stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
Sao
Lịch sử quan sát > Thời kỳ Cổ đại

Về mặt lịch sử, các ngôi sao đã trở thành quan trọng đối với các nền văn minh trên toàn thế giới. Chúng trở thành một phần của tín ngưỡng tôn giáo và đóng vai trò quan trọng trong việc định vị và định hướng. Nhiều nhà thiên văn cổ đại tin rằng các sao nằm cố định trên một thiên cầu, và chúng bất biến. Để thuận tiện, các nhà thiên văn đã nhóm các ngôi sao lại thành các chòm sao và sử dụng chúng để theo dõi chuyển động của các hành tinh và suy đoán vị trí của Mặt Trời. Chuyển động của Mặt Trời so với các ngôi sao (và đường chân trời) đã được sử dụng để làm ra dương lịch, và được dùng để áp dụng điều tiết trong nông nghiệp. Lịch Gregory hiện tại là lịch được sử dụng nhiều nơi trên thế giới, là dương lịch dựa trên góc của trục quay Trái Đất liên hệ tương đối với Mặt Trời.
Bản đồ sao chính xác cổ nhất cho đến ngày nay xuất hiện từ thời Ai Cập cổ đại năm 1534 trước Công nguyên. Danh lục sao được biết đến sớm nhất đã được biên soạn bởi các nhà thiên văn học Babylon ở Lưỡng Hà vào cuối thiên niên kỷ hai trước Công nguyên, trong thời đại Kassite (khoảng 1531-1155 TCN). Danh lục sao đầu tiên của thiên văn học Hy Lạp đã được lập ra bởi Aristillus vào xấp xỉ năm 300 TCN, với sự giúp đỡ của Timocharis. Danh lục sao của Hipparchus (thế kỷ hai trước Công nguyên) bao gồm 1.020 ngôi sao và đã được Ptolemy đưa vào trong danh lục của ông. Hipparchus là người đầu tiên phát hiện ra một sao mới nova được ghi lại trong lịch sử. Rất nhiều tên gọi các chòm sao và ngôi sao sử dụng ngày nay được bắt nguồn từ thiên văn của người Hy Lạp.
Lịch sử quan sát > Thời kỳ Trung cổ

