náhled|Oblast vzniku nových hvězd ve Velkém Magellanově mračnu (obr. NASA/ESA) náhled|Průřez hvězdou typu rudého obra náhled|Vyobrazení Slunce, hvězdy hlavní posloupnosti typu G, v nepravých barvách Hvězda nebo zastarale stálice je plazmové (plynné), přibližně kulovité těleso ve vesmíru, které má vlastní zdroj viditelného záření, drží ho pohromadě jeho vlastní gravitace a má hmotnost 0,08 až 300 hmotností Slunce. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné hmoty vesmíru. Nejbližší hvězdou k Zemi je Slunce, které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných atmosférických podmínkách jsou v noci ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných bodů.
Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako planeta, kometa atd. kromě Měsíce. V užším astronomickém významu jsou hvězdy kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd termonukleární fúze vodíku na helium v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, je-li hvězda, která vyčerpala zásoby vodíku, dostatečně hmotná, vznikají ve hvězdě chemické prvky těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat degenerovanou hmotu. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, metalicitu (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování pohybu hvězdy vesmírem, svítivosti a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako Hertzsprungův–Russellův diagram, umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy.
Hvězda začíná jako kolabující mrak materiálu složený hlavně z vodíku, hélia a stopových množství těžších prvků. Jakmile dosáhne jádro hvězdy dostatečné hustoty, vodík se začne termonukleární fúzí přeměňovat na helium a vyzařovat energii. Přenos energie směrem od jádra k povrchu hvězdy je kombinací procesů záření a konvekce. Takto vzniklý vnitřní tlak zabraňuje tomu, aby hvězda zkolabovala pod vlastní gravitací. Hvězdy s hmotností větší než 0,4 hmotnosti Slunce po vyčerpání vodíku v jádře expandují a stávají se červeným obrem. V některých případech vznikají fúzí těžší prvky. Pak se hvězda vyvine do degenerovaného stavu, kdy je část její hmoty rozptýlena do prostoru jako mezihvězdná hmota, z níž později vznikne nová generace hvězd s vyšším podílem těžších prvků. Jádro hvězdy se změní, v závislosti na její původní hmotnosti, na bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu nebo černou díru.
Systémy, které se skládají ze dvou či více gravitačně svázaných hvězd, jsou označovány jako dvounásobné, respektive vícenásobné. Pokud obíhají příliš blízko sebe, jejich vzájemné gravitační působení může výrazně ovlivnit jejich vývoj. Hvězdy tvoří část mnohem větších gravitačních struktur jako jsou hvězdokupy nebo galaxie.
Hvězdy se na noční obloze vůči sobě navzájem zdánlivě nepohybují, proto se v minulosti nazývaly stálice na rozdíl od bludic (planet). Ve skutečnosti se ve vesmíru pohybují obrovskou rychlostí až několik set kilometrů za sekundu, ale vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti se pouhým okem pozorovatelné změny v polohách hvězd projeví až po staletích či dokonce tisíciletích. Na obloze hvězdy utvářejí (někdy velmi) výrazné konfigurace, které v důsledku této zdánlivé nehybnosti přetrvávají „beze změny" po mnoho lidských generací. Starověcí astronomové sdružili takové hvězdy do obrazců tvořících základy souhvězdí a asterismů. Astronomové také pojmenovali nejjasnější hvězdy a vytvořili rozsáhlé katalogy hvězd.
Hvězdy patří mezi nejpočetnější a nejsnáze, i bez optických přístrojů pozorovatelné vesmírné objekty. Většinu ostatních těles ve vesmíru vidíme jen proto, že odrážejí světlo hvězd (např. planety), nebo jsou buzeny ke svému záření zářením hvězd (např. emisní mlhoviny). Hvězdy jsou nejspíše v naprosté většině centry planetárních soustav. V roce 2010 astronomové oznámili, že v pozorovatelném vesmíru je přibližně 300 triliard (3×1023) hvězd, což bylo zhruba třikrát více, než se do té doby odhadovalo. Další odhady hovoří až o 3 kvadrilionech (3×1024) hvězd.
Odvětví astronomie zabývající se hvězdami se nazývá stelární astronomie.
