Αστέρας

Ονομασία αστέρων

Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως ο Αρκτούρος ή αραβικής όπως ο Αλτάιρ (= αετός ιπτάμενος).
Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίς τηλεσκόπιο, σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμα α έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, το β ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ. Έτσι λοιπόν ο Βέγας, ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στον αστερισμό της Λύρας, λέγεται και α Lyr (ή α της Λύρας).
Εάν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τον ω (του ελληνικού αλφαβήτου) χρησιμοποιούνται τα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Μετά το τέλος του λατινικού αλφαβήτου χρησιμοποιούνται οι αραβικοί αριθμοί.
Προκειμένου δε περί των υπολοίπων αστέρων που είναι ορατοί μόνο με τηλεσκόπια, αντί ονόματος χρησιμοποιείται ο αριθμός με τον οποίο και έχουν καταχωρηθεί στους αστρικούς καταλόγους.

Κατάρρευση

Ένα εξελιγμένο, μέσου μεγέθους αστέρι θα απομακρύνει πλέον τα εξωτερικά στρώματά του ως ένα πλανητικό νεφέλωμα. Αν αυτό που μένει μετά την απομάκρυνση της εξωτερικής ατμόσφαιρας έχει μάζα λιγότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, συρρικνώνεται σε ένα σχετικά μικρό αντικείμενο (περίπου το μέγεθος της Γης) που δεν είναι αρκετά ογκώδες για να λάβει χώρα περαιτέρω συμπίεση. Αυτό το αντικείμενο είναι γνωστό ως λευκός νάνος. Η ύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων μέσα σε ένα λευκό νάνο δεν είναι πλέον πλάσμα, ακόμα κι αν αστέρια γενικά αναφέρονται ως σφαίρες πλάσματος. Οι λευκοί νάνοι τελικά θα εξασθενίσουν σε μαύρους νάνους σε ένα πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα.
Στα μεγαλύτερα αστέρια, η σύντηξη συνεχίζεται μέχρι ο πυρήνας σιδήρου να έχει αυξηθεί σε μάζα τόσο πού (πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες), που δεν μπορεί πλέον να στηρίξει τη δική του μάζα. Αυτός ο πυρήνας θα καταρρεύσει ξαφνικά, καθώς τα ηλεκτρόνιά του οδηγούνται στα πρωτόνιά του, σχηματίζοντας νετρόνια και νετρίνα μέσα σε μια έκρηξη αντίστροφη της διάσπασης βήτα, ή της σύλληψης ηλεκτρονίων. Το κρουστικό κύμα που σχηματίζεται από αυτήν την ξαφνική κατάρρευση προκαλεί το υπόλοιπο άστρο να εκραγεί ως υπερκαινοφανής αστέρας. Οι υπερκαινοφανείς είναι τόσο φωτεινοί ώστε να μπορούν να επισκιάσουν για λίγο ολόκληρο το γαλαξία που βρίσκεται ο αστέρας. Όταν εκδηλώνονται εντός του Γαλαξία μας, οι υπερκαινοφανείς έχουν ιστορικά παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από τους παρατηρητές ως «νέα αστέρια», όπου δεν υπήρχαν καθόλου πριν.
Η περισσότερη από την ύλη του αστέρα απομακρύνεται από την έκρηξη (και σχηματίζει νεφελώματα, όπως το Νεφέλωμα του Καρκίνου) και αυτό που μένει θα είναι ένας αστέρας νετρονίων (ο οποίος εκδηλώνεται ενίοτε ως πάλσαρ ή με εκρήξεις ακτίνων Χ) ή, στην περίπτωση των μεγαλύτερων αστέρων (αρκετά μεγάλα για να αφήσει ένα αστρικό υπόλειμμα μεγαλύτερο από περίπου 4 ηλιακές μάζες), μια μαύρη τρύπα. Σε έναν αστέρα νετρονίων, η ύλη είναι σε μια κατάσταση γνωστή ως ύλη εκφυλισμένων νετρονίων, με μια πιο εξωτική μορφή του εκφυλισμένη ύλη, την ύλη QCD, που ενδεχομένως υπάρχει μέσα στον πυρήνα. Μέσα σε μια μαύρη τρύπα η ύλη είναι σε μια κατάσταση που δεν είναι σήμερα κατανοητή.
Τα εκτιναγμένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα που πεθαίνει περιλαμβάνουν βαρέα στοιχεία που μπορούν να ανακυκλωθούν κατά τη διάρκεια της δημιουργίας νέων αστέρων. Αυτά τα βαριά στοιχεία είναι που επιτρέπουν το σχηματισμό βραχωδών πλανητών. Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών και ο αστρικός άνεμος από μεγάλα αστέρια παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση του διαστρικό ενδιάμεσου.

