stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Korporatokratia
Ominaispiirteitä

Yritykset antavat merkittäviä summia rahaa kilpailevien poliittisen puolueiden ehdokkaille varmistaakseen sen, että vaalituloksesta riippumatta vaalien voittaja tulee olemaan kiitollisuudenvelassa rahoittajilleen. Koska poliitikot ovat yhä enemmän riippuvaisia lahjoituksista tullakseen valituksi, heidän objektiivisuutensa yritysten etujen suhteen voi vaarantua. Vaaleihin käytettävän rahan määrän lisääminen nostaa vaalikampanjoinnin kustannuksia, joten ulkopuolisten ehdokkaiden on hankalampi päästä läpi ilman "yritys-sponsoreita".
"Pyöröoveksi" kutsutussa ilmiössä henkilöt toimivat vuoroin yritysjohtajina, vaikutusvaltaisina valtion virkamiehinä tai lobbareina. Tämä luo mahdollisuuden ei-ilmeiselle korruptiolle. Esimerkiksi valtiolla päättävässä asemassa oleva henkilö, siirtyy yrityksen palvelukseen palkkiona yritykselle suotuisasta toiminnasta valtion virassa. Tätä voidaan torjua esimerkiksi säätämällä karenssiaikoja siirtymien välille.
Ekonomisti Jeffrey Sachs kuvasi Yhdysvaltoja korporatokratiaksi kirjassaan The Price of Civilization (2011). Hänen mukaan tämän taustalla on neljä trendiä: Heikot kansalliset puolueet ja yksittäisten vaalipiirien korostuminen, koska vaalin voittaja saa koko vaalipiirin vaikutusvallan; Toisen maailmansodan jälkeinen Yhdysvaltojen laajan sotilaallisen toiminnan estabiloituminen; suurten yritysten harjoittama vaalirahoitus; voimatasapainon kallistuminen globalisaation myötä yrityksille. Sachs hahmottelee neljä voimakkainta ryhmittymää: sotateollinen kompleksi, Wall Street-Washington -kompleksi, öljy-liikenne-sotilaallinen -kompleksi ja terveydenhuolto-kompleksi.
Kirjallisuutta

Teivo Teivainen: Yritysvastuun umpikuja (Kalevi Sorsa -säätiö, 2013)
Tämä artikkeli tai sen osa on käännetty tai siihen on haettu tietoja muunkielisen Wikipedian artikkelista. 
Alkuperäinen artikkeli: en:Corporatocracy
Käännös suomeksi
Vapaussodan muistomerkki

Vapaussodan muistomerkki voi tarkoittaa seuraavia muistomerkkejä:
Vapaudenpatsas Heinolassa
Vapaudenpatsas Raumalla
| --- | --- |
: Tämä on täsmennyssivu, joka luettelee monimerkityksisen käsitteen eri merkitykset tai useita eri henkilöitä. Artikkelisivuja, joiden nimessä tai tekstissä lukee ”Vapaussodan muistomerkki”, voi hakea sivunnimihaulla, laajalla sivunnimihaulla tai tekstihaulla.
Luuytimensiirto

Luuydintä otetaan terveestä potilaasta isokokoisella ruiskulla
Luuytimensiirto on lääketieteellinen toimenpide, jossa vaihdetaan ihmisen luuydin,  joka tuottaa uusia verisoluja. Siirto tehdään radikaalina hoitotoimenpiteenä ihmiselle, jolla on vakava veri- tai luuydinsairaus tai hematologinen syöpä.
Useimmat luuytimensiirrot tehdään leukemiapotilaille. Potilaan oma luuydin tuottaa silloin syöpäsoluja. Se tuhotaan voimakkaalla sytostaatti- tai sädehoitoannoksella, ja tilalle annetaan luovuttajan luuydintä. Luovuttaja voi olla lähiomainen tai vapaaehtoinen, jonka kudostyyppi sopii potilaalle. Luovuttajalta luuydintä kerätään yleensä lantioluusta, ja terveen luovuttajan luuydin kasvaa pian ennalleen.
Suomen Punaisen Ristin Veripalvelu ylläpitää Suomessa luuytimen luovuttajista kantasolurekisteriä, joka toimii yhteistyössä maailman 43 muun rekisterin kanssa ja palvelee kaikkia suomalaisia ja ulkomaisia sairaaloita.
Aiheesta muualla

Kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Luuytimensiirto Wikimedia Commonsissa
Tähti

Kokovertailu eri tähtiluokista, Aurinko on G-luokan tähti.
Nimeäminen · Luokittelu
Kehitys · HR-kaavio · Nukleosynteesi

Tähtijärjestelmä · Eksoplaneetta

Luettelot tähdistä
Synty ja kehitys
Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova
Supernova · Hypernova
Luminositeettiluokitus
Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)
Hyperjättiläinen
Spektriluokitus
O · B · A · F · G · K · M
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti
Jäänteet
Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko
Nukleosynteesi
Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova
Yleiset ominaisuudet
Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti
Aiheeseen liittyvää
Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö
Auringon ominaisuudet
n
k
Tähti on omavaloinen, yleensä pallomainen ja kaasumainen taivaankappale. Se on oman painovoimansa koossa pitämä ja kasaan puristama plasmapallo, jonka jossakin kehitysvaiheessa tapahtuu ydinfuusiota. Maata lähin tähti on Aurinko. Yötaivaalla on nähtävissä myös useita muita tähtiä, mutta yhdenkään niistä kirkkaus ei vedä vertoja Auringolle johtuen niiden erittäin suurista etäisyyksistä Maahan. Perinteisesti tähtiä on ryhmitelty erilaisiin tähdistöihin ja tähtikuvioihin.
Tähdet syntyvät pääasiassa vedystä koostuvien kaasusumujen romahtaessa kasaan painovoiman vaikutuksesta. Kun tähden ydin on muodostunut, se alkaa hiljalleen muuttaa vetyä heliumiksi ydinfuusiossa. Prosessissa syntyvä energia virtaa tähden keskustasta sen pinnalle ja säteilee ulkoavaruuteen. Tähti on tasapainotilassa, sillä sen sisäinen säteilynpaine estää painovoimaa romahduttamasta sitä enemmän kasaan. Kun tähden vetypolttoaine on kulunut loppuun, sen lopullinen kohtalo riippuu sen massasta: pienimmät tähdet hiipuvat hiljalleen, kun taas massiivisemmat laajenevat punaisiksi jättiläisiksi. Lopulta massiivisimmat punaiset jättiläiset räjähtävät supernovana levittäen avaruuteen erilaisia alkuaineita. Räjähdyksen jäänteeksi voi jäädä esimerkiksi neutronitähti tai musta aukko riippuen räjähtäneen tähden massasta.
Havainnoimalla tähden liikettä, luminositeettia ja spektriä on mahdollista selvittää sen muita ominaisuuksia, kuten massa, ikä ja metallipitoisuus. On olemassa useita erilaisia tähtityyppejä. Yleisin työkalu niiden luokittelemiseksi on Hertzsprungin–Russellin kaavio.
Gravitationaalisesti sitoutuneet kahden tai useamman tähden tähtijärjestelmät ovat varsin yleisiä. Suuressa mittakaavassa tähdet ovat merkittävä osa galaksien rakennetta yhdessä tähtienvälisen kaasun ja pimeän aineen kanssa.
Luokittelu