Používané jednotky měření I když se fyzikální vlastnosti hvězd dají vyjádřit v jednotkách SI nebo CGS, mnohem častěji se při udávání hmotnosti, svítivosti a poloměru používají solární jednotky, založené na vlastnostech k Zemi nejbližší hvězdy – Slunce, které je od Země vzdáleno přibližně 150 milionů km. Takové jednotky se označují značkou veličiny s astronomickým symbolem Slunce nebo velkým S v dolním indexu, například M⊙ nebo MS pro hmotnost Slunce.
Nejdůležitějším parametrem je hmotnost (značka M, jednotka kg). Hmotnostní rozmezí hvězd je od 0,08 M⊙ do cca 150 M⊙. Podle tohoto parametru lze mimo jiné zjistit délku života hvězdy. Viz Seznam nejtěžších hvězd. Hmotnost Slunce: M⊙ = . Hvězdná velikost, též relativní hvězdná velikost či magnituda (značka mag či m) – Vyjadřuje jasnost na obloze (tedy nikoli velikost v pravém slova smyslu). Viz seznam nejjasnějších hvězd. Absolutní hvězdná velikost, též absolutní magnituda (značka M) – Není závislá na vzdálenosti od Země (na rozdíl od relativní magnitudy). Je to magnituda pozorovatelná 10 pc od hvězdy. Zářivý výkon, v astronomii označován jako svítivost (značka L, jednotka W), obvykle v jednotkách sluneční svítivosti L⊙ = ; viz Seznam nejzářivějších hvězd. Povrchová teplota (značka T, jednotka K). Na ní závisí dominantní barva vyzařovaného světla, a tedy spektrální klasifikace hvězdy. Vzdálenost (značka většinou r, jednotka ly nebo pc). Někdy se uvádí místo vzdálenosti roční paralaxa (značka π, jednotka 1" – úhlová vteřina). Jelikož vzdálenosti ostatních hvězd od Země jsou obrovské, není praktické vyjadřovat je v kilometrech. Často se vzdálenosti uvádějí prostřednictvím času, za který přiletí světlo z hvězd na Zemi. Vzdálenost Slunce od Země tak lze vyjádřit jako asi 8,3 světelných minut. Druhou nejbližší hvězdou je Proxima Centauri, vzdálená 4,3 světelných let. Jinou používanou jednotkou pro určení vzdálenosti hvězd je tzv. parsek, což je vzdálenost odpovídající paralaxe 1" (asi 3,26 světelného roku). Vzdálenost jednotlivých hvězd od sebe v pozorovatelném vesmíru je různá. Může být od vzájemného dotyku až po miliardy světelných let. Poloměr (značka r, jednotka km). Poloměr Slunce: R⊙ = .
Vlastnosti Hvězdy mají různé fyzikální vlastnosti, které se v určitých hranicích liší.
Záření Energii, kterou hvězdy produkují jako následek jaderné fúze, vyzařují do vesmíru buď jako elektromagnetické záření nebo v podobě částic. Tyto vyzářené částice tvoří hvězdný vítr, který proudí z vnějších vrstev v podobě volných protonů a elektricky nabitých alfa a beta částic. V jádru hvězdy vzniká i stálý proud neutrin.
náhled|Hvězdy v galaxii Mléčná dráha Barva hvězdy je dána tou frekvencí viditelného světla, kterou hvězda vyzařuje nejintenzivněji. Tato frekvence závisí na teplotě vnějších vrstev hvězdy. Kromě viditelného světla vyzařují hvězdy i jiné formy elektromagnetického záření, které jsou pro lidské oko neviditelné. Elektromagnetické záření hvězd pokrývá celé elektromagnetické spektrum, od nejdelších vlnových délek rádiových vln, přes infračervené záření, viditelné světlo, ultrafialové záření, po nejkratší rentgenové a gama záření. Tyto frekvence umožňují poznávat fyziku hvězd.
Astronomové dokážou pomocí spektra hvězdy určit její povrchovou teplotu, metalicitu a rychlost rotace. Pokud je známa vzdálenost hvězdy, tak se dá určit i svítivost a na základě hvězdných modelů lze odhadnout hmotnost, poloměr, povrchovou gravitaci a dobu rotace. Zakřivení okolí hvězdy její gravitací se využívá k určení hmotnosti samostatných hvězd. Na základě těchto parametrů je možné odhadnout i věk hvězdy.
Svítivost hvězdy představuje množství vyzářené energie za jednotku času. Závisí na její povrchové teplotě a poloměru. Udává se v jednotkách výkonu. Hvězdy většinou nevyzařují energii rovnoměrně celým povrchem. Např. rychle rotující hvězda Vega má větší energetický tok na pólech než podél rovníku.