Ηλικία

Τα περισσότερα αστέρια έχουν ηλικία μεταξύ 1 δισ. και 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Μερικά αστέρια μπορεί ακόμη και να έχουν ηλικία κοντά στα 13,7 δισεκατομμυρίων έτη - την παρατηρούμενη ηλικία του σύμπαντος. Ο παλαιότερος αστέρας που έχει ανακαλυφθεί, ο HE 1523-0901, είναι περίπου 13.200 εκατομμυρίων ετών.
Όσο πιο ογκώδες το αστέρι, τόσο μικρότερος ο χρόνος ζωής του, κυρίως επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν μεγαλύτερη πίεση στους πυρήνες τους, αναγκάζοντάς τους να καίνε υδρογόνο πιο γρήγορα. Τα πιο μεγάλα αστέρια διαρκούν κατά μέσο όρο περίπου ένα εκατομμύριο χρόνια, ενώ αστέρια της ελάχιστης μάζας (κόκκινο νάνοι) καίνε τα καύσιμά τους πολύ αργά και ζουν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια.

Διαστάσεις

Όλοι οι αστέρες λόγω της μεγάλης απόστασής των δεν παρουσιάζονται ως μικροί δίσκοι (με εξαίρεση τον Ήλιο), αλλά φαίνονται ως φωτεινά σημεία. Παρά ταύτα με τη βοήθεια της συμβολής τους φωτός των κατορθώθηκε να μετρηθούν οι φαινόμενοι διάμετροι αρκετών εξ αυτών, οι οποίοι και βρίσκονται πάντοτε μικρότεροι των 0",06. Την μεγαλύτερη ακτινική διάμετρο από τους αστέρες εκτός του Ήλιο την έχει ο υπεργίγαντας αστέρας R Δόρατος και ακολουθεί ο Μπετελγκέζ. Εξ αυτών μετρήθηκαν και οι πραγματικοί διάμετροι.
Είναι όμως δυνατόν να βρεθούν οι διαστάσεις των αστέρων και από το απόλυτο μέγεθος αυτών εφόσον αυτό εξαρτάται από την επιφανειακή θερμοκρασία τους, αλλά και από την έκταση της επιφανείας τους. Επομένως από το απόλυτο μέγεθος, όταν είναι γνωστή η θερμοκρασία της επιφανείας ενός αστέρος, βρίσκεται και η πραγματική του ακτίνα.
Γενικά οι αστέρες διακρίνονται ανάλογα του μεγέθους τους όπως διαφάνηκε από τις φασματοσκοπικές έρευνες σε αστέρες γίγαντες, υπεργίγαντες αλλά και αστέρες νάνοι όπου των τελευταίων οι διαστάσεις είναι ανάλογοι του δικού μας Ηλίου ή και μικρότερες ανάλογες με των μεγάλων πλανητών. Από τους μεγαλύτερους γνωστούς αστέρες είναι ο Μπετελγκέζ και ο Αντάρης, των οποίων η διάμετρος είναι περίπου 800 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

Κινηματική

Η κίνηση ενός άστρου σε σχέση με τον Ήλιο μπορεί να παρέχει χρήσιμες πληροφορίες για την προέλευση και την ηλικία του, καθώς και τη δομή και την εξέλιξη του γύρω γαλαξία. Οι συνιστώσες της κίνησης ενός αστέρα αποτελείται από το ακτινική ταχύτητα προς ή μακριά από τον Ήλιο, και η τραβέρσα γωνιακή κίνηση, η οποία ονομάζεται ιδία κίνηση.
Ακτινική ταχύτητα μετριέται με τη μετατόπιση Doppler των φασματικών γραμμών του άστρου, και δίνεται σε μονάδες km / s. Η ίδια κίνηση ενός άστρου καθορίζεται από ακριβείς μετρήσεις αστρομετρικές σε μονάδες χιλιοστά του δευτερολέπτου τόξου (mas) ανά έτος. Με τον προσδιορισμό της παράλλαξης ενός άστρου, η ίδια κίνηση μπορεί στη συνέχεια να μετατραπεί σε μονάδες της ταχύτητας. Οι αστέρες με υψηλούς συντελεστές ιδίας κίνησης είναι πιθανό να είναι σχετικά κοντά στον Ήλιο, που τους καθιστά καλούς υποψήφιους για την μέτρηση της παράλλαξης.
Αφού είναι γνωστοί και οι δύο συντελεστές της κίνησης, την διαστημική ταχύτητα του αστεριού μπορεί να υπολογιστεί σε σχέση με τον Ήλιο ή το γαλαξία. Μεταξύ κοντινών αστέρων, διαπιστώθηκε ότι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν γενικά χαμηλότερες ταχύτητες από ό, τι τα παλαιότερα, πληθυσμού ΙΙ αστέρια. Τα τελευταία έχουν ελλειπτικές τροχιές που έχουν Κλίση προς το επίπεδο του Γαλαξία. Η σύγκριση των κινηματικών κοντινών αστέρων οδήγησε επίσης στην αναγνώριση τών αστρικής συγκεντρώσεων. Αυτά είναι πιθανότατα ομάδες αστεριών που μοιράζονται ένα κοινό σημείο αφετηρίας σε ένα γιγαντιαίο μοριακό νέφος.

