300px|duimnael|’n Stervormende gebied in die Groot Magellaanse Wolk.Bron: Nasa/ESA 300px|duimnael|’n Foto van die Son, ’n G-tipe hoofreeksster. (Die kleure is nie eg nie.)
’n Ster is ’n swaar, helder bol plasma wat deur swaartekrag byeengehou word. Die naaste ster aan die Aarde is die Son, wat die bron is van die grootste deel van die energie op die planeet. Talle ander sterre is snags van die Aarde af sigbaar as hulle nie deur atmosferiese verskynsels verberg word nie. Hulle lyk soos ’n magdom klein ligpunte weens hul geweldige afstand. Die meeste duidelik waarneembare sterre is histories gegroepeer in sterrebeelde en asterismes, en die helderste sterre het alledaagse name gekry. Sterrekundiges het oor die eeue heen verskeie katalogusse saamgestel wat gestandaardiseerde name aan die sterre gee.
Vir die grootste deel van sy bestaan skyn ’n ster vanweë die kernfusie van waterstof tot helium in sy kern – dit laat energie vry wat deur die binnekant van die ster beweeg en daarna na die buitenste ruim uitgestraal word. Wanneer ’n ster se waterstof byna op is en hy groot genoeg is, word natuurlike elemente swaarder as helium gevorm, óf deur ster-nukleosintese tydens sy bestaan óf deur supernova-nukleosintese wanneer ’n baie swaar ster ontplof. Sterrekundiges kan die massa, ouderdom, metaalinhoud (chemiese samestelling) en baie ander eienskappe van ’n ster vasstel deur sy beweging deur die ruimte, ligsterkte en spektrum onderskeidelik. Die totale massa van ’n ster bepaal sy evolusie en wat aan die einde van sy leeftyd daarmee gebeur. Ander eienskappe van ’n ster word bepaal deur sy evolusiegeskiedenis, soos sy deursnee, rotasie, beweging en temperatuur. Met ’n grafiek van die temperatuur van sterre teenoor hul ligsterkte, bekend as ’n Hertzsprung-Russell-diagram (HR-diagram), kan die ouderdom en evolusiefase van ’n ster bepaal word.
Sterre word gevorm uit wolke van hoofsaaklik waterstof, met ook helium en klein hoeveelhede swaarder elemente. Wanneer die ster se kern dig genoeg geword het, word waterstof in helium omgesit deur kernfusie, en energie word in die proses vrygestel. Die res van die ster se binnekant gelei energie weg van die kern deur ’n kombinasie van stralings- en konveksieprosesse. Die ster se interne druk voorkom dat dit onder sy eie swaartekrag instort. Wanneer al die waterstof by die kern opgebruik is, sit ’n ster met ’n gemiddelde massa soos die Son uit en word ’n rooireus. In swaarder sterre vind die samesmelting van swaarder elemente plaas by die kern of in lae om die kern. Die ster ontwikkel dan tot ’n gedegenereerde vorm en laat ’n deel van sy materie in die interstellêre omgewing vry, waar dit ’n nuwe generasie sterre sal vorm met ’n groter verhouding van swaar elemente. Intussen word die kern ’n steroorblyfsel: ’n witdwerg, neutronster of, as sy massa groot genoeg is, ’n swartkolk.
Dubbel- en veelvoudige sterstelsels bestaan uit twee of meer sterre wat verbind word deur hul swaartekrag en gewoonlik in ’n stabiele baan om mekaar wentel. Wanneer twee sulke sterre baie na aan mekaar lê, kan hul swaartekrag-interaksie ’n groot invloed op hul evolusie hê. Sterre kan deel vorm van ’n baie groter swaartekraggebonde struktuur, soos ’n sterreswerm of sterrestelsel.
Waarneming deur die eeue duimnael|220px|links|Mense het in die antieke tyd patrone in die sterre gesien en so het die verskillende sterrebeelde ontstaan. Hier is ’n uitbeelding van die Leeu deur Johannes Hevelius. 220px|duimnael|links|Die sterrebeeld Leeu soos dit met die blote oog gesien kan word. Die lyne is bygevoeg. Sterre was nog altyd baie belangrik vir beskawings oor die hele wêreld. Hulle is gebruik vir godsdienspraktyke, navigasie en oriëntasie. Baie antieke sterrekundiges het geglo die sterre lê in vasgestelde posisies aan die hemelsfeer. Hulle het groepe sterre in sterrebeelde gegroepeer en hulle gebruik om die beweging van die planete en die Son te volg. Die beweging van die Son teen die agtergrondsterre (en die horison) is gebruik om kalenders te skep wat vir landboudoeleindes gebruik kon word. Die Gregoriaanse kalender, wat vandag feitlik oral ter wêreld gebruik word, is ’n sonkalender gebaseer op die hoek van die Aarde se rotasie-as met betrekking tot die Son.
