Les étoiles, comme notre soleil, sont des boules de gaz composées pour la plupart d'hydrogène, l'élément (atome) le plus simple qui existe. Les régions centrales de l'étoile deviennent chaudes et la fusion peut se produire où quatre atomes d'hydrogène se combinent pour devenir un atome d'hélium. L'énergie libérée pendant ce processus est ce qui fait briller les étoiles.
Certaines étoiles sont bien plus massives que notre Soleil - leur masse peut atteindre 200 fois la masse de notre Soleil et avoir un rayon 1000 fois supérieur ! Elles peuvent être aussi brillantes qu'un million de soleils et ont une température de surface de 150 000 degrés ! Ces étoiles peuvent être détectées en rayons X de basse énergie. Les autres étoiles sont beaucoup plus petites et n'ont qu'un dixième de la masse du Soleil, et un rayon 25 fois plus petit ! Ces étoiles sont beaucoup plus froides, avec une température de surface de seulement 2000 degrés. Ces étoiles froides peuvent avoir des champs magnétiques puissants qui peuvent chauffer le gaz à des températures élevées. Ce gaz rayonne alors dans le domaine des rayons X. Nous observons beaucoup de ces étoiles froides avec XMM-Newton. Nous observons aussi les étoiles lorsqu'elles se forment à partir de nuages de gaz. Ces derniers sont canalisés en un disque d'accrétion qui peut devenir très chaud dans ses régions centrales et émettre en rayons X.