| Tyyppi | Lämpötila | Esimerkkitähti |
| --- | --- | --- |
| O | 33 000+ K | Zeta Ophiuchi |
| B | 10 500–30 000 K | Rigel |
| A | 7 500–10 000 K | Altair |
| F | 6 000–7 200 K | Procyon A |
| G | 5 500–6 000 K | Aurinko |
| K | 4 000–5 250 K | Epsilon Indi |
| M | 2 600–3 850 K | Proxima Centauri |
Yleisin tapa luokitella tähtiä on niiden jakaminen spektriluokkiin. Tämä on tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa. Luokittelussa kuumimmat tähdet sijoitetaan luokkaan O, kun taas viileimmät tähdet sijoitetaan luokkaan M. Viilenevässä järjestyksessä luokat ovat O, B, A, F, G, K ja M. Joskus käytetään myös muita luokkia, kuten L (johon kuuluvat tähdet ovat niin viileitä, ettei niitä välttämättä voi edes pitää tähtinä) ja W (johon kuuluvat Wolfin–Rayetin tähdet). Lisäksi jokainen luokka jaetaan kymmeneen alaluokkaan, joita merkitään numeroilla 0–9 viilenevässä järjestyksessä.
Lisäksi tähtiä voidaan luokitella luminositeettiluokituksella. Tämä luokittelutapa puolestaan perustuu tähtien säteisiin. Luokituksessa käytetään roomalaisia numeroita I–V, jossa luokka I kuvaa kaikista suurimpia ylijättiläistähtiä ja luokka V pääsarjan kääpiötähtiä. Luokka I voidaan myös jakaa omiin alaluokkiinsa Ia (kirkkaammille) ja Ib (himmeämmille ylijättiläisille). Lisäksi joskus käytössä on luokka VI, johon kuuluvat alikääpiöt. Käyttämällä kumpaakin edellä mainittua luokittelutapaa esimerkiksi Auringon luokaksi tulee G2 V.
Edelliset kaksi luokittelutapaa voidaan yhdistää visuaalisesti Hertzsprungin–Russellin kaavioon eli HR-kaavioon, jossa vaaka-akselilla on tähden spektriluokka ja pystyakselilla luminositeetti. Tällaisessa kaaviossa tähdet eivät jakaannu täysin satunnaisesti, vaan siihen muodostuu tiheämpiä alueita, joista selvin on kaavion poikki vinosti kulkeva pääsarja.
Tähtien kehitys > Synty

Tähtienvälinen avaruus on harvaa, ja koostuu pääasiassa vedystä. Se sisältää myös heliumia ja pienen määrän raskaampia alkuaineita, joita varhaisemmat tähtisukupolvet ovat tuhoutuessaan levittäneet tähtienväliseen avaruuteen. Tähdet syntyvät tähtienvälistä avaruutta tiheämmissä kaasu- ja pölypilvissä, jotka Linnunradassa ja muissa samankaltaisissa galakseissa ovat keskittyneet galaksin tasoon ja sen spiraalihaaroihin.
Tähden kehityksen ensimmäinen vaihe on kaasupilvessä olevan tiivistymän luhistuminen oman painovoimansa vaikutuksesta. Prosessin voi laukaista esimerkiksi ohikulkevan tähden painovoiman aiheuttama häirintä. Joskus myös läheisen supernovaräjähdyksen paineaalto voi synnyttää kaasupilveen paikallisen tiivistymän, joka aloittaa kehityksensä tähdeksi. Prosessin nopeus kiihtyy lähdettyään käyntiin, ja sen kuluessa tiivistymän paine ja lämpötila kasvavat. Tiivistymän atomien ja molekyylien lämpöliike pyrkii hajottamaan pilveä, mutta jos ainetta on riittävästi, painovoima pääsee voitolle ja tiivistymä puristuu kuumaksi palloksi. On syntynyt prototähti.
Prototähtiä ympäröi noin aurinkokuntamme kokoinen kaasu- ja pölykiekko, joka toimii ympäristönä mahdollisten tähteä kiertävien planeettojen synnylle. Kiekon syntyminen johtuu siitä, että alkuperäiset tähtienväliset pölypilvet, joista tähdet tiivistyvät, pyörivät aina hitaalla vauhdilla, noin yhden kierroksen miljoonassa vuodessa. Niillä on siis suuri liikemäärämomentti. Liikemäärämomentin säilyttääkseen tiivistyvien prototähtien tulee kasvattaa pyörimisvauhtiaan. Tästä seuraa, että osa aineesta ei putoa suoraan syntyvää tähteä kohti, vaan muodostaa sen ympärille pyörivän kiekon.
Prototähdet ovat aluksi erittäin kirkkaita, mutta himmenevät hiljalleen tiivistymisen jatkuessa. Tässä vaiheessa tähdessä ei vielä tapahdu ydinreaktioita, vaan kirkkauden vaatima energia syntyy gravitaatiotiivistymisestä. Prototähtiä ympäröi yleensä voimakas tähtituuli, joka puhaltaa kohti tähteä ympäröivän kaasun läpi. Aluksi kaasua siirtyy siis tähteä kohti, mutta tähden kehittyessä ulospäin suuntautuvat tähden ympäristöä puhdistavat suihkut kehittyvät voimakkaammiksi pienentäen tähteä ympäröivää kiekkoa hiljalleen. Kun prototähden ydin saavuttaa 10 miljoonan kelvinin lämpötilan, prototähden ytimen vety alkaa fuusioitumaan heliumiksi.
Tähtien kehitys > Pääsarja