Μάζα

Ένα από τα πιο γνωστά ογκώδη αστέρια είναι το Ήτα Τρόπιδος, με 100-150 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο. Η διάρκεια ζωής του είναι πολύ σύντομη - μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια το πολύ. Μια μελέτη του σμήνους Arches δείχνει ότι οι 150 ηλιακές μάζες είναι το ανώτατο όριο για τα αστέρια στη σημερινή εποχή του σύμπαντος. Ο λόγος γι 'αυτό το όριο δεν είναι επακριβώς γνωστός, αλλά αυτό οφείλεται εν μέρει στην φωτεινότητα Eddington, η οποία καθορίζει το μέγιστο ποσό λαμπρότητας που μπορεί να περάσει μέσα από την ατμόσφαιρα ενός άστρου, χωρίς να απομακρύνει αέρια στο διάστημα. Ωστόσο, ένα αστέρι που ονομάζεται R136a1 στο RMC 136α σμήνος αστέρων στο μικρό νέφος του Μαγγελάνου έχει μετρηθεί στις 265 ηλιακές μάζες, βάζοντας το όριο αυτό υπό αμφισβήτηση.
Τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν μετά τη Μεγάλη Έκρηξη μπορεί να ήταν μεγαλύτερα, μέχρι και 300 ηλιακές μάζες ή περισσότερο, λόγω της πλήρους απουσίας στοιχείων βαρύτερων από το λίθιο στη σύνθεσή τους. Αυτή η γενιά των υπερβαρέων, πληθυσμού ΙΙΙ αστέρων έχει προ πολλού εξαφανιστεί, όμως, και προς το παρόν είναι μόνο θεωρητική.
Από την άλλη, με μάζα μόνο 93 φορές μεγαλύτερη από του Δία, AB Doradus C, ένας σύντροφος του AB Doradus Α, είναι το μικρότερο γνωστό αστέρι που συμβαίνει πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα του.

Λάμψη των αστέρων

Όλα τα αστέρια είναι αυτόφωτα. Ακριβώς όπως ο δικός μας Ήλιος ακτινοβολούν φως και θερμότητα, είναι δηλαδή Ήλιοι. Συνεπώς ότι βλέπουμε στον ουρανό είναι Ήλιοι, άλλοι μικρότεροι και άλλοι χιλιάδες φορές μεγαλύτεροι από τον δικό μας Ήλιο. Ο μόνος λόγος που φαίνονται τόσο μικρά είναι οι ασύλληπτα τεράστιες αποστάσεις που μας χωρίζουν από τη γη, η οποία δεν είναι αστέρι αλλά πλανήτης και ετερόφωτη, δηλαδή δεν παράγει δικό της φως αλλά φωτίζεται από τον Ήλιο όπως και όλοι οι πλανήτες και δορυφόροι τους ( φεγγάρια) κάποιοι από τους οποίους φαίνονται με γυμνό μάτι, και πολλοί  τα ονομάζουν και αυτά, λανθασμένα, αστέρια. Οι μόνοι γνωστοί πλανήτες που έχουμε εξερευνήσει μέχρι σήμερα είναι αυτοί του δικού μας ηλιακού συστήματος. Πρέπει να αναφερθεί ότι έχουν εντοπιστεί μέχρι σήμερα τουλάχιστον 200 πλανήτες που περιφέρονται γύρω από άλλα άστρα.
Με ελάχιστες εξαιρέσεις βλέπουμε στον ουρανό τους αστέρες που επί χιλιάδες χρόνια παραμένουν σταθεροί στις θέσεις τους αν και αυτό είναι φαινομενικό αφού και αυτοί γεννιούνται, μεγαλώνουν και …χάνονται. Οι αρχαίοι πίστευαν πως οι αστέρες ήταν μικροσκοπικές πηγές φωτός ή κάποιες τρύπες στο πέπλο της νύκτας.
ή.