Die oudste akkurate sterkaart is in 1534 v.C. in die Antieke Egiptiese sterrekunde geskep. Die vroegste bekende katalogusse is in die laat 2de millennium v.C. deur die Antieke Babiloniese sterrekundiges van Mesopotamië saamgestel.
Die eerste sterkatalogus in die Griekse sterrekunde is in 300 v.C. deur Aristillus saamgestel met die hulp van Timocharis. Die sterkatalogus van Hipparchos (2de eeu v.C.) het 1 020 sterre bevat en is gebruik om Ptolemeus se sterkatalogus saam te stel. Hipparchos is ook bekend vir die ontdekking van die eerste aangetekende "nova" (nuwe ster). Baie van die sterre en sterrebeelde se name wat vandag gebruik word, kom uit die Griekse sterrekunde.
Ondanks die skynbare onveranderlikheid van die lugruim was die Chinese bewus van die feit dat nuwe sterre gevorm kan word. In 185 n.C. was hulle die eerste sterrekundiges wat ’n supernova gesien en aangeteken het. Dit is nou bekend as die SN 185. Die helderste gebeurtenis in die ruimte sover bekend was die supernova SN 1006, wat in 1006 gesien is en deur die Egiptiese sterrekundige Ali ibn Ridwan en verskeie Chinese sterrekundiges beskryf is. Die supernova SN 1054, waaruit die Krap-newel ontstaan het, is ook deur Chinese en Islamitiese sterrekundiges waargeneem.
Middeleeuse Islamitiese sterrekundiges het Arabiese name aan baie sterre gegee wat vandag nog gebruik word, en hulle het verskeie instrumente ontwerp waarmee die posisie van die sterre vasgestel kon word. Hulle het ook verskeie sterkatalogusse opgestel, soos die Boek van die Sterre (964) deur die Persiese sterrekundige Abd al-Rahman al-Soefi, wat verskeie sterre, sterreswerms en sterrestelsels (onder meer die Andromeda-sterrestelsel) waargeneem het. Volgens A. Zahoor het die Persiese geleerde Abu Rayhan Biruni die Melkweg beskryf as talle fragmente wat die eienskappe van newelagtige sterre het. Hy het ook die breedtegraad van verskeie sterre tydens ’n maansverduistering in 1019 bepaal.
Vroeë Europese sterrekundiges soos Tycho Brahe het nuwe sterre (later novas genoem) geïdentifiseer en afgelei dat die lugruim nie onveranderlik is nie. In 1584 het Giordano Bruno sommige vroeëre sterrekundiges se mening gedeel dat die sterre soos die Son is en dat van hulle eksoplanete, waarskynlik soortgelyk aan die Aarde, kan hê wat om hulle wentel. Teen die volgende eeu het sterrekundiges konsensus bereik dat die sterre nes die Son is. Om te verduidelik hoekom die sterre nie ’n swaartekraginvloed op die Sonnestelsel uitoefen nie, het Isaac Newton voorgestel dat die sterre eweredig na alle kante toe versprei is.
Edmond Halley het die eerste meting van die eiebeweging van twee nabygeleë sterre gepubliseer en gewys dat hulle van posisie verander het sedert die tyd van die Antieke Griekse sterrekundiges Ptolemeus en Hipparchos.
William Herschel was die eerste sterrekundige wat probeer het om die verspreiding van sterre te bepaal. In die 1780's het hy die sterre in ’n reeks metings in 600 verskillende rigtings getel en afgelei dat die getal sterre toeneem in ’n spesifieke rigting, dié van die Melkweg se kern. Sy seun John Herschel het sy studie in die Suidelike Halfrond herhaal en ’n soortgelyke toename in dieselfde rigting ontdek. William Herschel het ook onder meer vasgestel dat sommige sterre nie net lyk of hulle naby mekaar lê nie, maar dat hulle fisieke metgeselle is wat dubbelsterstelsels vorm.