Ydinreaktioiden alettua tähden kutistuminen lakkaa, sillä sen sisäinen säteilynpaine alkaa vastustaa painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Tällöin tähti on tasapainotilassa, ja se on siirtynyt HR-kaavion pääsarjaan, missä suurin osa tähdistä viettää pääosan elämästään. Pääsarjavaiheen saavuttamiseksi tähden massan tulee olla vähintään 0,08 Auringon massaa. Muuten tähden ydin ei kykene saavuttamaan vetyfuusion alkamisen vaatimaa lämpötilaa, ja siitä kehittyy ruskea kääpiö, hiljalleen jäähtyvä ”epäonnistunut tähti”. Syntyvän tähden massan ylärajan arvellaan olevan noin 100 Auringon massaa, sillä näin suuret syntyvät tähdet säteilevät niin kirkkaasti, että ne puhaltavat tähteä kohti putoavan aineen pois estäen tähden massan kasvun. Ne saattavat myös luhistua mustiksi aukoiksi jo syntyvaiheessaan.
Pääsarjavaiheessa olevan tähden energianlähde on ytimessä tapahtuva vedyn fuusioiminen heliumiksi. Reaktiossa syntynyt energia ilmenee näkyvänä valona ja muuna säteilynä, ja sen tapahtuessa tähti menettää hiljalleen pieniä määriä massastaan Einsteinin kuuluisan yhtälön  E=mc^{2} mukaisesti. Auringon kaltaisissa ja pienemmissä tähdissä hallitseva fuusioreaktion tyyppi on protoni-protoni-ketju, jossa neljä vety-ydintä fuusioituu heliumytimeksi. Aurinkoa vähintään 1,5 kertaa suuremmissa tähdissä hallitseva tyyppi on hiilisykli, jossa käytetään katalyytteinä hiili-, happi- ja typpiytimiä.
Auringon massainen tähti voi pysyä pääsarjavaiheessa noin 10 miljardia vuotta ennen kuin sen vetypolttoaine alkaa loppua. Massiivisempien tähtien fuusioreaktiot ovat kiihkeämpiä, ja siksi ne saavuttavat pääsarjavaiheen nopeammin ja viettävät siinä vähemmän aikaa. Niiden elämä on siis pienimassaisempia tähtiä lyhyempi: esimerkiksi kymmenen Auringon massainen tähti pysyy pääsarjavaiheessa vain 20 miljoonaa vuotta. Vastaavasti kaikista pienimassaisimpien, vetypolttoainettaan säästeliäästi kuluttavien tähtien elämä on kaikista pisin. Punaiset kääpiöt voivat elää biljoonia vuosia ennen niiden vetypolttoaineen loppumista. Tämä on huomattavasti kauemmin kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä, 13,8 miljardia vuotta.
Tähtien kehitys > Lopullinen kohtalo > Pienimassaiset tähdet

