Yıldız, ağırlıklı olarak hidrojen ve helyumdan oluşan, karanlık uzayda ışık saçan, gökyüzünde bir nokta olarak görünen plazma küresidir. Bir araya toplanan yıldızların oluşturduğu galaksiler, gözlemlenebilir evrenin hâkimidir. Dünya'dan çıplak gözle görülebilen yaklaşık 6 bin dolayında yıldız vardır. Dünya'ya en yakın yıldız, aynı zamanda Dünya üzerindeki yaşamın gerçekleşmesi için gerekli olan ısı ve ışığın kaynağı da olan Güneş'tir.
Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.
Beyaz cüce, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği aşamadan sonra orta kütleli bir yıldızın evriminden kaynaklanan küçük ama yüksek yoğunluğa sahip yaşlı bir yıldızdır. Yüksek yüzey sıcaklığına rağmen çok düşük bir parlaklığa sahiptir ve bu nedenle Hertzsprung-Russell diyagramında ana kolun çok aşağısında yer alır. Kütlesi 8 kata kadar azaldığı halde yüksek yüzey sıcaklığını uzun süre koruduğundan "beyaz cüce" olarak adlandırılır.
Nötron yıldızı, yıldızların yaşamlarının son bulabileceği biçimlerden biridir. Bir nötron yıldızı, dev bir yıldızın Tip II, Tip Ib veya Tip Ic süpernova olarak patladıktan sonra geri kalan kısmın kendi içine çökmesiyle oluşur. Bu yıldızlar neredeyse tamamen nötronlardan oluşsa da az miktarda proton ve elektron da içerir. Bu proton ve elektronlar olmadan, nötron yıldızları uzun süre var olmaya devam edemezdi. Çünkü nötronlar serbest haldeyken kararsızdır ve beta ışıması yaparak kısa süre içinde proton ve elektronlara ayrışır. Ancak yıldızın içindeki yüksek basınç sebebiyle proton ve elektronların birleşerek nötronlara dönüşmesi, nötron yıldızlarının daha kararlı bir yapıya sahip olmasını sağlar.
Güneş kütlesi; astronomide diğer yıldızların, yıldız kümesinin, bulutsuların ve gök adaların kütlelerini belirtmede kullanılan, kütlesi yaklaşık 2×1030 kg olan standart bir kütle birimidir. Bu birim için Güneş kütlesi ölçek olarak düşünülmüştür. Yaklaşık iki nonilyon kilograma eşittir:
Kırmızı dev, yıldız evriminin geç aşamalarında ve düşük ya da orta kütlede olan bir dev yıldız. 4.700 °C ya da daha düşük sıcaklıkta olabilir. Dış atmosferi şişkin ve seyrektir. Kırmızı devin dış görünümü sarı-turuncudan kırmızıya uzanabilmektedir ve K ve M tayfsal tipini içerir ayrıca S sınıfı yıldız ve karbon yıldızı.
Hertzsprung-Russell diyagramına göre kırmızı veya kızıl cüce, küçük ve nispeten soğuk, ya geç K ya da M spektral tipi bir yıldıza verilen isimdir. Yıldızların büyük çoğunluğunu oluşturan kırmızı cüceler yaklaşık olarak Güneş'in yarısından daha az kütleye sahiptirler ve yüzey sıcaklıkları 3.500 K'den düşüktür.
Kırmızı (al) üstdevler, tayf tipi K-M ve aydınlatma gücü sınıfı I olan üstdev yıldızlardır. Hacim olarak evrenin en büyük yıldızlarıdırlar.
Dev yıldız, aynı yüzey sıcaklığına sahip bir anakol yıldızından önemli ölçüde daha büyük bir yarıçapa ve aydınlatma gücüne sahip olan yıldızdır. Büyük bir boyut mutlaka büyük kütle anlamına gelmez, dev bir yıldızın yoğunluğu bazen çok düşük olabilir. Hertzsprung-Russell diyagramındaki anakolun tepesinde yer alırlar ve aydınlatma sınıfları II ve III'e karşılık gelir. Dev ve cüce terimleri, 1905 civarında Ejnar Hertzsprung tarafından benzer sıcaklık veya tayf tipine rağmen oldukça farklı aydınlatma gücüne sahip olan yıldızlar için türetilmiştir.
Yıldız evrimi bir yıldızın yaşamı boyunca maruz kaldığı radikal değişikliklerin bir sürecidir. Yıldız'ın kütlesine bağlı olarak bu yaşam süresi, birkaç milyon yıldan, trilyonlarca yıla ulaşabilir, evrenin yaşı göz önüne alındığında bu çok fazladır.
Büyük kütleli sıkı halo cisimleri veya MACHO (ing-Massive compact halo object), gökada halesindeki baryon kökenli karanlık maddenin en ciddi adayı.
