Stjerne

En stjerne er et massivt og lyssterkt himmellegeme som består av delvis ionisert gass, såkalt plasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, 
som forsyner planeten med nok energi til å opprettholde liv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller menneskeskapt belysning. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter. 

Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre teleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte stjernebetegnelser. Astronomer kan dessuten bestemme masse, alder, kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernes spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet. 

I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra kjernefysisk fusjon av atomkjerner. Energien transporteres gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Fusjonsprosesser i tunge stjerner, samt prosesser når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende grunnstoffene i universet.

En stjernes liv starter med et gravitasjonskollaps i en molekylsky bestående av hydrogen, helium og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang. En kombinasjon av stråling og konvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot gravitasjonskreftene og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogendrivstoffet i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4 solmasser seg og blir røde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngre grunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer.

Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile baner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling. Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en hop eller en galakse.

En stjerne lyser på grunn av fusjon. Stjernen består stort sett av hydrogen og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid.

 Observasjonshistorie 

Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, for navigasjon og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen om fiksstjerner utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen i stjernebilder. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokale religionen. 

Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av babylonerne som ga de nåværende stjernebildene i Dyrekretsen sine navn. De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også oldtidens Egypt hadde fremstående kunnskaper innen astronomi og astrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) stjernekart som er funnet i nærheten av Luxor i Egypt.

Astronomene i antikkens Hellas og Romerriket stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet var Hipparkhos fra Nikea den første til å observere en nova, og basert på estimater utarbeidet han en katalog som inkluderte posisjonen til  stjerner. Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra den greske mytologien. Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalte  (planētai, vandrere) fikk navn etter noen av Olympos' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene. I dag vet vi at dette ikke er stjerner, men planetene i solsystemet.

I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomen Al-Biruni vår galakse, Melkeveien, som en samling av tåkete stjerner. Også datidens kinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var supernovaer, som de møysommelig registrerte.

I 1584 publiserte Giordano Bruno verket De l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem. For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo Isaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger. William Herschel, som oppdaget dobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i universet. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet Skytten.

Joseph von Fraunhofer og Pietro Angelo Secchi var to pionerer innen stjernespektroskopien, som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet spektrum av solen med andre stjerner, for eksempel Sirius, og fant forskjeller i spektrallinjenes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum, men det nåværende systemet ble utviklet av Annie Jump Cannon.

På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy var fotografiet. Karl Schwarzschild oppdaget at en stjernes farge, og dermed dens effektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenes tilsynelatende størrelsesklasse ved ulike bølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført av Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell, da de utviklet Hertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen kvantemekanikken som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå den kjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.

Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte eksoplaneter. I 1990 ble pulsaren PSR B1257+12 oppdaget i stjernetegnet Jomfruen, 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren – som dermed ble det første kjente planetsystemet utenfor vårt eget solsystem. Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per  er totalt  eksoplaneter blitt oppdaget.

 Stjernebetegnelser 

Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra den babylonske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs den ekliptiske banen, ble grunnlaget for astrologien. Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser.

I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egne myter. For antikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent som planeter ( (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planetene Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn fikk navn etter. Uranus og Neptun er også oppkalt etter greske og romerske guder, men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.

Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen Johann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er Alfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjerners rektascensjon ble oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok «Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt Flamsteedbetegnelse eller Flamsteednummerering. Et eksempel på Flamsteedbetegnelse er 51 Pegasi. 

I dag navngis stjerner og andre himmellegemer av Den internasjonale astronomiske union (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer. Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempel International Star Registry, som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet, og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn.

 Måleenheter 
De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i SI-enheter som standard, men CGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofte luminositet i erg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:

{|
|solmasse:
|Mʘ = 1,9891×1030 kg
|-
|solluminositet:
|Lʘ = 3,827×1026 watt
|-
|solradius:
|Rʘ = 6,960×108 m
|}

Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den store halvakselen hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte i astronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).