Vetypolttoaineensa loppuun kuluttaneen tähden lopullinen kohtalo riippuu sen massasta. Aurinkoa huomattavasti pienemmissä tähdissä energia siirtyy pinnalle konvektiovirtauksina, jotka samalla sekoittavat kaiken aikaa tähden ainetta. Näiden tähtien vedyn osuus siis pienenee tasaisesti koko tähdessä, ja sen tullessa liian pieneksi tähden energiantuotanto vain loppuu. Tähti säteilee hiljalleen siihen varastoitunutta energiaa. Sen lopullisena kohtalona on himmetä ja jäähtyä muuttuen lopulta mustaksi kääpiöksi.
Tähtien kehitys > Lopullinen kohtalo > Auringonkaltaiset tähdet

Auringon kaltaisessa ja suuremmissa tähdissä vedyn määrän väheneminen ei kuitenkaan ole tasaista, ja tähtien keskelle muodostuu heliumista koostuva ydin. Vetyfuusio jatkuu edelleen ydintä ympäröivässä vetykuoressa. Itse ytimen lämpötila ei kuitenkaan riitä fuusioimaan heliumia edelleen raskaammiksi alkuaineiksi, joten ytimeltä puuttuu energianlähde. Lopulta ytimen säteilynpaine ei enää riitä vastustamaan tähden painovoiman kokon puristavaa vaikutusta, ja tähti alkaa kutistua. Tällöin ytimen lämpötila nousee. Kun lämpötila on saavuttanut 100 miljoonaa kelviniä, voi alkaa kolmialfareaktio, jossa tähden keskustassa olevan helium fuusioituu hiileksi. Tämän reaktion tapahtumiseen tähden massan tulee olla vähintään neljäsosa Auringon massasta. Samalla kuitenkin tähden pinta- ja keskikerrokset viilenevät ja laajenevat. Tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Heliumin fuusioituminen hiileksi on äärimmäisen herkkä prosessi lämpötilan suhteen, ja jo vähäinen lämpötilan lisäys kasvattaa ydinreaktioiden määrää suuresti. Herkkyydestä johtuen hiilen synty tähden ytimessä muuttuu hetkellisesti hallitsemattoman suureksi, ja punaisen jättiläisen energiantuotanto voi olla hetken aikaa suurempi kuin kaikkien galaksin muiden tähtien yhteenlaskettu energiantuotanto. Tätä lyhytaikaista tapahtumaa kutsutaan heliumleimahdukseksi, ja sitä seuraa suhteellisen tasainen fuusioitumisvaihe.
Heliumin loputtua tähden tulevaisuus riippuu sen massasta. Auringonkaltaisissa tähdissä massiivisempia alkuaineita tuottavien ydinreaktioiden sarja ei todennäköisesti jatku hiiltä pidemmälle. Nämä tähdet eivät myöskään ylitä Chandrasekharin rajaa (1,4 M☉). Rajaa vähämassaisempien tähtien elämän loppuvaiheessa säteilynpaine puhaltaa niiden uloimmat osat ulkoavaruuteen planetaariseksi sumuksi. Tähden sisäosat luhistuvat lähinnä hiilestä ja hapesta koostuvaksi valkoiseksi kääpiöksi, joka on kuuma, Maan kokoluokkaa oleva kappale. Joskus rajan ylittävätkin tähdet menettävät massaansa ennen tuhoutumistaan niin, että jäävät rajan alle ja päättävät elämänsä valkoisina kääpiöinä.
Tähtien kehitys > Lopullinen kohtalo > Massiivisimmat tähdet

Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi alkaa edelleen uusia ydinreaktioita niiden tiivistyessä ja kuumentuessa edelleen heliumin loputtua. Reaktioissa syntyy yhä raskaampia alkuaineita, ja se, miten pitkälle reaktiosarja jatkuu, riippuu tähden massasta.
Massiivisen tähden tiivistyminen pysähtyy jälleen hetkeksi ytimen kuumentuessa pisteeseen, jossa hiiliytimet pystyvät fuusioitumaan magnesiumytimiksi. Magnesiumydin voi hajota usealla tavalla tuottaen monia reaktiotuotteita, kuten neonia, happea ja kalsiumia. Nämä reaktiotuotteet ovat tärkeitä myöhemmille ydinreaktioille. Hiilen loputtua ytimestä tähden on jälleen tiivistyttävä ja kuumennuttava. Ytimessä happi ja neon fuusioituu edelleen piiksi, rikiksi ja yhä raskaammiksi alkuaineiksi. Loppuvaiheissaan massiiviset tähdet koostuvatkin useista sisäkkäisistä eri alkuaineiden kuorista, joissa tapahtuu erilaisia reaktioita.
Tähden energiantuotanto perustuu siihen, että ydinten fuusioituminen raskaimmiksi ytimiksi vapauttaa energiaa vastustamaan painovoiman aiheuttamaa kokoonpuristumista. Vapautuvan energian määrä laskee kohti raskaampia alkuaineita, minkä takia heliumin loputtua tapahtuvat myöhemmät ydinreaktiovaiheet kestävät suhteellisen vähän aikaa. Ydinreaktioiden sarja päättyy, kun merkittävä osa tähden ytimestä koostuu raudasta, sillä raudan fuusioituminen raskaammiksi alkuaineiksi, kuten hopeaksi ja kullaksi, ei enää vapauta energiaa, vaan vaatii sitä. Rautaytimen tiheys on noin 1010 g/cm3 ja lämpötila yli miljardi astetta. Uusien ydinreaktioiden puutteessa ydin alkaa luhistua kasaan oman painovoimansa vaikutuksesta.
Luhistuvan ytimen tiheydeksi saattaa kasvaa sekunnissa lähes 1014 g/cm3. Kohonnut lämpötila tuhoaa rautaytimet alkutekijöihinsä protoneiksi ja neutroneiksi. Myös vapaat elektronit ja protonit yhdistyvät tuottaen neutroneja ja neutriinoja. Luhistuvan neutroniytimen saavuttaessa maksimitiheytensä se usein ponnahtaa takaisin aiheuttaen suunnattoman shokkiaallon. Tähti päättää kehityksensä räjähtämällä valtavana supernovana, jossa tähden uloimmat osat sinkoutuvat avaruuteen. Räjähdys levittää tähden aiemmin tuottamia alkuaineita avaruuteen, ja itse räjähdyksessä syntyy myös rautaa raskaampia alkuaineita, kuten hopeaa, kultaa ja uraania. Tähden massasta riippuen se saattaa tuhoutua räjähdyksessä kokonaan tai luhistua, kunnes jäänteeksi jää äärimmäisen tiheä neutronitähti, tähden neutroneista koostuva ydin. Äärimmäisen massiivisten tähtien luhistumisprosessi supernovan aikana ei välttämättä pääty ollenkaan painovoiman yliotteen takia, ja ne romahtavat mustiksi aukoiksi, kappaleiksi, joista edes valo ei pysty pakenemaan.
Etäisyydet, määrä ja jakauma

