CALM/arwiki huggingface dataset:
النجوم من نوع "B" ساطعة إلى أبعد الحدود وزرقاء اللون وخطوط الهيدروجين فيها معتدلة. ونجوم النوعين "B" و"O" تمتاز بأنها قوية جدا في مختلف خصائصها وأنها تحيى لمدة قصيرة جدا، ولذلك فالنجوم من هذين النوعين لا تكون بعيدة جدا عن مكان ولادتها. وغالبا ما تكون هذه النجوم في تجمعات تعرف بـ"بعناقيد OB" والتي تترافق مع سحب جزيئية عملاقة. ومن أمثلتها "عنقود الجبار OB1" النجمي الذي يغطي جزءا كبيراً نسبياً من إحدى الأذرع الحلزونية لمجرتنا - درب التبانة - ويحتوي على العديد من نجوم كوكبة الجبار اللامعة. 1 من كل 800 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى نوع "B" مثل:.
نوع A.
أغلب النجوم من النوع "A" تُرى بالعين المجردة ولونها بين الأبيض والأبيض المزرق، ولديها خطوط هيدروجين قوية وأقواها في نوع "A0"، 1 من كل 160 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:.
نوع F.
لونها أبيض وتملك خطوط هيدروجين ضعيفة، 1 من كل 33 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:
نوع G.
تنتمي شمسنا إلى هذا النوع ، حيث 1 من كل 13 نجم من نجوم النسق الأساسي طبقا رسم هرتزبرونغ-راسل التي تنتمي الشمس لها ، ينتمي فئة الطيف"G". أكثر خطوط الطيف الملحوظة هما خطي "H" و"K" للكالسيومII في فئة الطيف G2. ويحوي طيف تلك النجوم خطوط هيدروجين ولكنها أضعف مما تحويه النجوم من نوع F.
وتحتوي أطياف التصنيف G أيضا خطوطا لمعادن متأينة ومعادن متعادلة، كما نجد في الطيف G خطوطا لجزيئات مركبات الكربون والهيدروجين CH.
غالبا ما يتراوح نوع طيف نجوم العمالقة العظام ووالعمالقة العظام الفائقين بين التصنيف نجم-O أو B (أزرق) وK أو M (أحمر). بينما لا تبقى تلك العمالقة طويلا في التصنيف G لمدة طويلة حيث أنها لا تكون مستقرة بسبب كتلتها العظيمة، وتفارق هذا التصنيف خلال تطورها لتصبح عمالقة عظيمة حمراء على سبيل المثال:
نوع K.
النجوم من نوع K برتقالية اللون حيث أنها أبرد من شمسنا. بعض نجوم النوع K هي عمالقة أو عمالقة عظيمة مثل السماك الرامح، وأيضا بعضها أقزام برتقالية مثل رجل القنطور ب. ونجوم النوع K تملك خطوط هيدروجين ضعيفة للغاية، وأكثر المعادن تواجداً فيها هي المنغنيز والحديد والسيليكون. 1 من كل 8 من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة للشمس تنتمي إلى النوع K. وهناك اعتقاد بأن نجوم النوع K تملك احتمالية كبيرة جدا بوجود حياة حولها.
نوع M.
من النجوم المجاورة للشمس أكثر الأنواع انتشارا على الإطلاق هو النوع M. فهي تكون نحو 76% من نجوم النسق الأساسي وشمسنا تنتمي إلى هذا النوع. بالرغم من أن معظم النجوم من نوع M هي أقزام حمراء، إلى أن معظم النجوم العملاقة والعديد من العمالقة العظيمة مثل منكب الجوزاء وقلب العقرب تنتمي إليه. يُظهر طيف نجوم النوع M خطوطاً لجميع المعادن لكن خطوط الهيدروجين لا توجد فيه عادة. يُمكن أن يكون أوكسيد التيتانيوم قوياً في طيف هذا النوع، وعادة يكون قويا في درجة M5 من الطيف على سبيل المثال:
عمالقة عظيمة
أقزام حمراء
توزيع النجوم.
بالإضافة إلى النجوم المعزولة، هناك نظام النجم المتعدد الذي يتكون من اثنين أو أكثر من نجوم محدودة الجاذبية تدور حول بعضها البعض. أكثر الأنظمة النجمية المتعددة شيوعا نظام النجم الثنائي، وتوجد أنظمة من ثلاثة أو أكثر من النجوم. ذلك بسبب تحقيق الاستقرار المداري، وغالبا ما تنظم هذه الأنظمة مثل نظام النجم المتعدد في مجموعات هرمية من النجوم الثنائية المشتركة المدار. أيضا اُكتُشِفَتْ مجموعات أكبر تسمى عناقيد النجوم. هذه مجموعة من الرابطات النجمية لها عدد قليل من نجوم الحرة، وقد تصل إلى مجموعات كروية هائلة من مئات الآلاف من النجوم.
