Typowe odległości między gwiazdami w tym odległości od Słońca do najbliższych nam gwiazd są niewyobrażalnie wielkie, na przykład odległość do najbliższej poza Słońcem gwiazdy wynosi około 40 bilionów km. W związku z tym w astronomii używa się do określania międzygwiezdnych odległości specjalnych jednostek: lat świetlnych oraz parseków i jednostek pochodnych: kiloparseków i megaparseków. Rok świetlny jest to odległość przebywana przez światło w ciągu jednego roku. Są to tak ogromne liczby, że aby dobrze je sobie uzmysłowić, to należy pamiętać, iż światło przebywa drogę równą obwodowi Ziemi w czasie 1/7 sekundy, odległość do Księżyca w czasie 1,3 sekundy, a do Słońca 8 minut (równa jest ona 1 jednostce astronomicznej – 1 j.a). Na dotarcie do Jowisza światło potrzebuje około trzech kwadransów, natomiast do Plutona około pięciu godzin. To uzmysławia jak wielkie są odległości pomiędzy gwiazdami, a jednocześnie, iż Wszechświat jest prawie pusty: bo rozmiary gwiazd są niezwykle małe w porównaniu z odległościami między nimi (dziesiątki milionów razy mniejsze). Gwiazdy należące do naszego układu gwiazdowego znajdują się w odległościach od około jednego parseka do kilkunastu kiloparseków. Rozmiary gwiazd są bardzo silnie zróżnicowane. Promień Słońca, (które jest typową gwiazdą) wynosi 696000 km i jest 109 razy większy od promienia Ziemi. Średnia gęstość Słońca wynosi 1,41 g cm-3. Największe rozmiary mają gwiazdy zwane czerwonymi nadolbrzymami. Należą do nich takie znane gwiazdy jak Betelgeza i Antares. Ich średnice są kilkaset razy większe od średnicy Słońca. Największy oszacowany promień ma gwiazda Cep. Jest on około 3000 razy większy niż promień Słońca. Gdyby gwiazdę tę umieścić w centrum naszego układu planetarnego, jej powierzchnia sięgnęłaby okolicy orbity Urana. Drugi, co do wielkości jest nadolbrzym VV Cep B, o promieniu równym około 1900 promieni Słońca i masie około 20 razy większej od masy Słońca. Znane są jednak gwiazdy jeszcze mniejsze i jeszcze gęstsze, są to gwiazdy neutronowe. Ich promienie wynoszą zaledwie około 10 km, a masy około półtorej masy Słońca. Jest to gęstość materii jądrowej. Tak wysoka gęstość jest możliwa dzięki temu, że materia w gwieździe neutronowej składa się głównie ze swobodnych neutronów, które niemal stykają się ze sobą. W tak skrajnych warunkach nie mogą istnieć ani jądra atomowe, a tym bardziej atomy. Obserwacje spektroskopowe pokazują, że dla ogromnej większości gwiazd skład chemiczny materii ich powierzchniowych warstw jest dość podobny. Wszystkie one zbudowane są z wodoru w około 70% i helu w okołu 25% oraz niewielkiej domieszki cięższych pierwiastków, głównie węgla, tlenu i azotu stanowiących ich od 0,01 do 4%. Biorąc za podstawę zróżnicowanie obfitości ciężkich pierwiastków, gwiazdy zalicza się bądź do tak zwanej I populacji (około 2-4% pierwiastków ciężkich) bądź do II populacji (około 0,01-1%). Poza odmiennym składem chemicznym gwiazdy obu populacji różnią się wiekiem oraz rozmieszczeniem w Galaktyce. Teoretycznie zdefiniowane zostały również gwiazdy III populacji (zbudowane wyłącznie z wodoru i helu), ale gwiazd takich nie udało się dotąd zaobserwować. Do III populacji należało pierwsze pokolenie gwiazd, które powstały w okresie, gdy materia Wszechświata zawierała wyłącznie wodór i hel. Niektóre gwiazdy wykazują wyraźne anomalie składu chemicznego. Część na przykład nie zawiera wogóle wodoru. Inne z kolei są silnie wzbogacone w tak zwane pierwiastki ziem rzadkich.