Die weg na sterspektroskopie is gebaan deur Joseph von Fraunhofer en Angelo Secchi. Deur die spektrum van sterre soos Sirius met dié van die Son te vergelyk, het hulle verskille ontdek in die sterkte en hoeveelheid absorpsielyne – die donker lyne in ’n sterspektrum vanweë die absorpsie van spesifieke frekwensies deur die atmosfeer. In 1865 het Secchi begin om sterre volgens spektraalklasse te klassifiseer. Die moderne manier van sterreklassifikasie is egter in die 1900's deur Annie Cannon gevestig.
Die eerste direkte meting van ’n ster se afstand (dié van 61 Cygni op 11,4 ligjare) is in 1838 deur Friedrich Bessel gedoen deur middel van die parallaks-tegniek. In die 19de eeu het die bestudering van dubbelsterre toegeneem. In 1834 het Bessel veranderinge in die eiebeweging van die ster Sirius opgemerk en voorgestel dit het ’n versteekte metgesel. Edward Pickering het in 1899 die eerste spektroskopiese dubbelster ontdek toe hy die periodieke splitsing van die ster Mizar se spektraallyne oor ’n periode van 104 dae waarneem. Gedetailleerde waarnemings van baie dubbelsterre is gedoen deur sterrekundiges soos William Struve en S.W. Burnham, en so kon die massa van sterre vasgestel word uit die berekenings van hul wentelbane. ’n Oplossing vir die probleem om ’n wentelbaan van dubbelsterre af te lei van teleskopiese waarnemings, is in 1827 deur Felix Savary gevind.
In die 20ste eeu het die wetenskaplike bestudering van sterre met rasse skrede vooruitgegaan. Foto's het waardevolle sterrekundige instrumente geword. Karl Schwarzschild het ontdek dat die kleur van ’n ster, en dus sy temperatuur, vasgestel kan word deur die skynbare magnitude te vergelyk met die fotografiese magnitude. In 1921 het Albert Michelson vir die eerste keer die deursnee van ’n ster gemeet met ’n interferometer.
Belangrike werk oor die fisiese struktuur van sterre is in die eerste dekades van die 20ste eeu gedoen. In 1913 is die Hertzsprung-Russell-diagram ontwikkel. Suksesvolle modelle is ontwikkel om die binnekant van sterre en ster-evolusie te verduidelik. Cecilia Payne-Gaposchkin het in 1925 in haar Ph.D.-tesis eerste voorgestel dat sterre hoofsaaklik uit waterstof en helium bestaan. Die spektrum van sterre is beter verstaan danksy ontwikkelings in kwantumfisika. Daardeur kon die chemiese samestelling van die steratmosfeer bepaal word.
Met die uitsondering van supernovas, is individuele sterre hoofsaaklik in die Plaaslike Groep sterrestelsels bestudeer,e. g. veral in die sigbare deel van die Melkweg (soos gesien kan word in die gedetailleerde sterkatalogusse wat beskikbaar is vir ons sterrestelsel). Sommige sterre in die sterrestelsel M100 van die Virgo-sterrestelselswerm, sowat 100 miljoen ligjare van die Aarde af, is egter ook bestudeer. In die Lokale Superswerm is dit moontlik om sterreswerms te sien, en huidige teleskope kan in beginsel dowwe individuele sterre in die Lokale Groep sien, maar buite die Lokale Superswerm is nog geen individuele sterre waargeneem nie.
Naamgewing duimnael|150px|John Flamsteed Die konsep van sterrebeelde het al in die Babiloniese tyd bestaan. Antieke sterrekykers het patrone in die sterre gesien en hulle het dié patrone verbind met sekere aspekte van die natuur en hul mites. Twaalf van dié patrone of sterrebeelde lê al langs die sonnebaan (of diereriem) en hulle het die tekens van sterrevoorspelling geword. Baie van die helder individuele sterre het ook name gekry, veral Arabiese en Latynse name.
Die Antieke Grieke het sommige "sterre", nou bekend as planete (van die Griekse woord πλανήτης, wat "wandelaar" beteken), verbind met belangrike gode. Die planete Mercurius, Venus, Mars, Jupiter en Saturnus het so hul name gekry. (Uranus en Neptunus het ook gode se name, maar hulle was nie in die antieke tyd bekend nie omdat hulle so dof is en hulle het hul name later gekry.)