Φαινόμενο μέγεθος

Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδια λαμπρότητα. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται. Με τα τηλεσκόπια διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Οι διαφορές αυτές οφείλονται σε τρεις λόγους: στην απόσταση, στο μέγεθός τους και στη θερμοκρασία τους.Συνεπώς το «μέγεθος» ή το φαινόμενο μέγεθος, όπως αποκαλείται, ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.
Από τους αρχαίους Έλληνες αστρονόμους και προ παντός τον Ίππαρχο (Ελληνιστική περίοδος), αλλά και τον Κλαύδιο Πτολεμαίο (Ρωμαϊκή περίοδος) οι αστέρες ταξινομήθηκαν ανάλογα της λαμπρότητάς τους, βάσει της οποίας και προσδιορίστηκαν σε μεγέθη. Όλοι οι ορατοί, με γυμνό οφθαλμό, αστέρες κατετάγησαν σε έξι μεγέθη. Στο πρώτο μέγεθος περιλήφθηκαν οι λαμπρότεροι, στο δεύτερο οι αμέσως αμυδρότεροι κ.ο.κ. έτσι ώστε οι αστέρες του επόμενου μεγέθους να είναι αμυδρότεροι του προηγουμένου και στον έκτο να αντιστοιχούν οι μόλις ορατοί.
Και ενώ αυτά ξεκίνησαν στην αρχαιότητα πρώτος ο Γερμανός αστρονόμος Τζων Χέρσελ (J. Herschel) απέδειξε το 1830 ότι οι αστέρες του α' μεγέθους είναι 100 φορές λαμπρότεροι εκείνων του στ' μεγέθους. Η απόδειξη αυτή υπήρξε πολύ σημαντική διότι με ένα απλούστατο υπολογισμό προσδιορίσθηκε πως:
«οι αστέρες ενός μεγέθους είναι κατά 2,512 φορές λαμπρότεροι από εκείνους του επόμενου μεγέθους». Την διαφορά λαμπρότητας 2,512 μεταξύ των μεγεθών επεσήμανε ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Πόγκσον (Norman Robert Pogson) το 1856.
Τα σημερινά τηλεσκόπια, ανάλογα με τον αντικειμενικό φακό τους ή το κάτοπτρό τους, αλλά και με τη βοήθεια σήμερα της "αστρικής φωτομετρίας" που αποτελεί τη βασική μέθοδο μέτρησης της φωτεινότητας των αστέρων, φθάνουν σήμερα να διακρίνουν αστέρες μέχρι και 24ου μεγέθους.
H μετάβαση (κλιμάκωση) από μέγεθος σε μέγεθος δεν παρατηρείται απότομα, αλλά με τη βοήθεια φωτομέτρων καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέρας Λαμπαδίας (ο α του αστερισμού του Ταύρου) έχει μέγεθος 1,1, ενώ ο Πολυδεύκης (o β των Διδύμων) είναι 1,2 μεγέθους και ο Βασιλίσκος (o α του Λέοντος) είναι 1,3.
Διαπιστώθηκε όμως ότι, στους 20 λαμπρότερους αστέρες που χαρακτηρίζονται γενικά ως αστέρες α' μεγέθους, οι πρώτοι 12 είναι πολύ λαμπρότεροι των υπολοίπων του ίδιου α' μεγέθους. Γι΄ αυτό στην ακριβέστερη σύγχρονη κλίμακα αστρικών μεγεθών χρησιμοποιείται και μέγεθος μεγαλύτερο του α', (κατά μαθηματικό περίεργο ή ανατροπή), το «μηδενικό μέγεθος». Έτσι ο προαναφερθείς Βέγας (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ η Αιξ (α Ηνιόχου) και ο Αρκτούρος (α Βοώτου) 0,2 μεγέθους.

