Ulduz özündə gedən istilik-nüvə reaksiyaları hesabına daxili şüalanma mənbələri olan göy cisimi. Adi gözlə 6 minədək, teleskopla milyonlarla ulduzlar müşahidə olunur. Göydə ulduzlar bürclərdə qruplaşır. Ulduzların parlaqlıq vahidi ulduz ölçüsüdür. 1835-39 illərdə yaxın ulduzlara qədər məsafə təyin edildi. 1945 ildən ulduzların radioşüalanma, sonra kosmik aparatlardakı cihazlar vasitəsilə infraqırmızı, ultrabənövşəyi, rentgen və qamma şüalanmaları diapazonlarında müşahidəsinin çox mühüm rolu oldu. Güclü radio, bəzən optik və rentgen şüalanma verən ulduzlar pulsarlar adlanır.
Yerin Günəş ətrafına hərəkəti nəticəsində ulduzlar göy sferasında il ərzində yerini dəyişir (buna illik parallaks deyilir). Ulduzlara qədərki məsafə (parseklə) parallaksın tərs qiymətinə (bucaq saniyələri ilə) bərabərdir. Lakin 0,01 saniyədən kiçik bucaqları ölçmək mümkün olmadığından bu üsul 50 parsekədək məsafə üçün doğrudur. Əksər ulduzlar çox uzaqdır. Ulduzların həqiqi parlaqlığı onların bir sıra fiziki xarakteristikalarından asılıdır. Bu parlaqlıqları tutuşdurmaqla ulduzlara qədərki məsafə tapılır (buna spektral parallaks üsulu deyilir). Məsafənin təyini üçün digər üsullar da var.
Ulduzların daxilinə getdikcə temperatur artır və mərkəzində bir neçə milyonlar dərəcəyə çatır. Bu şəraitdə istilik nüvə sintez reaksiyaları gedir. Ulduzların əksəriyyətində hidrogen atomlarının nüvələri bir neçə ardıcıl reaksiya nəticəsində helium atomu nüvəsinə çevrilir. İsti ulduzlarda hidrogen 10-100 mln. ildə heliuma çevrilir, ulduzların mərkəzində hidrogen tükəndikdən sonra onlar genişlənir və qırmızı nəhəngə çevrilir. Lakin bu mərhələ də uzun çəkmir. Ulduzların xarici qatları spektral üsullarla bilavasitə müşahidə edilir. Ulduzların spektrləri kəsilməz şüalanma fonunda, əsasən, udulma xətlərindən ibarətdir.
Bəzi ulduzların spektrində şüalanma xətləri var. Kəsilməz şüalanmanın yarandığı qat fotosfer, udulma xətlərinin yarandığı üst qat isə atmosfer adlanır. Əksər ulduzlarda fotosferin qalınlığı 300 km tərtibində olur. Ulduzların fotosferində sıxlıq və temperatur kəsilməz spektrdə enerjinin paylanması və spektral xətlərin intensivliyinə əsasən öyrənilir (ulduzların spektral təsnifi). Ulduzların parametrləri (kütlə, radius və işıqlığ) adətən Günəş vahidlərində verilir. İfrat nəhənglərin radiusu Günəşinkindən 100 dəfələrlə böyükdür, neytron ulduzların radiusu isə bir neçə kilometrdir. Ulduzlar arasında işıqlığı Günəşinkindən yüz min dəfə çox və o qədər dəfə az olanı var. Kütlə artıqca ulduz daxilində temperatur artır.
Volf-Raye tipli ulduzların temperaturu çox yüksəkdir, bəzən 100 000 K). Kütlə çox böyük olduqda qaz və şüalanma təzyiqi cazibə qüvvəsinə üstün gəlir və ulduz dayanıqsız olur. Çox kiçik olduqda daxili temperatur aşağı olur və ulduz işıq saçmır, planet kimi soyuq cismə çevrilir. Yalnız qoşa ulduzların kütləsi bilavasitə təyin edilir. Dəyişən ulduzların parlaqlığı müəyyən dövr ilə (bir neçə saatdan bir ilədək) artıb azalır. Bunların bəziləri soyuq nəhənglərdir. Qeyri-stasionar ulduzların parlaqlığı vaxtaşırı kəskin artır, qısa müddətdə böyük miqdarda enerji ayrılır. Yeni və ifrat yeni ulduzlarda bu hadisə xüsusilə güclüdür. T Buğa və UV Balina tipli qeyri-stasionar ulduzlar soyuq cırtdan ulduzlardır. Əksər ulduzların maqnit sahəsi zəifdir. Maqnit ulduzlar adlanan dəyişən ulduzlarda sahənin intensivliyi 10 minlərlə qauss, bəzi elementlərin miqdarı adi ulduzlardakına nisbətən bir neçə dəfə çox və ya az olur.
Milli.Az