 Dannelse og utvikling 

Stjerner dannes gjennom gravitasjonskollaps i molekylskyer, områder med høyere materietetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et vakuumkammer på jorden. Skyene består hovedsakelig av hydrogen, rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er Oriontåken. Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og ioniserer dem, noe som skaper en såkalt H II-region.

Ved å observere stjernens spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes masse, alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et Hertzsprung-Russell-diagram, gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.

 Dannelsen av en protostjerne 

Ifølge kinetisk teori befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes kinetiske energi og kollaps på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en supernova eller gjennom en kollisjon mellom to galakser (kjent som starburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for Jeans' ustabilitet, begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.

Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles Bok-kuler. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en hydrostatisk likevekt. Disse nye stjernene er ofte omringet av en protoplanetarisk skive.

Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles T Tauri-stjerner og stjerner med større masser Herbig-Ae/Be-stjerner. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt Herbig-Haro-objekt.

 Hovedserien 

Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre hovedserien. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.

Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes. For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.

Alle stjerner skaper en stjernevind av partikler som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10-14 solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde. Svært massive stjerner kan tape mellom 10-7 og 10-5 solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig. Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.

Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med – med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt røde dverger, bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Nedre grense for diameteren til en rød dverg antas å ligge på rundt 8.7 prosent av vår egen sol, hvilket er mindre enn Jupiters diameter på 9.95 prosent av solens, selv om disse dvergene naturlig nok er mer massive og kompakte enn gasskjemper.Size of Smallest Possible Star Pinned Down Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til sorte dverger. Men ettersom livstiden hos røde dverger overstiger universets antatte alder på 13,7 milliarder år, er ingen av dem gamle nok til at det faktisk forekommer sorte dverger i universet enda.

Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «metalliske» og den kjemiske konsentrasjonen av disse stoffene kalles metallisitet. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av magnetfelt og endre styrken til stjernevinden. Eldre stjerner, såkalte populasjon II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.

 Etter hovedserien 

Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe. Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke Merkur og antakelig også Venus. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7 AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen. Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.

I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen fortsette i et skallager rundt kjernen. Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starte heliumfusjon, stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.

Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av karbon og oksygen. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.

 Massive stjerner 

I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9 solmasser) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen trykkes sammen av gravitasjonen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier drevet av oksygen, neon, silisium og svovel. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall innover i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall fusjonerer et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig.

Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere jern. Siden jernkjerner er tettere bundet enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi. I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles Wolf-Rayet-stjerner som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.

 Kollaps 
En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til en planetarisk tåke. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse kompakte objektene kalles hvite dverger. Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger en plasma, selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til sorte dverger etter svært lang tid.

I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en eksoterm reaksjon, opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at elektronene trykkes inn i protonene, som så danner nøytroner og nøytrinoer i et utbrudd av inverse betahenfall. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en supernovaeksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.

Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som Krabbetåken), og det som gjenstår er kompakte objekter som en nøytronstjerne (som noen ganger fremstår som en pulsar) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkalt sort hull. I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former for degenerert materie i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå. Stjernevinden fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper.

Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre.

 Fordeling og antall 
Foruten isolerte stjerner som solen, kan et stjernesystem bestå av flere stjerner bundet til hverandre ved gravitasjon. Den enkleste og vanligste typen flerstjernesystem er dobbeltstjerner, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. For systemer med tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre relativt nært, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand, siden en slik konfigurasjon er enklere å stabilisere enn mer symmetrisk konfigurasjoner. Større grupper, kalt stjernehoper, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enorme kuleformede stjernehoper med opp til flere hundre tusen stjerner.

Det ble lenge feilaktig antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i flerstjernesystemer. For veldig massive klasse O- og B-stjerner har man lenge kjent til at kun rundt 20 % er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjelder for samtlige stjerner. Undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner.

Stjerner er gruppert i galakser sammen med interstellar gass og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser i det observerbare universet. Stjerner befinner seg imidlertid ikke kun i galakser – også intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget. Totalt finnes det minst 70 trilliarder stjerner i det observerbare universet, 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner som Melkeveien antas å inneholde.