ساد الافتراض الذي يذكر بأن غالبية النجوم التي توجد في محيط الجاذبية نفسه ماهي إلا أنظمة نجوم متعددة لفترة طويلة. وهذا الافتراض صحيح بشكل خاص للنجوم من فئة O وفئة B، حيث أن 80% من هذه النجوم يُعتقد بأنها جزء من أنظمة نجوم متعددة. على اي حال فإن نسبة انظمة النجوم الوحيدة تتزايد بالنسبة للنجوم الصغرى. لذلك 25% من الاقزام الحمر تعرف بان لديها قرين نجمي. وكما ان 85% من كل النجوم هي عبارة عن اقزام حمراء، فإن أغلب النجوم في مدار جرة درب التبانة هي على الارجح وحيدة من الولادة.
لاتنتشر النجوم بشكل منتظم عبر الفضاء ولكنها عادة تتجمع في مجرات بالقرب من الغازات والاتربة النجمية. المجرة المثالية تحتوي على مئات المليارات من النجوم وهنالك أكثر من 100 مليار مجرة في الكون المرئي. التعداد التقديري للنجوم في العام 2010 كان 300 سكستيليون (3 × 1023) في الكون المرئي. بينما كان من المعتقد غالباً ان النجوم فقطا توجد في المجرة، اكتشفت نجوم توجد مابين المجرات.
أقرب نجم إلى الأرض، بصرف النظر عن الشمس، هو بروكسيما سنتوري، والذي يبعد 39.9 تريليون كيلو متر، أو 4.2 سنة ضوئية. السفر في سرعة مدارية للمكوك الفضاء (8 كيلومتر في الثانية تقريبا، 30,000 كيلومترا في الساعة)، ان الامر سيستغرق حوالي 150,000 سنة للوصول إلى هناك. مثل هذه المسافات هي نموذجية داخل أقراص المجرة، بما في ذلك في محيط النظام الشمسي. النجوم يمكن ان تكون أقرب إلى بعضها البعض في مراكز المجرات والعناقيد الكروية أو أبعد من ذلك بكثير وبصرف النظر في هالات المجرة.
بسبب المسافات الشاسعة نسبيًا بين النجوم خارج نواة المجرة، فإن الاصطدامات بين هذه النجوم يُعتقد بأنها كانت نادرة. في المناطق الأكثر كثافة مثل قلب التجمع المغلق أو مركز المجرة يمكن للتصادمات فيها أن تكون أكثر شيوعًا. مثل هذه الاصطدامات يمكن أن تنتج ما يُسمى بالنجوم الزرقاء الشاردة. هذه النجوم الشاذة تمتلك درجة حرارة على سطحها أعلى من درجات الحرارة للنجوم الرئيسية الأخرى مع بقاء نفس اللمعان في عنقود النجوم.
يتم تحديد كل شيء تقريبا عن النجم من قبل كتلته الأولية، بما في ذلك الخصائص الأساسية مثل اللمعان والحجم، وكذلك تطور النجم، وعمره، ومصيره النهائي.
عمر معظم النجوم هو مابين مليار و10 مليارات سنة. بعض النجوم قد يكون حتى على مقربة من 13.8 مليار سنة من عمر الكون المرصود. أقدم نجمة تم اكتشافها هي HE 1523-0901 بما يقدر بـ 14.46 مليار سنة (مع نسبة خطاء 0.8 مليار سنة).
كلما كان النجم أكثر ضخامة، فإنه أقصر في مدة البقاء في المقام الأول لأن النجوم الضخمة لديها مزيد من الضغط على لُّب النجم، مما يسبب لهم حرق الهيدروجين بسرعة أكبر. معظم النجوم الضخمة تستمر ما معدله بضعة ملايين من السنين، في حين نجوم الكتلة الأدنى -الأقزام الحمراء- تحرق وقودها ببطء شديد وتستمر لعشرات ومئات المليارات من السنين.
عند تشكل النجوم في مجرة درب التبانه في الوقت الحاضر فإن قياس كتلتها يتكون من 71% هيدروجين و27% هيليوم, مع وجود نسبة ضئيلة من العناصر الأثقل. عادة مايتم قياس نسبة العناصر الثقيلة من حيث محتوى الحديد في الغلاف الجوي النجمي، وذلك لكون الحديد عنصر شائع كما انه من السهل نسبيا قياس خطوط امتصاصه. لكون السحب الجزيئية -حيث تتشكل النجوم- يتم تزويدها بشكل ثابت بالعناصر الثقيلة المستمدة من انفجارات نجوم المستعر الأعظم لذلك فإن قياس التركيب الكيميائي للنجم يمكن استخدامه لاستنتاج عمره. نسبة العناصر الثقيلة يمكن أيضا ان تشير إلى احتمالية ان النجم لديه نظام كواكب.