Mặc dù xuất hiện như thể bất biến trên bầu trời, các nhà thiên văn Trung Hoa cổ đại đã khẳng định là những ngôi sao mới có thể xuất hiện. Năm 185, lần đầu tiên họ đã quan sát và ghi lại một vụ nổ siêu tân tinh, bây giờ gọi là SN 185. Sự kiện ngôi sao bừng sáng nhất từng được ghi lại trong lịch sử là vụ nổ siêu tân tinh SN 1006, đã được quan sát vào năm 1006 và được ghi chép bởi nhà thiên văn Ai Cập Ali ibn Ridwan và một vài nhà thiên văn Trung Hoa khác. Siêu tân tinh SN 1054 (Thiên Quan khách tinh), tạo ra tinh vân Con Cua, cũng đã được quan sát bởi các nhà thiên văn Trung Hoa và Hồi giáo.
Các nhà thiên văn Hồi giáo thời Trung cổ đã đặt tên gọi Ả rập cho rất nhiều ngôi sao mà vẫn còn được sử dụng cho đến ngày nay, họ cũng đã phát minh ra nhiều loại dụng cụ thiên văn học dùng để tính toán vị trí của các ngôi sao. Họ đã xây dựng các viện nghiên cứu quan sát lớn đầu tiên, với mục đích chính là để lập các danh lục sao Zij. Một trong số chúng, cuốn Sách của những ngôi sao cố định (năm 964) do nhà thiên văn học Ba Tư Abd al-Rahman al-Sufi viết, ông là người đã quan sát rất nhiều ngôi sao, quần tinh (bao gồm Omicron Velorum và quần tinh Brocchi) và các thiên hà (gồm thiên hà Andromeda). Vào thế kỷ thứ XI, nhà bác học người Ba Tư Abu Rayhan Biruni đã miêu tả Ngân Hà như là tập hợp vô số các mảnh với tính chất của các sao mờ, và tính ra vĩ độ của nhiều sao trong quá trình nguyệt thực năm 1019.
Nhà thiên văn Ibn Bajjah người ở Al-Andalus đề xuất là Ngân Hà là tập hợp của nhiều sao mà gần như chạm vào nhau và hiện lên là một hình ảnh liên tục do hiệu ứng của khúc xạ từ các vật liệu trong không khí, với trích dẫn quan sát của ông về sự giao hội của Sao Mộc và Sao Hỏa năm 500 AH (tức 1106/1107 AD) như là một chứng cứ.
Các nhà thiên văn học Châu Âu thời Trung Cổ như Tycho Brahe đã nhận ra các sao mới trong bầu trời đêm (sau đó gọi là novae), gợi ra rằng bầu trời (thiên đường) không hề bất biến như trước đây. Vào năm 1584, Giordano Bruno đề xuất rằng các ngôi sao thực sự là những mặt trời khác, và có thể có các hành tinh ngoài Hệ Mặt Trời, thậm chí giống với Trái Đất, quay quanh chúng, một ý tưởng đã từng được đề cập đến bởi các nhà triết học Hy Lạp Democritus và Epicurus, và bởi các nhà vũ trụ học Hồi giáo Trung cổ như Fakhr al-Din al-Razi. Các thế kỷ tiếp sau, ý tưởng về các ngôi sao như các mặt trời ở xa đã nhận được sự nhất trí giữa các nhà thiên văn. Để giải thích tại sao các ngôi sao không tác động hấp dẫn đáng kể lên hệ Mặt Trời, Isaac Newton cho rằng các ngôi sao được phân bố đều theo mọi hướng, dựa trên một ý tưởng do nhà thần học Richard Bentley đưa ra.
Định danh

Khái niệm chòm sao đã được biết từ thời kỳ Babylon. Những người cổ đại quan sát bầu trời tưởng tượng ra sự sắp xếp các vì sao nổi bật thành những hình ảnh, và họ gắn những hình ảnh này với những biểu tượng của thiên nhiên hay thánh thần. Có mười hai mẫu hình ảnh này nằm dọc theo dải của mặt phẳng hoàng đạo và chúng trở thành mười hai cung trong chiêm tinh học. Nhiều ngôi sao sáng điển hình cũng được đặt tên, đặc biệt là đặt theo ngôn ngữ Ả rập hoặc La tinh.
Giống như mỗi chòm sao hay Mặt Trời, các vì sao cũng có tên mang tính thần thoại dành cho chúng. Đối với người Hy Lạp cổ đại, một vài "vì sao" lại là những hành tinh (tiếng Hy Lạp πλανήτης (planētēs), có nghĩa là "kẻ lang thang"), đại diện cho nhiều vị thần tối cao, với tên gọi của các hành tinh Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc và Sao Thổ. (Sao Thiên Vương và Sao Hải Vương được đặt tên của các vị thần của Hy Lạp và La Mã 
cổ đại, nhưng do hai hành tinh này không được biết từ thời cổ đại do chúng quá mờ, nên tên của chúng đã được đặt bởi các nhà thiên văn sau này).
Vào khoảng những năm 1600, tên của các chòm sao được sử dụng để đặt tên cho các ngôi sao tương ứng nằm trong chòm sao đó. Nhà thiên văn học người Đức Johann Bayer lập ra một loạt các bản đồ sao và áp dụng các chữ Hy Lạp trong việc định danh các sao theo chòm sao của chúng. Sau đó tên gọi theo hệ thống số dựa trên xích kinh của ngôi sao đã được phát minh ra và thêm vào danh lục sao của John Flamsteed trong cuốn sách của ông "Historia coelestis Britannica" (ấn bản 1712), từ đó hệ thống số này được gọi là Định danh Flamsteed hay số Flamsteed.
Theo luật không gian, chỉ có duy nhất một tổ chức quốc tế được công nhận là có quyền đặt tên cho các thiên thể đó là Hiệp hội Thiên văn Quốc tế (IAU). Một số công ty tư nhân sử dụng tên gọi các vì sao mà Thư viện vương quốc Anh gọi là những công ty thương mại không hợp. Tuy nhiên, IAU không hợp tác với các công ty trong lĩnh vực thương mại để công nhận tên gọi hay sử dụng những tên gọi này cho các mục đích thương mại.
Trong tiếng Việt, một số hành tinh cũng được đặt tên với chữ "Sao" ở đầu, như Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hoả,... Không giống với các sao, các hành tinh là các thiên thể có khối lượng nhỏ hơn một phần nghìn lần khối lượng các sao, chứa vật chất chủ yếu ở dạng rắn, lỏng, khí, bay quanh các sao dưới tác dụng hấp dẫn bởi các sao. Tuy nhiên việc dùng các chữ "Sao" viết hoa là chỉ tên riêng, với ý nghĩa là vật thể trên trời, không dùng như danh từ chung với ý nghĩa phân loại.
Các đơn vị đo