Den nærmeste stjernen sett fra jorden, utenom solen, er Proxima Centauri som er 4,2 lysår unna, noe som tilsvarer 39,9 billioner (1012) kilometer. Det tar dermed 4,2 år for lys fra Proxima Centauri å nå jorden. Skulle man reise med samme hastighet som den romfergene oppnår (rundt  km/t) ville det tatt  år å reise dit. Dette er en vanlig avstand i den galaktiske skiven inkludert solsystemets omgivelser. Stjerner kan være mye nærmere hverandre nær galaksenes kjerner eller i kuleformede stjernehoper, og mye lengre fra hverandre i den galaktiske haloen.

På grunn av de lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner, som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene, kan det være vanligere. Slike kollisjoner antas å kunne resultere i blå etterslenger (engelsk blue stragglers). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med samme luminositet i stjernehopen.

Fra det mørkeste stedet på jorden kan man med det blotte øye se omtrent 5 000 stjerner, og fra en lys gate i en storby omtrent 100. Australske astronomer har regnet ut at antall stjerner i det synlige universet er 7 fulgt av 22 nuller.

 Egenskaper 

Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.

 Alder 
De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på Universet. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, HE 1523–0901, antas å være 13,2 milliarder år gammel.

Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10 millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år.

 Kjemisk sammensetning 

Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 % hydrogen, 28 % helium, og en mindre andel tyngre grunnstoff. Disse tyngre stoffene kalles metaller innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke regnes som metaller i andre sammenhenger. Målet på andelen tyngre grunnstoff angis derfor som metallisitet. Metallisiteten anslås ofte ut fra på andelen jern i stjernens atmosfære, fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle ved hjelp av spektroskopi. Siden molekylskyene der stjerner dannes stadig berikes med metaller fra supernova-eksplosjoner, kan en stjernes metallisitet gi en indikasjon på når stjernen ble dannet.

Stjerner med kjente planeter, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage. Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte planetesimaler og protoplaneter, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før protostjernen blåser bort gasskyen med sin kraftige stjernevind.

Stjernen med det laveste målte jerninnholdet er dvergstjernen HE1327-2326 med bare 0,005 ‰ av solens jerninnhold. Samtidig finnes stjerner som Rasalas med nesten dobbelt så mye jern som solen, og 14 Herculis som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern. Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesielt krom og sjeldne grunnstoffer.

 Diameter 
På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å blinke på grunn av optiske forstyrrelser i form av turbulens mellom varm og kald luft i jordens atmosfære. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden, R Doradus med bare 0,057 buesekunder.

De fleste stjerner har alt for liten vinkeldiameter til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske teleskop. Derfor benyttes i stedet interferometriske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom okkultasjon. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak månen (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.

Stjerner varierer i størrelse fra nøytronstjerner, som er mellom 20 og 40 km i diameter, til superkjemper som Betelgeuse i stjernebildet Orion med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9 milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere tetthet enn solen.

 Stjernenes bevegelser 

Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er gravitasjonelt bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk. 

En stjernes hastighet måles som to komponenter; radialhastighet i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens egenbevegelse. Radialhastigheten finnes ved å måle rødforskyvningen i stjernens spektrallinjer som kommer fra dopplereffekten. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i millibuesekunder per år. Gjennom å måle opp stjernenes parallakse kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.

Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at populasjon I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan. Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske molekylskyene.

 Magnetfelt 

En stjernes magnetfelt dannes i de indre regionene hvor konvektiv sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en dynamo og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper solflekker som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. Koronalooper er buer av magnetfelt som strekker seg ut i koronaen fra aktive regioner. Solfakler er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.

Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens solvind, som fungerer som en bremse, som sakte, men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder. Under for eksempel Maunder Minimum hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker.

 Masse 
En av de mest massive stjernene man kjenner til er Eta Carinae, med en masse på så mye som 100–150 solmasser. Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av Archeshopen antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra. Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av Eddington-grensen, som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut. Denne stjernen skal ligge på omkring 7500 lysår unna Jorden. Når Eta Carinae dør ut, så vil den bli det man kaller en Supernova.

