Een ster is een bolvormig hemellichaam, bestaande uit lichtgevend plasma. Bij de meeste sterren is de druk en temperatuur van de inwendige gasconcentratie zo hoog dat er kernfusiereacties plaatsvinden. Daarbij worden enorme hoeveelheden energie geproduceerd die door de ster worden uitgezonden in verschillende golflengten. De belangrijkste golflengte is waarschijnlijk de spectrale band van het zichtbare licht. Ook de eindstadia van sterren, de witte dwergen en neutronensterren, waarin de kernfusie tot een einde is gekomen, worden tot de sterren gerekend.
De dichtstbijzijnde ster is voor ons de zon. Daarna volgt de ster Proxima Centauri op 4,22 lichtjaar.
De helderste ster aan de hemel is Sirius (-1,46) op een afstand van 8,7 lichtjaar.
Een ster bouwt in zijn binnenste een zo hoge temperatuur en druk op dat daar kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte zwaartekracht.
Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor sterren waterstof omzetten in helium: de koolstof-stikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton cyclus in koelere en lichtere sterren. Daar fuseren een proton en een neutron tot een deuteriumkern. Komt daar nog een neutron bij, dan spreken we van een tritiumkern. Ten slotte spreken we van een heliumkern als er nog een proton is bijgekomen.
In de zon vinden waterstoffusies plaats. Hierbij fuseren een tritiumkern en een deuteriumkern tot een helium kern en een "snelle" neutron.