Bintang
Sebagian besar bintang berumur antara 1-10 miliar tahun. Beberapa bintang mungkin bahkan berumur mendekati 13.8 miliar tahun-umur teramati alam semesta. Bintang tertua yang ditemukan hingga saat ini, HE 1523-0901, diperkirakan berumur 13.2 miliar tahun.
Semakin tinggi massa sebuah bintang maka semakin pendek pula umurnya. Hal ini terutama disebabkan karena bintang dengan massa yang tinggi akan memiliki tekanan yang tinggi pula pada intinya yang menyebabkannya membakar hidrogen dengan lebih cepat. Bintang-bintang paling masif bertahan rata-rata hanya beberapa juta tahun, sementara bintang dengan massa minimum (katai merah) membakar bahan bakarnya dengan perlahan dan bertahan hingga puluhan sampai ratusan miliar tahun.
Sistem klasifikasi bintang yang ada saat ini berasal dari awal abad ke-20, ketika bintang diklasifikasikan dari "A" hingga "Q" berdasarkan kekuatan garis hidrogennya. Pada saat itu belum diketahui bahwa yang paling berpengaruh terhadap kekuatan garis hidrogen adalah suhu; kekuatan garis hidrogen mencapai puncaknya pada suhu 9000 K (8730 °C) dan melemah
baik pada suhu yang lebih tinggi maupun rendah. Saat sistem klasifikasi diatur ulang berdasarkan suhu, bentuknya semakin mendekati sistem modern yang kita pergunakan saat ini.
Bintang diberi klasifikasi huruf tunggal berdasarkan spektrumnya, dari tipe "O" yang sangat panas sampai "M" yang begitu dingin hingga molekul dapat terbentuk pada atmosfernya. Klasifikasi utama berdasarkan suhunya, dari yang tertinggi ke terendah, adalah "O", "B", "A", "F", "G", "K", dan "M". Beberapa bintang dengan jenis spektrum yang langka memiliki klasifikasi khusus
tersendiri. Paling umumnya adalah kategori "L" dan "T", yang meliputi bintang dengan suhu dan massa yang rendah serta katai cokelat. Tiap huruf dibagi lagi dalam 10 subbagian yang diberi nomor 0-9, dari suhu yang tertinggi ke yang terendah. Namun sistem ini kurang tepat pada suhu yang sangat tinggi, yaitu bahwa kemungkinan bintang kelas "O0" dan "O1" tidak ada.
Selain itu bintang juga dapat diklasifikasikan berdasarkan efek luminositas dalam garis spektrumnya, yang sebanding dengan ukuran dan kuat gravitasi permukaannya. Pengklasifikasian ini dikenal dengan sistem klasifikasi Yerkes dan membagi bintang ke dalam kelas-kelas berikut: Sebagian besar bintang masuk dalam deret utama yang terdiri dari bintang-bintang pembakar hidrogen biasa. Bintang-bintang
ini membentuk pita diagonal tipis dalam grafik bintang berdasarkan magnitudo absolutnya dan jenis spektrumnya (diagram Hertzsprung-Russell). Umumnya kelas bintang dinyatakan dengan dua sistem klasifikasi di atas. Matahari kita misalnya, adalah sebuah bintang katai kuning deret utama kelas G2 V yang memiliki suhu dan ukuran sedang.
Penamaan tambahan, dalam bentuk huruf kecil, dapat ditulis di belakang klasifikasi spektrum bintang untuk menunjukkan fitur khusus spektrum bintang tersebut. Misalnya, huruf ""e"" dapat menunjukkan adanya garis emisi; ""m"" menunjukkan tingkat logam (metal) yang luar biasa tinggi, dan ""var"" dapat berarti jenis spektrum yang bervariasi.
Bintang katai putih memiliki klasifikasi tersendiri yang dimulai dengan huruf "D". Penggolongan ini dibagi lagi ke dalam kelas-kelas "DA", "DB", "DC", "DO", "DZ", dan "DQ", tergantung jenis garis spektrumnya yang menonjol. Lalu di belakangnya diikuti dengan nilai angka yang menunjukkan indeks suhunya.
Selain berdiri sendiri, bintang bisa juga berada dalam sistem multibintang. Sistem multibintang dapat terdiri dari dua atau lebih bintang yang terikat secara gravitasi dan saling mengorbit satu sama lain. Jenis sistem multibintang yang paling sederhana dan sering ditemui adalah bintang biner. Selain itu telah ditemukan juga sistem multibintang yang memiliki tiga atau lebih bintang. Sistem multibintang yang demikian seringkali secara hierarkis
tersusun dari beberapa bintang biner untuk mempertahankan stabilitas orbit bintang-bintangnya. Terdapat juga kelompok yang lebih besar yang disebut gugus bintang. Gugus bintang berkisar dari himpunan bintang yang tidak begitu padat dengan hanya beberapa bintang, hingga gugus bola yang luar biasa besar dengan ratusan ribu bintang.