إن أقل محتوى من الحديد وُجِد في نجم ما هو في القزم (HE1327-2326) في مقابل 1/200,000th كمية من الحديد الموجودة في الشمس. على النقيض من ذلك، النجم مفرط الغنى بالمعدن رأس الأسد الشمالي لديه قرابة ضعف فيض الحديد الذي في الشمس، في حين النجم حامل الكواكب المسمى 14 هركولز لديه قرابة ثلاثة اضعاف فيض الحديد. مما يوجد في الشمس. وايضا توجد نجوم غريبة كيميائيا والذي تظهر وفرة غير عادية لبعض العناصر في اطيافها، وخاصة الكروميوم وعناصر ارضية نادرة.
يمكن للنجوم ذات الأجواء الخارجية الأكثر برودة بما في ذلك الشمس، أن تشكل جزيئات ثنائية الذرة ومتعددة الذرات.
نظراً للمسافة الشاسعة بينها وبين الأرض، تبدو جميع النجوم للعين البشرية -ماعدا الشمس- كنقاط لامعة ذات وميض في السماء ليلاً، وذلك بسبب تأثير غلاف الأرض الجوي. مع أن الشمس نجمة أيضاً، الا أنها قريبة بما فيه الكفاية من الأرض لتبدو كقرص، ولتوفير ضوء النهار. وفيما عدا الشمس، تعد آر دورادوس أكبر نجمة من حيث الحجم الظاهر، بقطر زاوية يساوي 0.057 ثانية قوسية فقط.
تعد أقراص معظم النجوم أصغر (من حيث قطر الزاوية) من أن تلاحظ بالتيلسكوبات البصرية الأرضية الحالية، ولهذا يتطلب استعمال تيليسكوبات لقياس التداخل لإنتاج صور لهذه الأجسام الفضائية.الاحتجاب هي طريقة أخرى لقياس قطر الزاوية النجمي. يُمكن احصاء قطر زاوية النجم عن طريق قياس الانخفاض في سطوع النجم بدقة حين يحجبه القمر (أو ارتفاع السطوع عندما يعاود النجم ظهوره).
تتراوح النجوم في حجمها من النجوم النيوترونية، والتي يختلف قطرها في أي مكان من 20 إلى 40 كم (25 ميل)، إلى العملاقة الفائقة مثل منكب الجوزاء في كوكبة أوريون، والتي يبلغ قطرها حوالي 650 مرة أكبر من الشمس، أي حوالي 900,000,000 كم (560,000,000 ميل). ومع ذلك، منكب الجوزاء لديها كثافة أقل بكثير من الشمس.
علم الحركة المجردة.
يمكن لحركة نجم ذو صلة بالشمس أن توفر معلومات مفيدة عن أصل وعمر النجم، فضلاً عن بنية وتطور المجرة المحيطة به. تتألف مكونات الحركة من نجم من السرعة الشعاعية باتجاه أو بعيدا عن الشمس، وحركة اجتياز الزاوي وهو ما يسمى الحركة الذاتية.
السرعة الاشعاعية تقاس بتأثير دوبلر للخطوط الطيفية للنجوم، وتعطى بوحدة كم/ث. الحركة المناسبة لنجم تقاس بمقاييس استرومترية دقيقة بوحدات اصغر من دقيقة قوسية بالسنة. بقياس اختلاف نجم، الحركة الذاتية يمكن عندها ان تُحول إلى وحدات سرعة. النجوم ذات معدل عالي من الحركة الذاتية هي على الارجح اقرب نسبيا للشمس، وتجعلهم مرشحين مناسبين للقياسات المختلفة.
عندما يعلم معدلي الحركة، يمكن حساب السرعة الفضائية للنجم نسبة إلى الشمس أو المجرة. بين النجوم القريبة، وجد ان المجتمع الأول من النجوم لديهم سرعات اقل بصفة عامة من نجوم المجتمع الثاني والأكبر. تمتلك الأخيرة مدارات بيضاوية والتي تميل إلى السطح المستوي للمجرة. مقارنة علم الحركة للنجوم القريبة أدى إلى التعرف على العلاقات النجمية. وهذه هي المجموعة من النجوم والتي تشترك في نقطة معينة في السحب الجزيئية العملاقة.
يتم توليد المجال المغناطيسي للنجم ضمن المناطق الداخلية التي يحدث بها انتشار الحمل الحراري. هذه الحركة من وظائف البلازما الموصل مثل المولد، حيث يولد مجالات مغناطيسية تمتد إلى كافة أنحاء النجم. قوة المجال المغناطيسي تختلف بحسب كتلة النجم، وطريقة تكوينه، ومقدار النشاط السطحي المغناطيسي الذي يعتمد هو الآخر على معدل دوران النجم. ينتج هذا النشاط السطحي ما يُعرف بمنطقة البقعة النجمية، وهي مناطق حقول مغناطيسية قوية وأقل من درجات الحرارة السطحية الطبيعية. وحلقات الهالة تتسبب بتقوس المجالات المغناطيسية التي تصل بها إلى الهالة من المناطق النشطة. كما أن الانفجارات الشمسية تعتبر تفجير في الجزئيات ذات الطاقة العالية التي تنبعث بسبب النشاط المغناطيسي ذاته.
