica di una stelle desumibile direttamente dalle osservazioni, e dalla quale viene tratta la quasi totalità delle informazioni di carattere fisico, è costituita dal suo spettro.

Dall'esame dello spettro si può infatti, mediante semplice ispezione, desumere la presenza dei vari elementi atomici e il loro stato di ionizzazione ed eccitazione (facendo naturalmente riferimento ad analoghi dati di laboratorio) e risalire, mediante calcoli relativamente complessi, a un intervallo di temperatura per gli strati superficiali della stelle (quelli che emettono la radiazione osservata e analizzata) e alle percentuali numeriche dei vari elementi atomici quivi esistenti. Ulteriori misurazioni, basate sull'effetto Doppler, permettono poi di determinare la componente radiale rispetto alla Terra della velocità della stelle, facendo riferimento a uno spettro di confronto. La conoscenza del moto della Terra attorno al Sole e del Sole nello spazio permettono infine di prescindere da entrambi questi movimenti e di calcolare il moto assoluto della stelle nella galassia cui appartiene. La classificazione più importante delle stelle è la cosiddetta classificazione di Harvard, proposta nei primi anni di questo secolo da E. C. Pickering e A. J. Cannon, che compilarono anche il catalogo HD (Henry Draper Catalogue). Nella catalogazione le stelle sono raggruppate in una sequenza di temperature decrescenti, definite in base alla composizione spettrale della radiazione emessa. Questa composizione della luce delle stelle assomiglia molto a quella del corpo nero e, poiché il massimo di emissione di quest'ultimo si ha per lunghezze d'onda diverse a seconda della temperatura, è possibile classificare le stelle in base al valore di tale massimo e quindi in base alla loro temperatura superficiale. Quanto più alta è la temperatura, tanto più corta è la lunghezza d'onda che corrisponde al massimo di emissione della stella.

È questa la legge di Wien, o dello spostamento, valida per lo spettro del corpo nero. Una stelle dall'apparenza rossastra ha quindi il massimo di emissione nel rosso, cioè nella zona delle lunghezze d'onda maggiori; una stelle dall'apparenza bianca o blu ha invece il massimo nella zona delle lunghezze d'onda più corte. Le stelle bianche e blu sono pertanto più calde di quelle rosse. La sequenza di Harvard è una classificazione delle stelle per tipi o classi spettrali, ordinate secondo valori decrescenti della temperatura distinti dalle lettere O-B-A-F-G-K-M. Per quanto la maggior parte delle ca. 255.000 stelle elencate nel catalogo HD rientri in questa classificazione, ve ne sono però alcune del tutto particolari.All'estremità della sequenza corrispondente alle stelle più fredde si possono associare alcune stelle nel cui spettro sono presenti con forte intensità gli spettri a bande del carbonio e del cianogeno. Sono queste le stelle dette di tipo C nelle quali oggi si conglobano le stelle classificate un tempo come di classe spettrale R e N, entrambe con temperatura compresa tra 1500 e 3000 K. La differenza sostanziale con le stelle di tipo M, che si trovano alla stessa estremità della sequenza di Harvard, consiste nella presenza nel loro spettro delle bande caratteristiche dell'ossido di zirconio. All'estremità opposta della sequenza, in corrispondenza delle caldissime stelle di tipo O, si possono collocare le stelle dette di Wolf-Rayet, caratterizzate da uno spettro in cui sono presenti larghe righe di emissione caratteristiche del carbonio (stelle WC) e dell'azoto (stelle WN). Nella classificazione di Harvard ciascuna delle classi spettrali è suddivisa in 10 sottoclassi, dallo.0 al 9. In essa, il nostro Sole viene p. estelle considerato di tipo G, sottoclasse 1, cioè G1.

Poiché la distribuzione spettrale della radiazione emessa da una stelle assomiglia molto a quella emessa da un corpo nero, ne consegue che la magnitudine di una stelle misurata a una lunghezza d'onda λ₁ differirà, in genere, da quella misurata a una lunghezza d'onda λ₂: la differenza fra la magnitudine a lunghezza d'onda maggiore e quella a lunghezza d'onda minore si chiama indice di colore. Tra indice di colore internazionale (per il quale le lunghezze d'onda di misura sono di 430 e 540 nm) e tipo spettrale esiste una relazione di quasi proporzionalità, nel senso che l'indice di colore ha un valore tanto più positivo quanto più avanzato è il tipo spettrale. La misurazione delle temperature corrispondenti a ogni tipo spettrale avviene esaminando l'intensità della radiazione emessa dalle stelle di ogni tipo spettrale a diverse lunghezze d'onda e confrontando le osservazioni con i corrispondenti dati relativi al corpo nero a diverse temperature. Per altra via, conoscendo a quali temperature ogni elemento atomico si ionizza e conoscendo quali righe spettrali emette in ogni stato di ionizzazione, è possibile risalire alla temperatura corrispondente. Si sono ottenute così temperature comprese fra qualche migliaio di gradi per le stelle rosse più fredde (dei tipi spettrali M e N) fino a qualche decina di migliaia di gradi per le stelle di tipo O.