Tip Ia süpernova, alt kataklizmik değişen yıldızlar kategorisinde olan bir beyaz cüce yıldızın, şiddetli patlamasının sonuçlarından biri. Süpernovalar ani patlayan ve parlaklıklarında büyük bir artış gösteren sistemler olup görünür parlaklıkları -16 ile -20 kadire kadar yükselebilir. Novalardan çok daha büyük patlama şiddetlerine sahiptirler. Ani patlamaları nedeniyle kataklizmik değişenler sınıfına dahil edilirler.
Kahverengi cüceler, ilk kez 1995 yılında keşfedilen, ne yıldız ne de gezegen kategorisine konabilen gök cisimleri. Ancak son yıllarda bazı gök bilimciler kütlelerinin büyüklüğüne ve buna bağlı olarak sıcaklıklarına ve buna da bağlı olarak renklerine göre O, B, A, F, G, K ve M olarak sıralanan geleneksel yıldız kategorilerine kahverengi cüceleri de T ve Y sınıfları olarak eklemektedir.
Chandrasekhar limiti, astrofizikte kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Bu limiti ilk defa Wilhelm Anderson ve E. C. Stoner hesaplamış, ancak adını bu hesapları 1930 yılında daha hassas olarak yapan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır.
K-tipi ana kol yıldızı, , tayf tipi K ve aydınlatma sınıfı V olan ana kol (hidrojen-yakan) yıldızıdır. Bu tip yıldızlar, boyut olarak kırmızı M-tipi ana kol yıldızları ile sarı G-tipi ana kol yıldızları arasında yer alırlar. Kütleleri Güneş'ten 0,6 ile 0,9 kat daha fazladır ve yüzey sıcaklıkları 3.900 ile 5.200 K arasındadır. En iyi bilinen örnekler Alfa Centauri B ve Epsilon Indi'dir. Çok uzun süredir ana kol üzerinde kararlı olduklarından dünya dışı yaşam arayışlarında özel bir öneme sahiptirler. Bu yıldızların yörüngesindeki karasal gezegenlerde, yaşam için uygun ortamlar oluşmuş olabileceği düşünülmektedir.
DENIS 0255-4700, Irmak takımyıldızı içinde yaklaşık olarak 16 ışık yılı uzaklıkta bulunan son derece soluk bir kahverengi cücedir. İkili kahverengi cüce olan WISE 1049-5319'dan sonra bilinen en yakın izole L-tipi kahverengi cücedir. Ayrıca görünen parlaklığı ölçülmüş olan en soluk kahverengi cücedir.
Sarı cüce yıldız veya G-tipi anakol yıldızı, yıldız sınıfı G ve aydınlatma gücü V olan anakol yıldızlarıdır. Bu tür yıldızlar 0,8 Güneş kütlesi ile 1,2 Güneş kütlesi arasında kalan yıldızlar olarak tanımlanır ve ortalama sıcaklıkları 5.300-6.000 °K arasındadır. Ömürlerinin sonuna doğru kırmızı dev halini alırlar, ardından ise beyaz cüce olarak ölürler. Güneş, G-tipi anakol yıldızları arasında en çok bilinenidir. Güneş her saniyede bir yaklaşık 600 milyon ton hidrojeni helyuma dönüştürerek füzyon nükleer enerjisi üretmektedir. Bilinen diğer G-tipi yıldızlar Alpha Centauri A, Tau Ceti ve 51 Pegasi'dir.
Sarı üstündev, A'dan K'ye bir spektral sınıf ve yaklaşık 20-60 güneş kütlesi ile geniş bir atmosfere sahip bir üstündevlerdir. Bunlar -9'un etrafında mutlak parlaklığı ile en görünebilen parlak yıldızlar arasında yer alırken, aynı zamanda Samanyolu'nda sadece 15 tanesi bilinmekte ve bunlardan altısı sadece tek bir kümede en nadir olanlardan biridir. Bunlar, bazen, O ve B tipi yıldızlara kıyasla serin üstündevler olarak, bazen kırmızı üstdevlerle karşılaştırıldığında sıcak üstündevler olarak adlandırılırlar.
Kahverengi altcüce veya gezegen kütleli kahverengi cüce, yıldızlar ve kahverengi cücelerle aynı şekilde oluşan, ancak döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında bir kütleye sahip olan astronomik bir cisimdir.. Bazı araştırmacılar Kahverengi altcücelere serbest yüzen gezegenler de demektedir. Ancak çoğunlukla kabul edilen ismi gezegen kütleli kahverengi cücedir.
Helyum parlaması yaklaşık Güneş kütlesinde bir yıldızın kırmızı dev aşamasından sonra geçirdiği bir evredir. Yıldızın çekirdeğindeki helyum atomları çok kısa bir süreç içerisinde birbirleriyle üçlü alfa süreci ile kaynaşarak karbon atomlarına dönüşürler ve bu süreçte çok büyük enerji ortaya çıkar. Güneş anakol yıldızı olmaktan çıkıp kırmızı dev aşamasına geldikten yaklaşık 1,2 milyar yıl sonra helyum parlaması geçirecektir.