عادةً ما تمتلك النجوم الحديثة سريعة الدوران مستويات عالية من النشاط السطحي بسبب مجالها المغناطيسي. يُمكن للمجال المغناطيسي أن يؤثر في الريح النجمية لنجمة، مما يعمل كفرامل لتخفيف معدل الدوران كلما أزداد عمر النجمة. لهذا تمتلك النجوم الأكبر سناً سرعة أقل في الدوران ونسبة نشاط سطحي أقل. يمكن لدرجات النشاط للنجوم التي تدور بسرعة أن تتفاوت بطريقة دورية ويمكن أن تُغلق تماماً لفترة. على سبيل المثال، مرت الشمس بفترة 70 سنة من دون نشاط للبقع الشمسية خلال فترة الحد الأدنى لماوندر.
أحد أكثر النجوم المعروفة ضخامة هو إيتا كارينا، حيث أن كتلته ضعف كتلة الشمس 100-150 مرة كما أنه يعمّر عدة ملايين من السنين فقط. أشارت دراسة تجمع أرشز إلى أن 150 كتلة شمسية هو الحد الأعلى للنجوم في العصر الحالي للكون. والسبب في هذا الحد غير معروف تماماً، وإنما هو جزئياً نتيجة حد إدنجتون الذي يحدد الحد الأقصى للضياء الذي يمكن أن يمر من خلال الغلاف الجوي للنجم بدون طرد غازات إلى الفضاء. ومع ذلك، فقد تم قياس كتلة نجم اسمه R136a1 في التجمّع النجمي RMC 136A وتبلغ 265 كتلة شمسية، الأمر الذي يضع هذا الحد موضع تساؤل.
دراسة أخرى تشير إلى أن النجوم التي تكون أكبر من 150 كتلة شمسية في R136 نشأت من خلال تصادم وتلاحم بين نجوم ضخمة في أنظمة مزدوجة، موفرة احتمال تكوّن نجوم ذات كتلة أكبر من 150 كتلة شمسية.
أول نجوم تكونت بعد الانفجار العظيم قد تكون ضخمة تصل إلى 300 كتلة شمسية أو أكثر، بسبب انعدام وجود العناصر الأثقل من الليثيوم في تكوينها. فهذا الجيل من الضخامة عبارة عن نجوم قديمة انطفئت منذ وقت طويل غير أنها توجد حاليا فقط في البحوث النظرية. وتشير التقديرات إلى أن حوالي 75 مرة كتلة كوكب المشتري. النجوم الصغيرة تكون فيها نسبة المعادن منخفضة جدا، ومع ذلك، فإن دراسة حديثة للنجوم الصغيرة تشير إلى أن الحد الأدنى لحجم النجم يبدو حوالي 8.3% من كتلة الشمس، أو أكبر حوالي 87 مره من كتلة كوكب المشتري. وتسمى تلك النجوم صغيرة الكتلة الأقزام البنية، وهي تكون بلون رمادي-بني واضح بين النجوم والكواكب الغازية العملاقة.
النجوم العملاقة لديها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي. وبسبب هذا بالإضافة إلى ضغط الإشعاع الشديد فيها فهي تطرد بعض غازاتها السطحية إلى الفضاء، وتجدها مغلفة في سحابة غازية حولها تخرج منها مع الريح النجمي. هذا بعكس نجوم النسق الأساسي المتوسطة الكتلة فتكون أسطحها محددة؛ وكذلك أسطح الأقزام البيضاء التي هي شديدة الكثافة. انغمار النجوم الضخمة في غازات حولها تنطلق تصعب عملية رصدها . (انظر صورة النجم WR 124)
نستطيع قياس معدل دوران النجوم بواسطة مقياس الطيف، أو بطريقة أكثر دقة عن طريق تتبع معدل الدور من مكان النجم. معدل الدورة للنجوم الصغيرة أكبر من 100 كيلومتر لكل ثانية (100كلم/ثانية) حول خط الاستواء.
على سبيل المثال تبلغ سرعة الدوران الاستوائية لنجم اخر النهر من الفئة ب 225 كلم/ث أو أكثر، متيحا له قطرا استوائيا أكبر من 50% اي أكبر من المسافة بين القطبين. هذا المعدل أقل من السرعة الحرجة بقليل أي ما يساوي 300 كلم/ث حيث عندها ينكسر النجم. على النقيض من ذلك، تدور الشمس مرة واحدة فقط كل 25-35 يوماً، بسرعة استوائية تعادل 1.994 كلم/ث. يعمل المجال المغناطيسي للنجوم والرياح النجمية على ابطاء معدل دوران تسلسل النجوم الرئيسي بكمية معينة ضمن التسلسل الرئيسي.