Dall'analisi spettrale è risultato che la composizione chimica di tutte le stelle è sostanzialmente identica, infatti la presenza di composti molecolari in alcune stelle è dovuta alla bassa temperatura superficiale di queste; le possibili differenze, per quanto riguarda gli elementi più pesanti, si hanno fra stelle di differente popolazione per le quali possono essere esistite differenze iniziali di composizione. Misurazioni dirette di diametri stellari non sono ancora state possibili se non con tecniche interferometriche molto raffinate, realizzate da A. A. Michelson nel 1930 a Mount Wilson (e più recentemente da altri) che riuscì a misurare i diametri di alcune stelle giganti relativamente vicine (Arturo, Betelgeuse). È stato possibile misurare indirettamente le dimensioni di alcune componenti di stelle doppie, in base alla durata dell'eclisse, conoscendo la velocità orbitale relativa delle due componenti.

Teoricamente, in base alla legge di Stefan e Boltzmann, valida per il corpo nero e approssimata per una stelle, è possibile dalla conoscenza della temperatura superficiale dedurre l'intensità totale della radiazione emessa per unità di superficie e nell'unità di tempo. Conoscendo anche la magnitudine assoluta, per confronto con i dati analoghi relativi al Sole, se ne possono dedurre le dimensioni. In ogni caso, le misurazioni teoriche e sperimentali hanno mostrato che le dimensioni delle stelle variano dall'ordine di un centinaio di diametri solari, per le stelle giganti e supergiganti, all'ordine del diametro dei pianeti; la scoperta delle pulsar e considerazioni teoriche sulla struttura stellare fanno presupporre però che esistano anche stelle (stelle a neutroni, buchi neri) con diametri di una decina di chilometri o meno ancora. Anche le masse delle stelle possono essere dedotte solo indirettamente. A. S. Eddington, nel 1924, trovò per via teorica una relazione tra massa e luminosità di una stelle, nel senso che una stelle è tanto più luminosa quanto più è massiccia; tale relazione era peraltro già nota per le poche stelle doppie visuali per le quali, conoscendo gli elementi dell'orbita e la distanza, si poteva calcolare la massa. Le masse stellari variano in un intervallo piuttosto ristretto, compreso fra ca. 1/10 e qualche decina di masse solari.

Le densità delle stelle presentano variazioni molto più marcate, in corrispondenza con il vasto intervallo di dimensioni: le stelle giganti rosse hanno densità medie milioni di volte inferiori a quella dell'acqua (e a quella del Sole), mentre, all'estremo opposto, le stelle nane bianche osservate hanno densità milioni di volte superiori; densità ancora superiore devono avere le stelle a neutroni e i buchi neri. Va comunque notato che, come si è potuto osservare nel caso del Sole, la densità di una stelle varia di molto fra l'interno e la superficie. Lo studio spettroscopico delle stelle ha permesso la scoperta di alcune altre particolarità.

La presenza di righe in emissione nello spettro di alcune di esse ha innanzitutto portato a ritenere l'esistenza di nebulosità o di masse gassose brillanti, distinte dalle stelle: le righe spettrali stellari sono infatti tutte in assorbimento in quanto generate dai vari elementi atomici presenti nell'atmosfera stellare (quella che si chiamava strato d'inversione) vista sullo sfondo della più luminosa e più calda zona centrale, che presenterebbe uno spettro tutto in emissione. La forma delle righe spettrali è poi da collegare, anche se non esiste una relazione molto precisa, con le dimensioni della stelle: le stelle supergiganti e giganti presentano infatti spettri con righe molto nette, in quanto nelle loro estese e tenui atmosfere sono relativamente poco importanti i moti di turbolenza, che provocherebbero, per collisione, un allargamento delle righe spettrali; il contrario accade nelle stelle di dimensioni minori, nelle quali la maggior densità delle atmosfere provoca un maggior numero di collisioni per unità di tempo.