Paljain silmin yötaivaalta on havaittavissa noin 2500 tähteä edellyttäen, että tarkkailijan näkökyky on virheetön ja havainto-olosuhteet ovat erinomaiset. Kaikki paljain silmin nähtävissä olevat tähdet kuuluvat kotigalaksiimme Linnunrataan, ja useimmat niistä näkyvät pistemäisinä tehokkaimmillakin kaukoputkilla.
Yalen yliopiston tutkijoiden vuonna 2010 julkaisemien havaintojen perusteella havaittavassa maailmankaikkeudessa arvioitiin olevan noin 300 000 triljoonaa (3 × 1023) tähteä. Tarkan arvion tekemiseksi olisi kuitenkin tunnettava muuttujia, joista emme vielä ole varmoja, esimerkiksi maailmankaikkeuden galaksien määrä.
Aurinkoa lähin vieras tähti on nimeltään Proxima Centauri, ja se sijaitsee noin 4,24 valovuoden päässä.
Lähitähtien etäisyyksiä voidaan määrittää parallaksimenetelmällä. Menetelmässä tähden sijainti määritetään mahdollisimman tarkasti puolen vuoden välein (eli Maan ollessa vastakkaisilla puolilla Aurinkoa). Näiden kahden havaintopisteen väli on noin 300 miljoonaa kilometriä, mikä on riittävän pitkä välimatka tähden sijainnin muutoksen määrittämiseen. Suurin muutos tähden sijainnissa on sen vuotuinen parallaksi, ja tähden etäisyys voidaan laskea tavallisilla trigonometrisillä kaavoilla suorakulmaisesta kolmiosta, jossa vuotuinen parallaksi on kulman suuruus. Parallaksi mitataan taustatähtiä, jotka ovat niin kaukana, että niiden oma parallaksi on merkityksetön, vastaan. Menetelmä ei kuitenkaan toimi luotettavasti kauempana kuin 100–200 pc (330–650 vv) päässä oleviin tähtiin, ja niiden etäisyyden mittaamiseen on käytettävä epäsuoria menetelmiä, joista suuri osa hyödyntää lähitähdistä saatuja parallaksiarvoja.
Etäisyydet, määrä ja jakauma > Kaksoistähdet ja tähtijoukot

Yksittäisten tähtien lisäksi on olemassa kahdesta tai useammasta tähdestä koostuvia tähtijärjestelmiä. Yksinkertaisin tällainen järjestelmä on kaksoistähti, jossa kaksi tähteä kiertää toisiaan yhteisen massakeskipisteen ympäri. Kolmoistähdet ja suuremmat tähtikokonaisuudet esiintyvät yleensä jonkinlaisena hierarkiana kaksoistähtien pareja. Kaikista suurimpia gravitaationaalisesti toisiinsa sitoutuneiden tähtien ryhmiä kutsutaan tähtijoukoiksi.
Noin 80 % massiivisista O- ja B-luokan tähdistä arvioidaan olevan osana gravitaationaalisesti sitoutunutta kahden tai useamman tähden järjestelmää. Punaisista kääpiöistä kuitenkin vain 25 % arvioidaan olevan vastaavasti sitoutuneita. Koska punaiset kääpiöt ovat yleisimpiä tähtiä, on todennäköistä, että suurin osa Linnunradan tähdistä esiintyy yksittäisinä.
Energian tuotanto