Hầu hết các tham số của một sao được biểu diễn theo các đơn vị SI để cho thuận tiện, ngoài ra các đơn vị CGI cũng được sử dụng (ví dụ biểu diễn độ sáng theo erg trên giây). Khối lượng, độ sáng và bán kính thường được cho theo đơn vị của Mặt Trời, dựa trên đặc trưng của Mặt Trời:
| --- | --- |
Khối lượng Mặt Trời::  {\begin{smallmatrix}M_{\odot }=1,891\times 10^{30}\end{smallmatrix}} kg
Độ sáng Mặt Trời::  {\begin{smallmatrix}L_{\odot }=3,827\times 10^{26}\end{smallmatrix}} watt
Bán kính Mặt Trời::  {\begin{smallmatrix}R_{\odot }=6,960\times 10^{8}\end{smallmatrix}} m
Đối với những độ dài lớn, như bán kính của sao khổng lồ hoặc bán trục lớn của hệ sao đôi, thường được biểu diễn theo đơn vị thiên văn (AU)—xấp xỉ khoảng cách trung bình giữa Trái Đất và Mặt Trời (150 triệu km hay 93 triệu dặm).
Sự hình thành và tiến hóa

Bài chi tiết: Tiến hóa sao
Các vì sao được hình thành trong những vùng mở rộng với mật độ cao hơn trong môi trường liên sao, mặc dù thế mật độ vẫn thấp hơn bên trong một buồng chân không ở trên Trái Đất. Những vùng này được gọi là các đám mây phân tử, chúng chứa chủ yếu hydro và khoảng 23 – 28% heli cùng một ít phần trăm các nguyên tố nặng hơn. Một ví dụ của vùng đang hình thành sao là Tinh vân Lạp Hộ.
Một sao khối lượng lớn thường hình thành trong các đám mây phân tử, chúng là nguồn chiếu sáng những vùng này. Chúng cũng làm ion hóa hydro, tạo ra những vùng H II.
Sự hình thành và tiến hóa > Sự hình thành tiền sao