L'allargamento delle righe spettrali stellari può aver origine anche in due altri fenomeni, difficili da distinguere fra loro e da osservare. Il primo è quello della rotazione della stelle su se stessa: si ha in questo caso un allargamento delle righe spettrali, più facilmente verificabile quando la stelle fa parte di un sistema doppio a eclisse e quando l'asse di rotazione è perpendicolare alla congiungente Terra-stelle; si è potuto così constatare che esistono velocità di rotazione periferiche fino a qualche centinaio di km/s, che, conoscendo le dimensioni delle stelle corrispondenti, portano a velocità angolari di una rotazione ogni poche ore. In genere, le stelle dei primi tipi spettrali hanno velocità di rotazione superiori; in particolare, le stelle di tipo A sono quelle con le più alte velocità di rotazione.

L'altro fenomeno che può provocare un allargamento delle righe spettrali è il ben noto effetto Zeeman, che consiste nella suddivisione delle righe spettrali in presenza di campi magnetici. Per piccole separazioni non si possono distinguere le singole righe prodotte dalla suddivisione della riga originaria, che appare allora semplicemente più allargata. La presenza di campi magnetici stellari, deducibile indirettamente in quanto campi magnetici esistono anche nelle macchie solari, si rivela spettroscopicamente dotando lo spettroscopio di un polarizzatore: le due ali della riga allargata magneticamente sono infatti polarizzate differentemente. Molte stelle, in particolare di tipo A, possiedono campi magnetici molto intensi, fino a qualche migliaio di gauss, spesso variabili di polarità e di intensità e sempre associati a variabilità nello spettro e a peculiarità nelle abbondanze di taluni elementi atomici, metallici in particolare. I diversi parametri fisici che caratterizzano una stelle sono tutti legati fra loro; massa, dimensioni e densità sono legate dalla relazione valida per il Sole e i pianeti, così pure l'accelerazione di gravità sulla superficie dipende dalla massa e dalle dimensioni della stelle, mentre si è già osservato come esista una proporzionalità fra massa e luminosità, non rispettata però da stelle supergiganti, giganti e nane che si trovano in condizioni di instabilità. Luminosità L, raggio R e temperatura superficiale T di una stelle sono legate fra loro dalla relazione L=4σT⁴R², dove σ è una costante. Dato che il tipo spettrale di una stelle dipende dalla temperatura e dall'accelerazione di gravità superficiale, quindi anche dalla pressione superficiale (in quanto temperatura e pressione determinano da una parte il grado di ionizzazione degli elementi atomici presenti e dall'altra l'intensità delle righe spettrali generate), ne consegue che, trascurando rotazione e campo magnetico, probabilmente dipendenti da altre caratteristiche fisiche, quattro soli parametri definiscono completamente lo stato fisico di una stelle, cioè massa, luminosità, dimensioni e composizione chimica (sul ruolo di quest'ultima, v. oltre).

In linea teorica, però, solo massa e composizione chimica dovrebbero essere determinanti per la struttura di una stella. Dalla diagrammazione dei valori di due parametri fondamentali, luminosità e tipo spettrale (o parametri equivalenti) osservati in un gruppo omogeneo di stelle (p. estelle appartenenti a un ammasso), si ottiene il diagramma di Hertzsprung e Russell (spesso abbreviato in diagramma H-R) , di estrema importanza nell'astronomia stellare e base di fondamentali scoperte. Il diagramma H-R ha mostrato innanzitutto che non tutte le combinazioni fra tipo spettrale e magnitudine assoluta sono permesse, in quanto il diagramma non è tutto uniformemente occupato dai punti rappresentativi delle stelle, che sono invece concentrati in ben determinate zone. La maggior parte delle stelle è concentrata su una striscia relativamente ristretta che si trova pressappoco lungo la diagonale principale del diagramma (sequenza principale), un numero relativamente piccolo di punti si trova sparpagliato al di sotto della sequenza principale (zona delle nane bianche), mentre al di sopra di questa si hanno concentrazioni di punti nelle tre zone, all'incirca orizzontali, delle subgiganti, delle giganti e delle supergiganti; la sequenza principale è chiamata anche, talvolta, zona delle stelle nane. Le giganti sono caratterizzate da magnitudini superiori, dimensioni pure superiori e densità inferiori.