De første stjernene som ble dannet etter Big Bang kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer, på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn litium. Den generasjonen med supermassive populasjon III-stjerner er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.

Med en masse på kun 93 Mj er AB Doradus C en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess. For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 Mj. Mindre stjerner enn dette kalles brune dverger, noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og gasskjemper. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.

Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som hvite dverger. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av absorpsjonslinjene.

 Rotasjon 

Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom spektroskopiske målinger, eller mer presist gjennom å spore stjerneflekker. Unge stjerner kan rotere over 100 km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen Achernar en rotasjonshastighet på minst 225 km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300 km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre. Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25–35 dager med en ekvatorialhastighet på 1 994 km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.

Degenererte stjerner har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare drivmomentet. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden. Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en pulsar i hjertet av Krabbetåken roterer 30 runder per sekund. En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.

 Temperatur 
Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernens fargeindeks. Temperaturen gis ofte som den effektive temperaturen, noe som er temperaturen hos et ideelt svart legeme som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen. Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner Kelvin (K).

Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den absolutte størrelsesklassen og spesielle kjennetegn i absorpsjonslinjene for å klassifisere stjernen.

Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på  Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt  K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.

 Stråling 
Den energien som frigjøres fra fusjon i stjerner, stråles til slutt ut i rommet som elektromagnetisk stråling og partikkelstråling. Partikkelstrålingen består av elektrisk ladede partikler som protoner, alfapartikler og betapartikler fra stjernens ytre lag, såkalt stjernevind, og en konstant strøm av nøytrinoer fra kjernen.

De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny atomkjerne av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form av gammastråling fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for elektromagnetisk energi, inkludert synlig lys, gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten.


En stjernes elektromagnetiske strålingsspekter kan i stor grad approksimeres som spekteret til et svart legeme. Et slikt spekter kjennetegnes ved at det bare avhenger av temperaturen – for stjerner den effektive overflatetemperaturen. Hvilken farge stjernen fremstår å ha avhenger av i hvilket bølgelengdeområde strålingen har størst intensitet. Solen fremstår som hvit fordi den stråler med omtrent like sterk intensitet i hele det synlige området. Kaldere stjerner vil fremstå mer rødlige, mens varmere vil fremstå mer blålige. Oppfattet farge avhenger også av atmosfæren og av øyets ulike sensitivitet for ulike bølgelengder. Utover det synlige området strekker strålingen seg særlig inn i UV og IR-området, sistnevnte kjenner vi som varme.

Ved å undersøke stjerners spekter kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan også luminositeten regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, er gravitasjonell mikrolinsing. Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres.

 Luminositet 
Innen astronomien er luminositet mengden lys og andre former for strålingsenergi som en stjerne stråler ut per tidsenhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen Vega en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.

Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som solflekker i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger som UV Ceti kan også ha omfattende stjerneflekker.

 Størrelsesklasse 
+ Antall stjerner lysere enn størrelsesklasseTilsynelatendestørrelsesklasseAntall stjerner0411524831714513567

Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden – eksempelvis gjennom interstellare gasskyer og jordens atmosfære. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er Sirius, Canopus, Arcturus, Alfa Centauri, Vega, Rigel, Procyon, Achernar, Betelgeuse og Beta Centauri. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10–parsec (32,6–lysår) og er direkte relatert til stjernens luminositet.

Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter en logaritmisk skala; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger, (Femteroten av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forhold, ligger rundt størrelsesklasse +6.

I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). Canopus, den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt  ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6 lysår, sammenlignet med Canopus' 310 lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.

Stjernen LBV 1806-20 har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10 parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens. De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.

 Spektralklasse 

Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra type O som er svært varme til type M som er så kjølige at molekyler kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, er O, B, A, F, G, K og M. En rekke sjeldne spektralklasser har spesielle grupperinger, og de vanligste av disse er L og T som de kaldeste lavmassestjernene og brune dverger tilhører.

Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest, 0 til 9. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasse O0 og O1, eksisterer muligens ikke.

Stjerner kan også klassifiseres etter luminositeteffekten i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra 0 (hyperkjemper) og III (kjempestjerner) til V (hovedseriedverger) og VII (hvite dverger). De fleste stjerner tilhører hovedserien som består av vanlig hydrogenfusjonerende stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen. Vår sol er en hovedseriestjerne av klasse G2V (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse.

Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «e» at emisjonslinjer finnes, «m» betegner høye nivåer av metaller og «var» viser til variasjoner av spektraltype.

Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstaven D. Disse er videre oppdelt i typene DA, DB, DC, DO, DZ og DQ, avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.

 Klasse Overflate temperatur(kelvin) Konvensjonell farge Tilsynelatende farge Masse(M☉) Radius(R☉) Luminositet(L☉) Eksempelstjerne Andel av allehovedseriestjerner O ≥ 33,000 K blå blå ≥ 16  ≥ 6,6  ≥ 30 000  α Camelopardalis ~0,00003% B 10 000–33 000 K blå til blåhvit blåhvit 2,1–16  1,8–6,6 25–30 000 Rigel 0,13% A 7 500–10 000 K hvit hvit til blåhvit 1,4–2,1 1,4–1,8 5–25  Altair 0,6% F 6 000–7 500 K gulhvit hvit 1,04–1,4  1,15–1,4  1,5–5  Procyon A 3% G 5 200–6 000 K gul gulhvit 0,8–1,04 0,96–1,15 0,6–1,5 Solen 7,6% K 3 700–5 200 K orange gulorange 0,45–0,8 0,7–0,96  0,08–0,6 Gliese 892 12,1% M ≤ 3 700 K rød orangerød ≤ 0,45 ≤ 0,7 ≤ 0,08  Barnards stjerne 76,45%

 Variable stjerner 

Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere.

Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvel Kefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner som langperiodiske variabler som Miravariabler.

Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn av solutbrudd eller koronamasse-utbrudd. Til denne gruppen hører Wolf-Rayet-stjerner og UV Ceti-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper.

En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Til denne kategorien hører novaer og supernovaer. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a-supernovaer. Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes. Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke.

Stjerners luminositet kan også variere avhengig av andre faktorer, for eksempel kan et dobbeltstjernesystem variere i luminositet, siden den ene stjernen iblant dekker den andre. En variabelstjerne av denne typen er Algol hvor størrelsesklasse regelmessig varierer mellom 2,3 og 3,5 over en periode på 2,87 dager. En annen årsak til varierende luminositet kan være de ekstreme solflekkene, som kan dekke store flater hos raskt roterende stjerner.

 Struktur 

En stabil stjernes indre befinner seg i hydrostatisk likevekt, der den innadrettede tyngdekraften og den utadrettede kraften fra temperaturgradienten er i balanse. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig for kjernefusjon, og gjennom fusjon frigjøres tilstrekkelig energi til å oppretteholde temperaturgradienten og hindre stjernen i å kollapse. Temperaturen er høyest i stjernens sentrum, og synker radielt utover mot overflaten.

Strålingssonen er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaet, og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede, blir plasmaet ustabilt, noe som fører til konveksjon og dermed dannes konveksjonssonen. Dette kan for eksempel skje nær kjernen, som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høy opasitet.

Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens, har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte – med konveksjonssoner ved overflaten. Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen. De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden, når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres.

Den delen av stjernene som er synlig for en observatør, kalles fotosfæren. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkalte solflekker.

Over fotosfæren finnes stjerneatmosfæren. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynne kromosfæren, hvor spikuler og solutbrudd starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100 km. Utenfor dette finnes koronaen, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen. Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne. Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under en solformørkelse.

Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter det interstellare materiet. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes av solvinden for heliosfæren.

 Kjernereaksjoner 

En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhengig av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi ifølge det berømte forholdet E = mc².