Αλλά υπάρχουν και δύο αστέρες που είναι ακόμη λαμπρότεροι και του «μηδενικού μεγέθους». Σ΄ αυτούς χρησιμοποιούνται «αρνητικά μεγέθη», ο ένας είναι ο Κάνωπος (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστός Σείριος (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, που είναι -1,46 μεγέθους.
Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σε απόλυτη τιμή, π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτης Αφροδίτη (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3, η δε Σελήνη (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6 ενώ ο Ήλιος -26,8.

Πλήθος και κατανομή αστέρων

Γενική είναι η εντύπωση ότι οι αστέρες που είναι ορατοί με γυμνό μάτι είναι άπειροι και ότι θα είναι μάταιη κάθε προσπάθεια καταμέτρησής τους. Και όμως, η εντύπωση αυτή είναι εσφαλμένη διότι όλοι οι αστέρες που φαίνονται με γυμνό οφθαλμό είναι 7.107 που κατανέμονται στα μεγέθη 1ο έως 6ο ως εξής: 1ο 20, 2ο 69, 3ο 205, 4ο 473, 5ο 1291 και 6ο 5.049, σύνολο 7.107 αστέρες. Ο δε λόγος αύξησης από μέγεθος σε μέγεθος είναι περίπου 3, ενώ για εκείνους που τα φαινόμενα μεγέθη είναι περίπου 20 και 21 ο λόγος είναι μικρότερος του 2.
Έτσι ενώ το πλήθος των αστέρων που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι συνήθως μέχρι 6ου μεγέθους (χωρίς αυτό να είναι και απόλυτο*) είναι 7.000 περίπου, μέχρι 12ου μεγέθους είναι 4Χ10⁶ και μέχρι 21ου μεγέθους είναι 5Χ10⁹
(*)Σημείωση:Το 6ο μέγεθος θεωρείται γενικά το όριο της ανθρώπινης όρασης σε πολύ καλές συνθήκες παρατήρησης. Κοντά σε μια πόλη όμως το όριο είναι περίπου το 3ο μέγεθος μόνο. Σε πολύ εξαιρετικές συνθήκες (Λατινική Αμερική) κάποιοι ίσως καταφέρουν να δουν και λίγο περισσότερα αστέρια.
Εκτός από μεμονωμένα αστέρια, ένα σύστημα πολλαπλών αστέρων μπορεί να αποτελείται από δύο ή περισσότερα βαρυτικά συνδεδεμένα αστέρια που περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο. Τα πιο κοινά σύστημα πολλών αστέρων είναι ένα διπλό άστρο, αλλά τα συστήματα από τρία ή περισσότερα αστέρια έχουν επίσης βρεθεί. Για λόγους τροχιακής σταθερότητας, οι εν λόγω πολλαπλοί αστέρες συχνά οργανώνονται σε ιεραρχικές συντροχιακές ομάδες διπλών αστέρων. Οι μεγαλύτερες ομάδες, που καλούνται σμήνη αστέρων, υπάρχουν επίσης. Αυτές κυμαίνονται από χαλαρές αστρικές ενώσεις με μόνο μερικά αστέρια, μέχρι τεράστια σφαιρωτά σμήνη με εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια.
Ήταν μια μακροχρόνια υπόθεση ότι η πλειονότητα των άστρων σχηματίζουν βαρυτικά συνδεδεμένα ζευγάρια, τα συστήματα πολλαπλών αστέρων. Αυτό ισχύει ιδιαίτερα για τις πολύ ογκώδεις κατηγορίας αστέρων τύπου O και Β, όπου το 80% των συστημάτων που πιστεύεται ότι είναι πολλαπλά. Ωστόσο, το ποσοστό των μοναχικών αστέρων αυξάνεται για τα μικρότερα αστέρια, έτσι ώστε μόνο το 25% των κόκκινων νάνων είναι γνωστό ότι έχουν αστρικούς συνοδούς. Δεδομένου ότι το 85% όλων των άστρων είναι κόκκινοι νάνοι, τα περισσότερα αστέρια στο Γαλαξία μας είναι πιθανό να είναι μόνα από τη γέννησή τους.
Τα αστέρια δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σε όλο το σύμπαν, αλλά είναι συνήθως ομαδοποιημένα σε γαλαξίες, μαζί με το διαστρικό αέριο και σκόνη. Ένας τυπικός γαλαξίας περιέχει εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια, και υπάρχουν περισσότεροι από 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο σύμπαν. Αν και είναι συχνά πιστεύεται ότι οι αστέρες υπάρχουν μόνο μέσα στους γαλαξίες, υπάρχουν διαγαλαξιακά αστέρια που έχουν ήδη ανακαλυφθεί. Μια εκτίμηση του 2010 καταμέτρησε ότι τα αστέρια ήταν 300 εξάκις εκατομμύρια (3 × 10²³) στο παρατηρήσιμο σύμπαν.
Το κοντινότερο αστέρι στη Γη, εκτός από τον Ήλιο, είναι ο εγγύτατος Κενταύρου, το οποίο είναι 39.900 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα, ή 4,2 έτη φωτός μακριά (Επειδή οι αριθμοί αυτοί είναι τεράστιοι και χάνουν την σημασία αυτού τούτου του μέτρου τους, καθιερώθηκε η συσχέτιση χρόνου στη μονάδα μέτρησης που είναι το έτος φωτός και που είναι ίσο με 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα). Το φως από τον Εγγύτατος Κενταύρου χρειάζεται 4,2 χρόνια για να φθάσει στη Γη. Ταξιδεύοντας στην τροχιακή ταχύτητα του διαστημικού λεωφορείου (8 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, περίπου 30.000 χιλιόμετρα την ώρα), θα χρειαστούν περίπου 150.000 χρόνια για να φτάσουμε εκεί. Οι αποστάσεις όπως αυτό είναι τυπικές στους γαλαξιακούς δίσκους, συμπεριλαμβανομένων την περιοχή του ηλιακού συστήματος. Τα αστέρια μπορεί να είναι πολύ πιο κοντά το ένα στο άλλο στα κέντρα των γαλαξιών και στα σφαιρωτά σμήνη, ή σε πολύ μεγαλύτερη απόσταση μεταξύ τους στη γαλαξιακή άλω. Ο πλέον απόμακρος αστέρας που έχει παρατηρηθεί υπολογίζεται πως το φως του (τρέχοντας βεβαίως με την ταχύτητα του φωτός) κάνει περισσότερο από 13 δισεκατομμύρια χρόνια για να φθάσει στη Γη!
Λόγω των σχετικά μεγάλων αποστάσεων μεταξύ των άστρων έξω από το γαλαξιακό πυρήνα, οι συγκρούσεις μεταξύ των άστρων πιστεύεται ότι είναι σπάνιες. Σε πυκνότερες περιοχές, όπως στον πυρήνα των σφαιρωτών σμηνών ή στο γαλαξιακό κέντρο, οι συγκρούσεις μπορούν να είναι πιο συχνές. [80] Οι συγκρούσεις μπορούν να παράγουν άστρα που είναι γνωστό ως κυανοί αποκομμένοι (blue stragglers). Αυτοί οι ανώμαλοι αστέρες έχουν υψηλότερη θερμοκρασία στην επιφάνεια από τα άλλος αστέρες της κύριας ακολουθία με την ίδια φωτεινότητα.