Bài chi tiết: Tinh vân Mặt Trời
Sự hình thành một ngôi sao bắt đầu với sự bất ổn định hấp dẫn bên trong một đám mây phân tử, thường là từ sự kích hoạt của sóng xung kích từ các vụ nổ siêu tân tinh (những vụ nổ của sao khối lượng lớn) hoặc do va chạm giữa hai thiên hà (trong thiên hà bùng nổ sao). Khi một vùng đạt tới mật độ vật chất thỏa mãn giới hạn cho sự bất ổn định Jeans, nó bắt đầu co lại dưới lực hấp dẫn của chính nó.
Khi đám mây co lại, những tập hợp đơn lẻ của khí và bụi đậm đặc tạo nên cái mà chúng ta gọi là khối cầu Bok. Khối cầu tiếp tục suy sụp (co lại), mật độ tăng lên, năng lượng hấp dẫn chuyển thành nhiệt năng và làm cho nhiệt độ tăng lên. Khi đám mây tiền sao đã đạt tới xấp xỉ điều kiện ổn định của cân bằng thủy tĩnh, một tiền sao hình thành tại lõi của đám mây. Những sao tiền dải chính này thường bị bao bọc xung quanh bởi một đĩa tiền hành tinh. Chu kỳ co sụp hấp dẫn này diễn ra trong khoảng 10 đến 15 triệu năm.
Những sao sơ sinh với khối lượng nhỏ hơn 2 lần khối lượng Mặt Trời được gọi là các saoT Tauri, trong khi các sao có khối lượng lớn hơn gọi là sao Herbig Ae/Be. Những sao mới sinh ra phát ra các tia khí dọc theo trục tự quay của nó, làm giảm mô men góc của sao đang suy sụp và tạo ra những phần mờ đục trong vùng đám mây gọi là các thiên thể Herbig-Haro. Những tia này, kết hợp cùng với bức xạ từ các sao khối lượng lớn ở gần, có thể giúp thổi bay đám mây bao quanh ngôi sao đã hình thành.
Sự hình thành và tiến hóa > Dải chính

Bài chi tiết: Dải chính
Khoảng 90% thời gian sống của một sao là để đốt cháy hydro tạo ra heli trong những phản ứng nhiệt độ cao và áp suất cao tại lõi của sao. Những ngôi sao như vậy được xếp vào dải chính và gọi là các sao lùn. Bắt đầu tại độ tuổi 0 (zero-age) của dải chính, tỷ lệ heli trong lõi của sao sẽ tăng lên. Hệ quả là để duy trì tốc độ đòi hỏi của phản ứng nhiệt hạt nhân tại lõi, ngôi sao sẽ từ từ tăng dần nhiệt độ và độ sáng của nó–ví dụ Mặt Trời, ước tính nó đã tăng độ sáng lên khoảng 40% từ khi nó đạt đến dải chính cách đây 4,6 tỷ năm trước.
Mỗi sao phát ra gió sao chứa các hạt gây nên các dòng khí liên tục thổi vào không gian. Đối với hầu hết các sao, khối lượng bị mất đi do gió sao là không đáng kể. Mặt Trời mất khoảng 10−14 khối lượng Mặt Trời hàng năm, hay khoảng 0,01% tổng khối lượng của nó trong toàn bộ thời gian sống của nó. Tuy thế, những sao khối lượng lớn có thể mất từ 10−7 đến 10−5 khối lượng Mặt Trời mỗi năm, làm ảnh hưởng quan trọng tới sự tiến hóa của những sao này. Những sao mà khối lượng ban đầu lớn hơn 50 lần khối lượng Mặt Trời có thể mất trên một nửa tổng khối lượng trong khi nó vẫn đang ở trạng thái trên dải chính.
Khoảng thời gian một sao ở trong giai đoạn của dải chính phụ thuộc chủ yếu vào lượng nhiên liệu nó đã sử dụng và tốc độ đốt cháy nhiên liệu đó, và khối lượng và độ sáng ban đầu của ngôi sao. Đối với Mặt Trời, người ta ước tính là vào khoảng 1010 năm. Các ngôi sao lớn tiêu dùng nhiên liệu của chúng rất nhanh và có thời gian sống ngắn. Trái lại, các sao nhỏ (gọi là sao lùn đỏ) tiêu dùng năng lượng rất chậm và thời gian sống của chúng từ hàng chục tỷ đến hàng trăm tỷ năm. Đến cuối đời, chúng chỉ đơn giản mờ hơn đi mà thôi. Tuy nhiên, do thời gian sống của các sao như vậy vượt quá độ tuổi hiện tại của vũ trụ (13,7 tỷ năm), cho nên chưa thể có một sao lùn đỏ nào đạt đến trạng thái như thế.
Bên cạnh khối lượng, tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn heli có thể đóng vai trò quan trọng trong quá trình tiến hóa sao. Trong thiên văn học mọi nguyên tố nặng hơn heli được xem là "kim loại", và nồng độ hóa học các nguyên tố này được gọi là tỉ lệ kim loại (metallicity). Tỉ lệ kim loại có thể ảnh hưởng đến thời gian ngôi sao đốt cháy nhiên liệu, điều khiển sự hình thành của từ trường và làm thay đổi cường độ của gió sao. Các sao già, hay những sao lớp II (population II) có tỉ lệ kim loại (metallicity) ít hơn rõ rệt so với các sao trẻ, sao lớp I (population I), do chúng hình thành từ các đám mây phân tử. (Theo thời gian những đám mây này được làm giàu lên bởi các nguyên tố nặng hơn khi những ngôi sao già chết đi và để lại tỉ lệ kim loại trong khí quyển của chúng.
Sự hình thành và tiến hóa > Sau dải chính

