L'étoile est une gigantesque boule de gaz suffisamment dense et chaude pour qu’en son sein s’y amorcent et s’entretiennent des réactions de fusion thermonucléaire. Celles-ci se manifestent, à un observateur extérieur, par une émission de neutrinos (seuls les neutrinos solaires sont détectés) et un rayonnement électromagnétique, dont la majeure partie est émise au niveau de la photosphère sous forme de lumière.
La cohésion d’une étoile est due à l’équilibre s’établissant entre les forces attractives de gravitation, intrinsèques au gaz la constituant, et les forces répulsives de pression interne. Ces forces de pression résultent d’une part, de la pression gazeuse et, d’autre part, de la pression radiative (ou pression de radiation) engendrée par le flux de photons libéré au cours des réactions nucléaires. Pour un corps noir, la pression radiative P ne dépend que de la température T du milieu selon la relation P = 4/3 σ/c T4, où σ est la constante de Stefan et c la vitesse de la lumière. Ainsi une étoile est un objet autogravitant dont l’équilibre et l’évolution dépendent de la nature de la source d’énergie mise en jeu. Le Soleil, âgé de 4,5 milliards d’années, a pour principale source d’énergie la fusion nucléaire de l’hydrogène en hélium.
L’étoile la plus proche du Système solaire est Proxima Centauri, un des membres du système d’étoiles multiples, Alpha du Centaure, formé de trois étoiles. Il se situe à environ 40 000 milliards de kilomètres de la Terre. Rapportée à la vitesse de la lumière, référence couramment utilisée par les astronomes pour exprimer les distances dans l’Univers, la distance à la Terre d’Alpha du Centaure est de 4,29 années-lumière : sa lumière, qui se propage à environ 300 000 km/s, met plus de quatre ans et trois mois à parvenir à la Terre.