Oblasti povrchu s teplotou a svítivostí nižší než průměrné hodnoty hvězdy jsou známé jako hvězdné skvrny. Obecně mají malé hvězdy jako Slunce na disku jen nevýrazné hvězdné skvrny. Větší, obří hvězdy, mají výraznější skvrny a také je na nich pozorovatelné výrazné okrajové ztemnění, tzn. jejich jas klesá směrem k okrajům hvězdného disku.
Chemické složení Do objevu spektroskopie v 19. století se nevědělo, z čeho se hvězdy skládají. Gustavu Robertu Kirchhoffovi se v druhé polovině 19. století podařilo dokázat, že jistá tmavá čára ve slunečním spektru je způsobena rozžhaveným sodíkem. Byla to první indicie objevu, že hvězdy se skládají ze stejných chemických prvků, jako tělesa na Zemi. Jelikož však zároveň vše napovídalo tomu, že hvězdy jsou velmi horké, tyto prvky se vyskytují většinou volně a tudíž nejsou vázány v četných chemických sloučeninách, jak to známe na Zemi. Jen nejchladnější hvězdy mají na svém povrchu některé jednoduché chemické sloučeniny, například TiO, CH a CN (na Slunci např. OH, MgH, SiH). V důsledku vysoké teploty je mnoho atomů také ionizovaných. Směs volných elektricky nabitých částic (iontů) a neutrálních částic se nazývá plazma.
V jádrech hvězd, kde je teplota nejvyšší a dosahuje minimálně 7 milionů stupňů, je existence jakékoliv chemické sloučeniny nemožná. Hmota hvězd v oblasti jádra je ve stavu atomových jader a volných leptonů. Některá závěrečná stadia hvězd nejsou složena z plazmatu, ale z tzv. degenerovaného plynu.
Jednotlivé prvky se ve spektru hvězdy projevují jako čáry. Podle jejich měření je ve všech plazmových hvězdách vznikajících v naší Galaxii nejzastoupenějším chemickým prvkem vodík (71 %). Po něm následuje helium (27 %). Ostatní prvky tvoří oproti vodíku a héliu jen nepatrnou příměs, jejíž množství není u všech hvězd stejné. Podíl těžkých prvků se zjišťuje prostřednictvím obsahu železa v hvězdné atmosféře, protože železo je běžný prvek a jeho absorpční (tmavé) čáry se měří relativně snadno. Jelikož molekulární mračna, z nichž vznikají hvězdy, se postupně obohacují o těžší prvky z výbuchů supernov, můžeme chemické složení použít i na odvození věku hvězdy a toho, jakou generaci hvězd od vzniku vesmíru hvězda představuje. Starší hvězdy mají menší zastoupení těžších chemických prvků než mladší. Podíl těžkých prvků může také naznačovat, že hvězda má planetární systém. Chemické složení hvězd se časem mění v důsledku termonukleárních reakcí, které mění prvky na jiné prvky.
HE 1327-2326 je hvězdou s nejnižším odměřeným obsahem železa. Obsahuje pouze 1/200 000 železa, které se nachází ve Slunci. Naopak μ Leonis obsahuje téměř dvojnásobek železa ve srovnání se Sluncem a hvězda 14 Herculis s planetárním systémem ho obsahuje až trojnásobek. Existují i hvězdy se zvláštním chemickým složením, které vykazují vyšší množství některých prvků, zejména chromu a přechodných kovů.
Hmotnost Nejvýznamnější charakteristikou hvězd je jejich hmotnost, která určuje vnitřní strukturu a vývoj. Střední hodnotou hmotnosti hvězd je polovina hmotnosti Slunce. Předpokládá se, že v mladším vesmíru vznikaly hmotnější hvězdy, než pozorujeme dnes. Současné hmotnosti pozorovaných hvězd se řídí tzv. Bethe-Salpeterovou rovnicí pojmenovanou po astrofyzikovi Edwinu Salpeterovi, který ji zformuloval. Rovnice říká, že hvězdy s nízkou hmotností jsou mnohem početnější, než hvězdy s vysokou hmotností. Ty s nízkou hmotností se totiž za současných podmínek v galaxiích snadněji formují a jejich život je oproti hmotnějším hvězdám také delší, protože termojaderné reakce v nich probíhají méně intenzivně a jaderné palivo jim tedy déle vydrží.