Tähtien sisällä oleva aine on korkeasta paineesta johtuen erittäin kuumaa, ja sen atomit liikkuvat erittäin suurella nopeudella ja törmäilevät jatkuvasti. Olomuodoltaan aine on plasmaa, jossa jatkuva säteilypommitus ja atomien törmäykset ovat ionisoineet sähköisesti neutraalit atomit erillisiksi negatiivisesti varautuneiksi elektroneiksi ja positiivisesti varautuneiksi atomiytimiksi.
Tähtien energianlähde on fuusioreaktio, jossa kevyemmät atomiytimet yhtyvät raskaammiksi ytimiksi. Matalassa lämpötilassa tätä ei tapahdu johtuen positiivisesti varautuneiden ydinten sähköisestä poistovoimasta. Tähtien ydinten kuumuudessa suurella nopeudella tapahtuvissa törmäyksissä tämä on kuitenkin mahdollista kvanttimekaanisen tunneloitumisen avulla. Tapahtumassa ydin tunneloituu toisen ytimen ”sähköisen suojamuurin” läpi, vaikkei sen energia siihen riittäisikään. Tällöin tapahtuman hallitsevaksi vuorovaikutukseksi tulee vahva ydinvoima, joka vetää ytimiä toisiinsa huomattavasti sähköistä poistovoimaa voimakkaammin.
Auringon kaltaisissa tähdissä energian tuotanto perustuu protoni-protoni-ketju -nimiseen fuusioreaktioiden sarjaan. Sarjassa neljä vetyatomin ydintä eli protonia fuusioituu kuvan mukaisesti kaksi neutronia ja kaksi protonia sisältäväksi heliumatomin ytimeksi. Reaktiossa vapautuu energiaa, sillä syntyneen heliumytimen massa on hieman pienempi kuin neljän protonin massa: ”kadonnut” massa on muuttunut energiaksi Einsteinin kuuluisan yhtälön E=mc2 mukaisesti. Osassa törmäyksistä vapautuu energiaa säteilynä, osassa syntyy neutriinoita ja osassa taas positroneja sähkövarauksen säilyttämiseksi. Positronit kuitenkin muuttuvat välittömästi säteilyksi, sillä ne annihiloituvat kohdatessaan vapaan elektronin.
Jos tähden massa on Aurinkoa vähintään puolitoista kertaa suurempi, sen sisäosat saavuttavat noin 20 miljoonan asteen lämpötilan. Tällöin merkittäväksi energiantuotantomuodoksi nousee hiili-typpi-happi-sykli eli lyhyemmin hiilisykli. Kuten protoni-protoni-ketjussakin, myös tässä reaktiosarjassa vety-ytimet yhtyvät heliumytimiksi. Reaktion katalyytteinä kuitenkin toimivat hiili- happi- ja typpiytimet, joiden kokonaismäärä ei kuitenkaan reaktiossa muutu.
Kaikista massiivisimmissa tähdissä voi tapahtua myös uusia fuusioreaktioita, joissa syntyy yhä massiivisempia alkuaineita aina rautaan asti.
Energian tuotanto > Energian siirtyminen

Fuusioreaktiossa syntyneen lyhytaaltoisen röntgen- ja gammasäteilyn siirtyminen tähden pinnalle kestää kauan, sillä säteilyn fotoneja pommitetaan jatkuvasti muilla hiukkasilla. Tämä muuttaa säteilyn aallonpituutta, kunnes tähden pinnalla suurin osa siitä on noin näkyvän valon kaltaista. Säteilyn siirtymistapa tähden pinnalle riippuu tähden massasta.
Pienimassaisissa, Aurinkoa viileämmissä tähdissä energian siirtyminen pinnalle on hitaampaa kuin muissa tähdissä. Säteily liikkuu viileän aineen läpi hitaammin kuin sitä ehtii fuusioreaktiossa syntyä. Aine tähtien sisällä siis kuumenee. Kuumeneva aine virtaa hiljalleen kohti tähden pintaa ja kuljettaa säteilyä mukanaan. Tätä energiansiirtymistapaa kutsutaan konvektioksi.
Auringon kaltaisten tähtien sisäosissa lyhytaaltoinen säteily pääsee etenemään melko vapaasti kohti pintaa. Pintaa kohti aine kuitenkin viilenee, ja lähempänä pintää säteilyn siirtymistapa muuttuu pieniä, viileitä tähtiä muistuttaviksi konvektiovirtauksiksi.
Massiivisten ja kuumien tähtien sisäosissä energiantuotto on niin voimakasta, että pelkkä säteily pystyisi kuljettamaan riittävästi energiaa kohti pintaa. Näinpä massiivisten tähtien sisäosissa on usein konvektiovirtauksia. Ulommissa kerroksissa energia pystyy jälleen virtaamaan vapaasti, sillä säteily on jakaantunut tarpeeksi laajalle alueelle edetäkseen ilman konvektiota. Osat ovat silti tarpeeksi kuumia säteilyn vapaaseen kulkuun.