Telah lama dianggap bahwa sebagian besar bintang berada dalam sistem multibintang yang terikat secara gravitasi. Hal ini khususnya benar untuk bintang-bintang masif kelas O dan B, yang dipercaya 80% populasinya berada dalam sistem multibintang. Namun semakin kecil bintang maka semakin banyak pula populasi jenisnya yang berada dalam sistem bintang tunggal. Hanya 25% katai merah yang diketahui berada
dalam sistem multibintang dan karena 85% dari keseluruhan bintang adalah katai merah, maka mungkin sekali sebagian besar bintang dalam Bima Sakti adalah tunggal sejak terbentuk.
Bintang-bintang tidak menyebar secara merata di alam semesta, tetapi biasanya berkelompok membentuk galaksi bersamaan dengan debu dan gas antarbintang. Sebuah galaksi biasa mengandung ratusan miliar bintang, dan terdapat lebih dari 100 miliar (10) galaksi dalam alam semesta teramati. Berdasarkan sebuah cacah bintang pada tahun 2010 diperkirakan terdapat 300 triyar () bintang dalam alam semesta
teramati. Walau sering dipercaya bahwa bintang hanya terdapat dalam galaksi, telah ditemukan bintang-bintang yang berada di luar galaksi (bintang antargalaksi).
Bintang terdekat dengan bumi selain matahari adalah Proxima Centauri yang berjarak sekitar 4.2 tahun cahaya atau kira-kira 39.9 triliun kilometer. Jika jarak ini ditempuh dengan kecepatan orbit pesawat ulang-alik (8 km/s-hampir 30000 km/jam), maka akan dibutuhkan waktu kira-kira 150000 tahun untuk sampai. Jarak seperti ini adalah jarak antar bintang yang umum dalam piringan
galaksi, termasuk di lingkungan sekitar tata surya. Bintang-bintang dapat sangat berdekatan di pusat galaksi dan dalam gugus bola atau terpisah sangat jauh dalam halo galaksi. Karena jarak antar bintang yang relatif sangat jauh dalam galaksi selain pada daerah pusat galaksi, tabrakan antar bintang diperkirakan jarang terjadi. Pada daerah yang lebih padat seperti inti gugus bola atau pusat
galaksi, tabrakan antar bintang dapat sering terjadi. Tabrakan seperti ini dapat menghasilkan apa yang dikenal dengan bintang pengelana biru ("blue straggler"). Bintang-bintang abnormal ini memiliki suhu permukaan yang lebih tinggi dari bintang-bintang deret utama lainnya dalam sebuah gugus bintang dengan luminositas yang sama. Istilah pengelana merujuk pada lokasinya yang berada di luar garis evolusi normal bintang lain pada diagram Hertzsprung-Russel gugus bintangya.
Struktur, evolusi, dan nasib akhir sebuah bintang sangat dipengaruhi oleh massanya. Selain itu, komposisi kimia juga ikut mengambil peran dalam skala yang lebih kecil.
Bintang terbentuk di dalam awan molekul; yaitu sebuah daerah medium antarbintang yang luas dengan kerapatan yang tinggi (meskipun masih kurang rapat jika dibandingkan dengan sebuah "vacuum chamber" yang ada di Bumi). Awan ini kebanyakan terdiri dari hidrogen dengan sekitar 23-28% helium dan beberapa persen elemen berat. Komposisi elemen dalam awan ini tidak banyak berubah sejak peristiwa nukleosintesis Big Bang pada saat awal alam semesta.
Gravitasi mengambil peranan sangat penting dalam proses pembentukan bintang. Pembentukan bintang dimulai dengan ketidakstabilan gravitasi di dalam awan molekul yang dapat memiliki massa ribuan kali Matahari. Ketidakstabilan ini seringkali dipicu oleh gelombang kejut dari supernova atau tumbukan antara dua galaksi. Sekali sebuah wilayah mencapai kerapatan materi yang cukup memenuhi syarat terjadinya instabilitas Jeans, awan tersebut mulai runtuh di bawah gaya gravitasinya sendiri.
Berdasarkan syarat instabilitas Jeans, bintang tidak terbentuk sendiri-sendiri, melainkan dalam kelompok yang berasal dari suatu keruntuhan di suatu awan molekul yang besar, kemudian terpecah menjadi konglomerasi individual. Hal ini didukung oleh pengamatan dimana banyak bintang berusia sama tergabung dalam gugus atau asosiasi bintang.