Viele Sterne variieren in der Menge an Licht, die sie ausstrahlen. Sterne wie Altair, Alpha Centauri A und B und Procyon A werden Zwergsterne genannt; Sirius A und Vega sind zwar viel heller, aber auch Zwergsterne; ihre höheren Temperaturen führen zu einer höheren Emissionsrate pro Flächeneinheit. Aldebaran A, Arcturus und Capella A sind Beispiele für Riesensterne, Deren Abmessungen sind viel größer als die der Sonne. Beobachtungen mit einem Interferometer (ein Instrument, das den Winkel misst, der durch den Durchmesser eines Sterns an der Position des Beobachters unterteilt wird), kombiniert mit Parallaxenmessungen (die einen Sternabstand ergeben; siehe unten Bestimmen der stellaren Entfernungen), ergeben Größen von 12 und 22 Sonnenradien für Arcturus und Aldebaran A. Betelgeuse und Antares A sind Beispiele für Superriesensterne. Letzterer hat einen Radius, der etwa 300 Mal so hoch ist wie die Sonne, während der variable Stern Betelgeuse zwischen etwa 300 und 600 Sonnenradien oszilliert. Einige der stellaren Klasse der weißen Zwergsterne, die niedrige Leuchtkraft und hohe Dichten haben, gehören auch zu den hellsten Sternen. Sirius B ist ein Paradebeispiel, mit einem Radius von tausendstel dem der Sonne, der mit der Größe der Erde vergleichbar ist. Zu den hellsten Sternen gehören auch Rigel A, ein junger Überriese im Sternbild Orion, und Canopus, ein helles Leuchtfeuer in der südlichen Hemisphäre, das oft für die Navigation von Raumfahrzeugen verwendet wird. Jeder Stern erzeugt einen stellaren Wind von Teilchen, der einen kontinuierlichen Abfluss von Gas in den Weltraum verursacht. Für die meisten Sterne ist die verlorene Masse vernachlässigbar.
Die Sonne verliert jedes Jahr 10 bis 14 M☉[75] oder etwa 0,01% ihrer Gesamtmasse über ihre gesamte Lebensdauer. Allerdings können sehr massive Sterne jedes Jahr 10 bis 7 bis 10 bis 5 M ☉ verlieren, was ihre Entwicklung erheblich beeinflussen kann. [76] Sterne, die mit mehr als 50 M beginnen☉ können mehr als die Hälfte ihrer Gesamtmasse verlieren, während sie sich in der Hauptsequenz befinden. [77] Das Auftreten von Konvektion in der äußeren Hülle eines Hauptreihensterns hängt von der Masse des Sterns ab. Sterne mit der mehrfachen Masse der Sonne haben eine Konvektionszone tief im Inneren und eine Strahlungszone in den äußeren Schichten. Kleinere Sterne wie die Sonne sind genau das Gegenteil, mit der konvektiven Zone in den äußeren Schichten. [165] Rote Zwergsterne mit weniger als 0,4 m☉ sind durchweg konvektiv, was die Ansammlung eines Heliumkerns verhindert. [4] Für die meisten Sterne werden die konvektiven Zonen auch im Laufe der Zeit variieren, da der Stern altert und die Konstitution des Innenraums geändert wird. [163] Die Radialgeschwindigkeit wird durch die Dopplerverschiebung der Spektrallinien des Sterns gemessen und in Einheiten von km/s angegeben. Die richtige Bewegung eines Sterns, seine Parallaxe, wird durch präzise astrometrische Messungen in Einheiten von Millibogensekunden (mas) pro Jahr bestimmt. Mit Kenntnis der Parallaxe des Sterns und seiner Entfernung kann die richtige Bewegungsgeschwindigkeit berechnet werden.
Zusammen mit der Radialgeschwindigkeit kann die Gesamtgeschwindigkeit berechnet werden. Sterne mit hohen Raten der richtigen Bewegung sind wahrscheinlich relativ nah an der Sonne, so dass sie gute Kandidaten für Parallaxe-Messungen. [115] Sterne reichen von Neutronensternen, die zwischen 20 und 40 km durchmesser n.A. schwanken, bis hin zu Überriesen wie Betelgeuse im Sternbild Orion, das einen Durchmesser von etwa 1.000 Mal so groß wie die unserer Sonne hat. [111] [112] Betelgeuse hat jedoch eine viel geringere Dichte als die Sonne.[113] Sterne werden durch die Kernfusion von Wasserstoff angeheizt, um Helium tief in ihren Innenräumen zu bilden. Der Abfluss von Energie aus den zentralen Regionen des Sterns sorgt für den notwendigen Druck, um den Stern nicht unter seinem eigenen Gewicht zusammenzubrechen, und die Energie, mit der er glänzt.