恒星分子是在恒星中存在或形成的分子。 当温度低到足以形成分子时，就会发生这种形成——通常在 6000 K 左右或更低。 否则，恒星物质仅限于气体形式的原子（化学元素）或 - 在非常高的温度下 - 等离子体。

物质由原子组成（由质子和其他亚原子粒子组成）。 当环境合适时，原子可以结合在一起形成分子，从而产生材料科学中研究的大多数材料。 但是某些环境，例如高温，不允许原子形成分子。 恒星的温度非常高，主要是在它们的内部，因此恒星中形成的分子很少。 出于这个原因，一个典型的化学家（研究原子和分子）不会对恒星进行太多研究，因此天体物理学家或天体化学家可以更好地解释恒星。 然而，恒星中分子丰度低并不等于根本没有分子。

到 18 世纪中叶，科学家推测太阳光的来源是白炽而不是燃烧。

尽管太阳是一颗恒星，但其光球层的温度足够低，只有 6,000 K（5,730 °C；10,340 °F），因此可以形成分子。 在太阳上发现了水，并且有证据表明白矮星大气层中存在 H2。

较冷的恒星包括分子特征的吸收带光谱。 在太阳上较冷的区域太阳黑子中发现了类似的吸收带。 在太阳中发现的分子包括 MgH、CaH、FeH、CrH、NaH、OH、SiH、VO 和 TiO。 其他包括 CN CH、MgF、NH、C2、SrF、一氧化锆、YO、ScO、BH。

大多数类型的恒星都可以包含分子，甚至 A 类恒星的 Ap 类也是如此。 只有最热的 O、B 和 A 类恒星没有可检测到的分子。 富含碳的白矮星，即使非常热，也有 C2 和 CH 的谱线。

可能在恒星中发现的简单分子的测量在实验室中进行，以确定光谱线的波长。 此外，测量解离能和振荡器强度（分子与电磁辐射相互作用的强度）也很重要。 将这些测量值代入公式，可以计算出不同压力和温度条件下的光谱。 然而，人造条件通常与恒星中的不同，因为很难达到温度，而且不太可能像在恒星中发现的那样达到局部热平衡。 振荡器强度的准确性和解离能的实际测量值通常只是近似值。

恒星大气的数值模型将计算不同深度的压力和温度，并可以预测不同元素浓度的光谱。

恒星中的分子可以用来确定恒星的某些特征。 如果观察到分子光谱中的线，则可以确定同位素组成。 不同同位素的不同质量导致振动和旋转频率显着不同。 其次可以确定温度，因为温度会改变处于不同振动和旋转状态的分子数量。 有些分子对元素的比例很敏感，因此可以指示恒星的元素组成。 不同的分子是不同种类恒星的特征，并被用来对它们进行分类。 因为可以有许多不同强度的谱线，所以可以确定恒星不同深度的情况。 这些条件包括朝向或远离观察者的温度和速度。

分子光谱比原子光谱线有优势，因为原子线通常非常强，因此只能来自大气层的高层。 由于同位素或其他谱线的重叠，原子谱线的轮廓也会失真。 分子光谱比原子谱线对温度敏感得多。