Κατάλογοι και χάρτες αστέρων

Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομα Ουρανομετρία. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότητας Ίππαρχος ο Ρόδιος, ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1022 αστέρες από τους λαμπρότερους του Ουρανού. Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν τα ακριβή στοιχεία της θέσης των αστέρων στην Ουράνια σφαίρα, του μεγέθους των, του δείκτου του χρώματός των, του φασματικού τύπου των, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπως απόσταση, διαστάσεις κλπ.
Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες και άτλαντες ουρανού στους οποίους σημειώνονται οι θέσεις των αστέρων ως προς αλλήλους, καθώς και το οπτικό μέγεθός τους. Οι απλούστεροι χάρτες βεβαίως περιλαμβάνουν μόνο τους λαμπρότερους αστέρες των αστερισμών καθώς και τα γράμματα με τα οποία ονομάζονται.
Στους χάρτες δε αυτούς οι λαμπρότεροι αστέρες με τη μέθοδο της «Γραμμοδαισίας» συνδέονται με συνήθως ευθύγραμμα τμήματα, το σύνολο των οποίων και παρουσιάζει το περίγραμμα του αντικειμένου ή ζώου που απεικονίζει ο αστερισμός.
Οι θέσεις των ιχνών των αστέρων στην ουράνια σφαίρα προσδιορίζονται από τις ισημερινές συντεταγμένες. Και αυτές είναι η απόκλιση αστέρος και η αστρική ωρική γωνία. Αν όμως ληφθεί ως βάση ο μαθηματικός ορίζοντας τότε οι θέσεις των αστέρων προσδιορίζονται από τις οριζόντιες συντεταγμένες που είναι το αληθές ύψος και το αληθές αζιμούθ.