Le stelle giganti possono essere riconosciute come tali in base a osservazioni spettrografiche, determinandone, p. es., l'intensità e la larghezza di talune righe o bande spettrali. Le stelle giganti possiedono classi di luminosità II o III. Tra la sequenza principale e la zona delle giganti si trova la lacuna di Hertzsprung. Il confronto fra il diagramma H-R per il centinaio di stelle più prossime al Sole e l'analogo diagramma per tutte le stelle delle quali è notala magnitudine assoluta e il tipo spettrale (o l'indice di colore) mostra che la zona delle giganti e delle supergiganti, pressoché vuota nel primo caso, è invece fittamente popolata nel secondo: il motivo di questo sta nel fatto che le stelle giganti, avendo una luminosità molto elevata, sono osservabili anche a distanze molto maggiori rispetto alle stelle della sequenza principale. Il diagramma relativo alle stelle più prossime al Sole dà quindi una rappresentazione corretta della distribuzione delle stelle dei vari tipi di magnitudine superiore a ca. 11^m. Si deduce, in base a semplici considerazioni statistiche, che devono esistere, entro un raggio di ca. 10 parsec dal Sole, almeno 250 altre stelle di magnitudine compresa fra 11^m e 17^m. Il diagramma, o la funzione numerica, che collega la distribuzione del numero di stelle con la relativa luminosità è detto funzione di luminosità. Tale funzione è ottenuta contando il numero di stelle per unità di area, p. es. per grado quadrato, che possiedono la medesima luminosità (o magnitudine assoluta). Il metodo è ovviamente limitato alla distanza di qualche centinaio di anni luce alla quale si può ancora misurare con precisione la distanza di una stelle e ha portato, nell'ambito della statistica stellare, alla definizione della struttura galattica. La questione della luminosità riconduce al secondo problema per il quale il diagramma H-R si è dimostrato utile: il fatto che il diagramma sia solo parzialmente occupato dimostra che il tipo spettrale non può essere l'unico parametro per una classificazione stellare sperimentale (fatto peraltro già noto teoricamente).

Gli astrofisici spettroscopisti usufruirono della suddivisione in zone nette del diagramma H-R per attribuire a queste classi di luminosità differenti e definire così un secondo parametro sperimentale utilizzabile per una classificazione sperimentale. W. W. Morgan, P. C. Keenan e E. Kellmann (Atlas of Stellar Spectra, 1943) definirono una classificazione stellare bidimensionale, abbreviata in MKK. Rispetto alle zone tradizionali del diagramma H-R, le cinque classi di luminosità della classificazione MKK corrispondono, rispettivamente: alle supergiganti la classe I, alle giganti le classi II e III, alle subgiganti la IV e alle stelle della sequenza principale la V . Il Sole, p. es., ha classe di luminosità V, e nel sistema MKK viene classificato come G1 V.

Sono usate per scopi particolari anche altre classificazioni; p. es., la classificazione di Barbier e Chalonge, che è basata sulla misura di caratteristiche spettrali sensibili agli effetti di temperatura e luminosità, e la classificazione di Strömgren, che è basata sulla misura dello splendore stellare in ristrette bande di lunghezze d'onda. Per le stelle più deboli è pressoché impossibile misurare la distanza e quindi stabilire quale sia la magnitudine assoluta; per esse sono inoltre altrettanto impossibili delle osservazioni spettrografiche; per queste stelle si può però agevolmente costruire il diagramma H-R (che assume significato solo se le stelle fanno parte di un gruppo omogeneo), utilizzando la magnitudine apparente in luogo di quella assoluta (purché naturalmente si trovino tutte alla stessa distanza) e, invece del tipo spettrale, l'indice di colore. Il diagramma così ottenuto è chiamato anche diagramma colore-magnitudine ed è stato utilizzato nello studio di ammassi e di associazioni stellari, per le quali è verificata la condizione di uguale distanza dalla Terra, ottenendo un doppio risultato: il primo è che, avendo a disposizione due diagrammi H-R, uno per stelle di magnitudine assoluta nota (p. es. quelle vicino al Sole) e l'altro da studiare, si può dedurre la distanza del gruppo di stelle in genere confrontando semplicemente le magnitudini corrispondenti, sui due diagrammi, a un uguale tipo spettrale. Il metodo può essere affetto da errore se le misure di magnitudine sono alterate dalla presenza, tra il gruppo di stelle e la Terra, di gas o polveri interstellari, che provocano un arrossamento anomalo delle stelle, facilmente rilevabile con metodi fotometrici a più colori. Il secondo risultato, peraltro imprevisto quando fu scoperto da W. Baade, fu quello dell'esistenza di gruppi di stelle aventi caratteristiche globalmente diverse, risultato che condusse lo stesso Baade, nel 1944, a postulare l'esistenza di popolazioni stellari in base ai differenti diagrammi H-R che presentavano. La figura  illustra schematicamente quali sono le differenze fra i due tipi fondamentali di popolazioni, che comprendono, nei casi estremi, le stelle degli ammassi globulari (Popolazione II) e degli ammassi aperti (Popolazione I).