YILDIZ kendiliğinden ışık saçan ve gökte ışıklı bir nokta gibi görünen gökcismi. Hiç kımıldamayan özdeş parlak ya da pırıltılı noktalar gibi görünmelerine karşın yıldızlar, gerek kütleleri (büyüklükleri), gerek yapı ve parlaklıkları bakımından birbirinden çok farklıdırlar. Güneş sistemindeki gezegenler de birer yıldız gibi görünürler, ancak bunlar yüzeylerine düşen güneş ışınlarını yansıttıkları için ışıklıdırlar, kendiliklerinden ışık saçamazlar. Buna karşılık yıldızların tıpkı birer güneş olduğu ve termonükleer tepkimeler sonucu ışık saçtıkları 20. yüzyılda anlaşılmıştır.
Yıldızların sürekli ışıma yoluyla enerji saçmaları bir evrimin sonucudur. Astronomların görüşüne göre bir yıldız, yıldızlararası uzaydaki madde bulutlarının yoğunlaşması sonucunda doğmaktadır. Bu yıldız taslağı önce ışımaya başlar, çünkü yoğunlaşma sıcaklığını yükseltir, sonra ani bir çökme ve büzülme sonucunda bir yıldız doğmuş olur. O zaman yıldızın içindeki 1 milyon derece dolayındaki sıcaklık termonükleer tepkimelerin doğması için yeterlidir: bu sıcaklıkta dört hidrojen çekirdeği birleşip bir helyum çekirdeği oluşturur ve bir miktar da enerji bu sırada serbest kalır.
Hidrojen bir yıldızın başlıca ana maddesi olduğundan bu tepkime evresi çok uzun süre devam eder. Onun için bu evredeki yıldızların sayısı sayılamayacak kadar çoktur. Bir yıldız kütlece ne kadar büyükse hidrojende o kadar çabuk tükenecek demektir. Bununla birlikte bir yıldızın ömrü yine 10 milyon yılla 10 milyar yıl arasında hesaplanmaktadır. Buna karşılık hidrojeni yakacak kadar sıcaklık hesaplanmaktadır.
Buna karşılık hidrojeni yakacak kadar sıcaklık olmadığından hidrojen yanışı yoktur; bu gibi yıldızlara cüce ak yıldızlar denir. Bir yıldızın orta bölümündeki hidrojen yanıp tükendiği zaman çekirdek büzülür ve böylece dış bölümlerdeki hidrojenin yanması başlar ve yıldızın kabuğu genişler: Bu evreye dev kızıl yıldız evresi denir. Güneş 5 milyar yıl sonra bu evreye varacaktır. O zaman çapı bugünkünün yüz katına çıkacak ve Dünya’da sıcaklık 2.000 dereceyi aşacaktır.
Yıldızların ölümü de kütleleriyle ilgilidir, ancak bu süreç henüz yeterince bilinmemektedir. Kat kat helyumun yanmasından sonra merkezde yeni nükleer tepkimeler doğar; nötron yıldızı ya da bir ak yıldız ortaya çıkar. Bunlardan herhangi birinin belirmesi yıldızın kütlesine bağlıdır. Bu kuramsal evrim modelleri, çeşitli yıldızlar üzerinde yapılan ışınsal, kimyasal, radyo teleskopik gözlemlerin sonucunda ortaya atıldığından birer varsayımdır. Bununla birlikte bir yıldızın çapı interferometrik kızılötesi teknikleriyle, eskisine göre daha kolay ölçülebilmektedir.