النجوم المتحوّلة تنكمش وتتقلص إلى كتل مضغوطة، ممايؤدي إلى معدل عالي للدوران. على اي حال لدى النجوم المتحولة معدل منخفض نسبيا للدوران مقارنة لما يمكن ان يتوقع بالمحافظة على الزخم الزاوي (الميل لدوران الاجسام لتعويض الانكماش في الوزن بزيادة معدل دورانها السريع). جزء كبير من الزخم الزاوي للنجم يتبدد كنتيجة لفقد الكتلة من خلال الرياح النجمية. على الرغم من هذا، معدل الدوران الضاغط من الممكن ان يكون سريع جداً. على سبيل المثال فإن الضاغط في قلب سديم السرطان يدور 30 مرة في الثانية. معدل الدوران الضاغط سوف ينخفض تدريجيا كنتيجة لانبعاث الإشعاع.
يتم تحديد درجة حرارة سطح نجم المتسلسل الرئيسي وفقاً لمعدل انتاج الطاقة في القطر ونصفه، ويحدد غالباً من مؤشر لون النجم. وتعطى غالبا على انها درجة الحرارة الفعالة، والتي هي درجة الحرارة من الجسم الأسود المثالي والتي اشعاع طاقته مشابه للمعان سطح النجم. لاحظ أن درجة الحرارة الفعالة ليست سوى قيمة تمثيلية، حيث تزداد درجة الحرارة نحو لُّب النجم. درجة الحرارة في منطقة النواة للنجم تساوي عدة ملايين كلفن.
درجة الحرارة النجمية تحدد معدل التأين للعناصر المختلفة، ينتج عن ذلك خاصية خطوط الطيف (ألوان الطيف السبعة). درجة حرارة السطح الخارجي للنجم تكون موازية للقدر المطلق (قياس سطوع أي جسم فضائي) وحجم قسماتها، وتستخدم أيضا لتصنيف النجم (انظر إلى التصنيف أدناه).
سلسلة النجوم الرئيسية الضخمة تصل حرارة سطحها إلى 50000 كلفن. النجوم الأصغر مثل الشمس درجات الحرارة تكون بضعة آلاف من كلفن. العمالقة الحمراء تكون درجة حرارة سطحها الخارجي أقل نسبيا بحدود 3600 كلفن، ولكن لديها درجة سطوع عالية نظرًا لاتساع سطحها الخارجي.
الطاقة التي تنتجها النجوم، كمنتج من الاندماج النووي، تشع في الفضاء على حد سواء الإشعاع الكهرومغناطيسي وإشعاع الجسيمات. ويتجلى إشعاع الجسيمات المنبعثة من نجم مثل الرياح النجمية، التي تفيض من الطبقات الخارجية كبروتونات حرة، وألفا المشحونة كهربائياً، وجسيمات بيتا. على الرغم من أن المعظم عديمة الكتلة أيضاً يوجد تدفق مستمر من النيوترونات المنبثقة من لُبّ النجم.
إنتاج الطاقة في لُبّ النجم سببه أن النجوم تتألق جداً: في كل مرة اثنين أو أكثر من نوى ذرية تندمج معا لتشكيل نواة الذرة الواحدة من عنصر أثقل، يتم إطلاق فوتونات أشعة غاما من منتج الاندماج النووي. يتم تحويل هذه الطاقة إلى أخرى من الطاقة الكهرومغناطيسية في التردد المنخفض، مثل الضوء المرئي، في الوقت الذي تصل فيه إلى الطبقات الخارجية للنجم.
يعتمد لون النجمة على النحو الذي يتم تحديده من قبل التردد الأكثر كثافة من الضوء المرئي- على حرارة الطبقات الخارجية للنجمة، وهذا يشمل غلافها الضوئي. بالإضافة إلى الضوء المرئي، تبعث النجوم أيضاً أشكالاً من الإشعاعات الكهرومغناطيسية غير مرئية للعين البشرية. في الواقع، يمتد الإشعاع النجمي الكهرومغناطيسي على كامل مدى الطيف الكهرومغناطيسي، ابتداء من أطول موجات الراديو والأشعة تحت الحمراء، وحتى أقصر موجات الأشعة فوق البنفسجية، الأشعة السينية، وأشعة غاما. من وجهة نظر مجموع الطاقة الذي تبعثه النجمة، لا تعد جميع مكونات الأشعة النجمية الكهرومغناطيسية مهمة، ولكن توفّر جميع الترددات معلومات عن فيزياء النجمة.
باستخدام الطيف النجمي، يستطيع علماء الفلك تحديد درجة حرارة السطح وجاذبيته، بالإضافة إلى معدنية وسرعة دوران النجم. إذا كانت مسافة النجم معلومة، مثلاً عن طريق قياس الاختلاف في المكان، بالتالي فإنه بالإمكان استنتاج لمعان النجم. ومن ثم يمكن تقدير الكتلة والإشعاع والجاذبية السطحية وفترة الدوران اعتمادا على نماذج نجمية. (نستطيع قياس كتلة نجم ما في النظام الثنائي سرعاتها المدارية وأبعادها. وقد استخدمت عدسات الجاذبية الصغرى لقياس كتلة النجم الأحادي.) وباستخدام هذه المقاييس يستطيع علماء الفلك تقدير عمر النجم ايضاً.