Den viktigste kjernereaksjonen i hovedseriestjerner som for eksempel solen er omdanningen av hydrogen til helium gjennom proton-protonkjeden:

41H → 22H + 2e+ + 2νe (4,0 MeV + 1,0 MeV)
21H + 22H → 23He + 2γ (5,5 MeV)
23He → 4He + 21H (12,9 MeV)

Disse reaksjonene kan sammenfattes som:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

der e+ er et positron, γ er et gammafoton, νe er et nøytrino og H og He er hydrogen og helium.
Fusjonen av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av kjernetemperaturen resulterer i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen fra «bare» rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen. Solen har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader.

I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som er katalysert av karbon, CNO-syklusen (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen).

Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10 solmasser, kan helium omdannes til karbon gjennom trippel-alfaprosessen som benytter stoffet beryllium som et mellomsteg i reaksjonen.

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

Som gir den totale reaksjonen:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

I enda tyngre stjerner kan enda tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennom neonforbrenning og oksygenforbrenning. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen er silisiumforbrenningen som danner den stabile isotopen jern-56. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikke forbrenning i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom en endoterm prosess, noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps.

Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og  ganger dens luminositet.

 Drivstoff Temperatur(millioner Kelvin) Densitet(kg/cm³) Forbrenningstid(τ i år)  37 0,0045 8,1 millioner  188 0,97 1,2 millioner  870 170 976  1 570 3 100 0,6  1 980 5 550 1,25 / 3 340 33 400 0,0315

 Kjente stjerner 

 Achernar
 Aldebaran
 Alfa Centauri
 Algol
 Alkaid
 Altair
 Antares
 Arcturus
 Bellatrix
 Barnards stjerne
 Betelgeuse
 Canopus
 Capella
 Castor
 Deneb
 Dubhe
 Fomalhaut
 HE0107–5240
 Mizar
 Polarstjernen
 Procyon
 Proxima Centauri
 Regulus
 Rigel
 Sirius
 Spica
 Vega
 UY Scuti
 VY Canis Majoris

 Noter og referanser 
Noter
3,99 × 1013 km / (3 × 104 km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 105 år.

Litteraturhenvisninger
Forbes (1909)

Gray (1992) s. 413-414

Hansen (2004) s. 32–33

Hevelius (1690)

Koch-Westenholz (1995) s. 163

Scwarzschild (1958)

Unsöld (1969) s.180–185 og 215–216

Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, Astronomy and Astrophysics Supplement Series 46 (November 1981), pp. 193–237, . Luminosities are derived from Mbol figures, using Mbol(☉)=4.75.

What color are the stars?, Mitchell Charity.



LeDrew, G.; The Real Starry Sky, Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. Merk: Tabell 2 har en feil feil, denne artikkelen antar 824 som det korrekte antall hovedseriestjerner.

Lidell, H.G.; Scott, R. (1940) A Greek–English Lexicon, 9. utg., Clarendon Press, Oxford.

The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1

Saliba, George (1980), "Al-Biruni", in Joseph Strayer, Dictionary of the Middle Ages, Vol. 2, p. 249. Charles Scribner's Sons, New York.



  — forklarer forskjellen i oppfattet farge.

 Litteratur 
Populærvitenskapelig litteratur på norsk
 Eirik Newth, : Sola: vår egen stjerne illustrert av Ruben Eliassen 1994 ISBN 82-424-0784-3
 Knut Jørgen Røed Ødegaard: Bang! Kollisjoner og eksplosjoner i verdensrommet 2007 ISBN 978-82-8156-037-6
 Pål Brekke: Sola: vår livgivende stjerne : en faktabok for barn og ungdom 2010 ISBN 978-82-994583-7-5
 Universet. Astronomi, Romfart, Galakser, Planeter, Stjernekart oversatt av Rune R. Moen ISBN 978-82-04-11115-9

Utenlandsk litteratur














 Eksterne lenker 



 Hubblesite – Star








Kategori:1000 artikler enhver Wikipedia bør ha
Kategori:Artikler i astronomiprosjektet