إن لمعان النجم هو كمية الضوء وغيرها من أشكال الطاقة المشعة التي تشع في كل وحدة من الزمن. حيث أن لديها وحدات من الطاقة. يتم تحديد لمعان النجم بواسطة نصف قطره ودرجة حرارة سطحه. ومع ذلك، فإن العديد من النجوم ليس لها تدفق موحد (كمية الطاقة المنبعثة في وحدة المساحة) عبر سطحها كله. على سبيل المثال فإن نجم النَّسر سريع الدوران لديه تدفق طاقة في قطبيه أعلى مما يوجد على طول خط استوائه.
تعرف بقع سطح النجم مع درجة حرارة ولمعان منخفضين اقل من المعدل بالكلف النجمية. النجوم الصغيرة والقزمية مثل الشمس التابعة لنا لديها بشكل عام واساسيا أقراص ساكنة فقط مع كلف شمسية صغيرة. النجوم الأكبر هي نجوم عملاقة لديها كلف أكبر وأكثر وضوحاً.كما تظهر أيضا رياح نجمية قوية سوداء الاطراف أي أن السطوع يقل باتجاه حافة الأقراص النجمية. نجوم الأقزام الحمراء المضيئة مثل لويتن 726-8 ربما أيضا يمتلك مميزات الكلف النجمية بشكل بارز وواضح.
القدَر.
يتم التعبير عن سطوع النجمة الظاهر بالقدر الظاهري للنجمة، والذي هو سطوعها وهو دلالة على ضياء النجمة، وبعدها عن الأرض، والتغيُر في ضوء النجمة عند مرورها بغلاف الأرض الجوي. قدر النجمة الجوهري (أو قدرها المطلق) يرتبط مباشرة بضياء النجمة، وهو القدر الظاهري للنجمة لو كانت المسافة بين الأرض والنجمة 10 فراسخ فلكية (32.6 سنين ضوئية).
إن كلا المقياسين القدريين للنجم -الظاهري والمطلق- هي وحدات لوغاريتمية: فارق واحد عدد صحيح من حيث الحجم يساوي تباين وسطوع من حوالي 2.5 مرة (الجذر الخامس من 100 أو ما يقرب من 2.512). وهذا يعني أن القدر الأول (+1.00) لنجم حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من القدر الثاني (+2.00) للنجم، وحوالي 100 مرة أكثر إشراقا من القدر السادس (+6.00) للنجم. النجوم الاشد خفوتا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظل ظروف رؤية جيدة هي من القدر +6.
في كلا المقياسين القدريين للنجم -المطلق والظاهري- كلما كانت قيمة القدر أصغر كان النجم أكثر لمعانا، وكلما كبرت قيمة القدر كلما كان النجم أقل لمعاناً. تمتلك النجوم الأكثر لمعاناً قدراً بقيمة سالبة في كلا القياسين. يتم حساب التفاوت في اللمعان (ΔL) بين نجمين عن طريق طرح قيمة القدر للنجم الأكثر لمعانا (mb) من قيمة القدر للنجم الأقل لمعاناً (mf) ثم يستخدم الفرق بينهما كأُس للرقم الأساسي 2.512 وذلك على النحو التالي:
بالنسبة إلى كلا من اللمعان والمسافة عن الأرض، يكون القدر المطلق (M) والقدر الظاهريّ (m) للنجم ليسا متساويان: على سبيل المثال فإن القدر الظاهري لنجم الشعرى اليمانية اللامع هو - 1.44، بينما القدر المطلق هو +1.41. كما أن القدر الظاهري للشمس يساوي - 26.7 بينما القدر المطلق يساوي فقط 4.83.
نجم الشعرى اليمانية أكثر النجوم لمعانا في السماء ليلاً كما يرى من الأرض ويعد أكثر لمعاناً من الشمس بما يقارب 23 مرة، بينما نجم سهيل ثاني النجوم الأكثر لمعانا في السماء ليلا كما يرى من الأرض قدره المطلق - 5.53 وهو تقريبا أكثر لمعاناً من الشمس ب 14 ألف مرة.
وعلى الرغم من ان نجم سهيل أكثر لمعانا من نجم الشعرى اليمانية بكثير، فإن الشعرى اليمانية يظهر وكأنه أكثر لمعاناً من نجم سهيل. وذلك يرجع لكون نجم الشعرى اليمانية يبعد مجرد 8.6 سنة ضوئية عن الأرض، في حين ان نجم سهيل أبعد بكثير بمسافة تقارب 310 سنة ضوئية.
منذ 2006 م اعتبر نجم LBV 1806-20 كأعلى النجوم المعلومة قدراً مطلقاً حيث بلغ قدره -14.2 وهذا النجم هو أشد من إضائة الشمس بـ 5 ملايين مرة على الأقل. كما أن النجوم الأقل إضاءة والتي نعرفها تقع في مجال التجمع المغلق لـ NGC 6397. كما أن أضعف الأقزام النجمية الحمراء في التجمع المغلق بقدر 26، فيما تم اكتشاف قزم نجمي أزرق بحجم 28. هذه النجوم تعتبر خافتة وهي بمثابة شمعة عيد ميلاد على سطح القمر إذا ما تمت رؤيتها من سطح الأرض.
نشأ نظام التصنيف النجمي الحالي في بداية القرن العشرين، عندما كانت تصنف النجوم بحسب الأحرف الإنجليزية من A حتى Q معتمداً على قوة الخط الهيدروجيني. وفي ذلك الوقت لم يكن يعرف بأن الذي يؤثر على قوة الخط هو درجة الحرارة. قوة خط الهيدروجين وصلت لقمتها عند ماهو فوق 9000 كلفن، واضعفها عند كل من أعلى درجات الحرارة وابردها. عندما تم اعادة ترتيب التنظيم اعتمادا على درجة الحرارة، أصبحت أقرب لما يُعرف بالمخطط الحديث.
ترِد النجوم ضمن تصنيفات مفردة من خلال ترتيب حرفيّ وفقاً لأطيافها حيث يبدأ بالنوع O والمعروفة بشدة الحرارة إلى أن يصل إلى المستوى M المعروف بشدة البرودة بحيث من الممكن أن تتشكّل تلك الجزيئات في غلافها. التصنيف الرئيسي يأتي بحسب انخفاض درجة الحرارة كالتالي O ،B ،A ،F ،G ،K ،M. هناك مجموعات طيفية نادرة لها تصنيفات أخرى خاصة أشهرها النوع L والنوع T والتي تصنف على انها أبرد النجوم ذات الكتلة المنخفضة والأقزام البنية. لكل حرف حوالي 10 تفرعات مرقمة من 0 إلى 9 مرتبة بانخفاض درجات الحرارة. ومع ذلك فإن هذا النظام ينهار مع درجات الحرارة العالية جداً حيث من الممكن أن لا يوجد في التصنيف O0 وO1 أي نجم.
بالإضافة إلى ذلك، تصنف النجوم بحسب آثار السطوع الموجودة في خيوطها الطيفية، والتي تتوافق مع الحجم المكاني وتحددها جاذبية السطح. هذه مجموعة تمتد من 0 (عملاق عظيم فائق) مروراً بـ III (عملاق عادي) إلى V (الأقزام من التسلسل الرئيسي)؛ بعض الباحثين أضافوا VII (القزم الأبيض). معظم النجوم تنتمي إلى التسلسل الرئيسي، الذي يتكون من نجوم هيدروجين ملتهب عادية. وهي تنخفض على امتداد ضيق، ويكون النطاق مائل وفقًا لقدرها المطلق والنمط الطيفي وذلك عند رسمها بيانيًا. الشمس هي نجم تسلسل رئيسي من النوع المسمّى بالقزم الأصفر وذلك لدرجة الحرارة المتوسطة وحجمها الاعتيادي.
التسميات الإضافية، والتي يعبر عنها على شكل حروف أبجدية تُشير للسمات الخاصة في طيف النجم، فعلى سبيل المثال حرف "e" يمكن أن يشير إلى وجود خطوط انبعاثية، ويمثل حرف "m" المستويات القوية جدًا من المعادن، كما تعني اختصار "var" على وجود اختلافات في النوع الطيفي.
كما أن الأقزام النجمية البيضاء تمتلك تصنيف خاص بها مع الحرف "D". ومن تلك التصنيفات: DA وDB وDC وDO وDZ وأخيرًا DQ حيث تعتمد هذه التصنيفات على أنواع الخطوط البارزة الموجودة في الطيف. كما يتبع ذلك قيمة رقمية تُشير إلى مؤشر درجة الحرارة.
النجوم المتغيرة.
النجوم المتغيره لها تغيرات دورية أو عشوائية في اللمعان تبعاً لخواص داخلية أو خارجية. بالنسبة للخواص الداخلية للنجوم، الأنواع الأولية يمكن تقسيمها إلى ثلاثة مجموعات رئيسية.
خلال ثورة التطور النجمي، بعض النجوم تمر بمراحل بحيث تصبح متغيرة تذبذبياً. النجوم المتغيرة تذبذبياً تختلف في القطر واللمعان خلال الزمن. تتمدد وتتقلص في فترات تتراوح من دقائق إلى سنوات، اعتمادا على حجم النجم. هذا التصنيف يتضمن نجوم قيفاوي والنجوم الشبيه له، ومتغيرات الفترة الطويلة مثل ميرا.
المتغيرات الثائرة عبارة عن نجوم تعرضت لارتفاع مفاجئ من اللمعان بسبب توهجات أو احداث الانبعاث الكتلي. تشمل هذه المجموعة النجوم الأولية ونجوم ولف رايت والنجوم النيّرة وكذلك النجم العملاق والعملاق العظيم.
النجوم المتغيرة المتفجرة أو الكارثية هي تلك التي تخضع لتغيرات جذرية في خواصها. تشمل هذه المجموعة النجم المستعرّ والنجم المستعرّ الاعظم. باستطاعة النظام النجمي الثنائي الذي يشمل القزم الأبيض بجانبه- انتاج انواع معينة من هذه الانفجارات النجمية المميزة، بما في ذلك النجم المستعرّ والنوع a1 من النجم المستعرّ الأعظم. ينشأ الانفجار عندما يلتحِم القزم الأبيض مع الهيدروجين من النجم المرافق له، فتتكون كتلة إلى أن يخضع الهيدروجين لعملية الاندماج. بعض المستعرات تكون أيضا متكررة، حيث تملك تفجرات دورية من السعة المعتدلة.
قد تختلف النجوم في اللمعان أيضاً بسبب عوامل خارجية، ككسوف الثنائيات، إضافة إلى تناوب النجوم الذي ينتج عنه اماكن النجوم النهائية. كمثال واضح على الكسوف الثنائي هو رأس الغول والذي يختلف بشكل منتظم بمقدار 2.3 - 3.5 على مدى فترة من 2.87 يوم.
التركيب الداخلي لنجم ثابت عبارة عن حالة من التوازن الهيدروستاتيكي حينما تتوازن القوى على أي وحدة صغيرة. القوى المتوازنة هي قوة الجذب الداخلية والقوة الخارجة بسبب تدرج الضغط داخل النجم. ينشأ التدرج في الضغط من التدرج في درجة الحرارة في البلازما: الجزء الخارجي للنجم يكون أبرد من لُبّ النجم. تكون درجة حرارة لُبّ نجم التسلسل الرئيسي أو النجم العملاق على الأقل 107 كالفن (أي أكثر من تسعة الاف درجة حرارة مئوية). الحرارة الناتجة والضغط الناتج من احتراق الهيدروجين في لُبّ نجم التسلسل الرئيسي تكون كافية ليحدث الاندماج النووي وكافية أيضا لانتاج طاقة كافية لمنع النجم من الانهيار.
كلما انصهرت الأنوية الذرية في لُبّ النجم، تنبعث الطاقة في شكل أشعة غاما. تتفاعل هذه الفوتونات مع البلازما المحيطة لتضاف إلى الطاقة الحرارية في اللُبّ. في التسلسل الرئيسي للنجوم يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم، محدثا زيادة بطيئة لكن ثابتة في نسبة الهيليوم في اللُبّ. في نهاية المطاف يصبح محتوى الهليوم سائد وويتوقف إنتاج الطاقة في اللُبّ. عوضا عن ذلك، للنجوم بكتلة أكبر من 0.4 كتلة شمسية، يحدث الانصهار في توسع القشرة ببطء حول نواة الهيلوم المتحوّل.
بالإضافة إلى التوازن الهيدروستاتيكي، فإن المناطق الداخلية من نجم مستقر سوف تحافظ على توازن الطاقة في التوازن الحراري. هناك تدرج في درجة الحرارة الاشعاعية في جميع الانحاء الداخلية والتي انتجت تدفق للطاقة المتدفقة نحو الخارج. كما أن تدفق الطاقة الصادرة من أي طبقة داخل نجمة تتطابق تماماً مع تدفق الطاقة الواردة من الأسفل.
منطقة الإشعاع هي منطقة في الداخل النجمي حيث النقل الإشعاعي هو فعال بما يكفي للحفاظ على تدفق الطاقة. في هذه المنطقة البلازما سوف لن تضطرب وأي تحركات كاملة سوف تنقرض. إذا لم تكن هذه هي الحالة، سيصبح البلازما غير مستقر وسوف يحدث الحمل الحراري وسيشكل منطقة الحمل الحراري. يمكن أن يحدث هذا، على سبيل المثال، في المناطق التي تحدث فيها تدفقات الطاقة العالية جدا، مثل قرب النواة أو في المناطق عالية التعتيم كما هو الحال في الغلاف الخارجي.
حدوث الحمل الحراري في الغلاف الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على الكتلة. النجوم ذات الكتلة الأعلى من كتلة الشمس مرات عدة تكون منطقة الحمل الحراري فيها في عمق المنطقة الداخلية ومنطقة الإشعاع في الطبقات الخارجية. بينما نجوم أصغر مثل الشمس على العكس من ذلك تماماً، منطقة الحمل الحراري تكون في الطبقات الخارجية. نجوم القزم الأحمر ذوات الكتلة أقل من 0.4 كتلة شمسية يكون الحمل الحراري في كل مكان مما يمنع تكدّس نوى الهيليوم. وبالنسبة لمعظم النجوم فإن مناطق الحمل الحراري تختلف بمرور الوقت كما هو عمر النجم وبالإضافة إلى التغير في التركيب الداخلي.