Bài chi tiết: Sao khổng lồ đỏ
Khi một sao với khối lượng ít nhất 0,4 lần khối lượng Mặt Trời cạn kiệt nhiên liệu hydro tại lõi của nó, lớp ngoài cùng của nó mở rộng ra rất lớn và lạnh đi, khiến sao đó trở thành một sao khổng lồ đỏ. Ví dụ, trong khoảng 5 tỉ năm nữa, Mặt Trời của chúng ta sẽ trở thành một sao khổng lồ đỏ, nó sẽ nở rộng với bán kính cực đại vào khoảng 1AU, hay 250 lần bán kính hiện tại. Khi trở thành sao khổng lồ, Mặt Trời sẽ mất khoảng 30% khối lượng hiện tại.
Trong một sao khổng lồ đỏ với khối lượng lớn hơn 2,25 lần khối lượng Mặt Trời, sự đốt cháy hydro diễn ra tại một lớp bao quanh lõi. Thậm chí lõi bị nén lại đủ mạnh để có thể đốt cháy được heli, và bán kính ngôi sao bây giờ nhanh chóng co lại và nhiệt độ bề mặt ngôi sao tăng lên. Đối với những ngôi sao lớn hơn, vùng lõi của chúng chuyển dịch trực tiếp từ phản ứng đốt cháy hydro sang phản ứng đốt cháy heli.
Sau khi ngôi sao đã sử dụng hết nhiên liệu heli ở lõi, phản ứng nhiệt hạt nhân tiếp tục diễn ra trong lớp vỏ bao quanh một lõi nóng chứa cacbon và oxy. Ngôi sao từ đó đi theo con đường tiến hóa song song với pha ban đầu của sao khổng lồ đỏ, nhưng với nhiệt độ bề mặt cao hơn.
Sự hình thành và tiến hóa > Sau dải chính > Sao khối lượng lớn

Bài chi tiết: Sao siêu khổng lồ đỏ
Trong giai đoạn (pha) đốt cháy heli của chúng, những ngôi sao với khối lượng lớn hơn 9 lần khối lượng Mặt Trời nở rộng thành các sao siêu khổng lồ đỏ. Khi nhiên liệu trong chúng bị cạn kiệt tại lõi, chúng có thể tiếp tục thực hiện các phản ứng nhiệt hạt nhân để đốt cháy các nguyên tố nặng hơn heli.
Lõi co lại cho đến khi nhiệt độ và áp suất đạt đến đủ để thực hiện phản ứng đốt cháy cacbon (xem quá trình đốt cháy cacbon). Quá trình này tiếp tục với các giai đoạn tiếp theo là đốt cháy neon (xem quá trình đốt cháy neon), oxy (xem quá trình đốt cháy oxy), và silic (xem quá trình đốt cháy silic). Gần cuối đời của sao, phản ứng tổng hợp có thể diễn ra trong các lớp (giống như lớp củ hành) bên trong ngôi sao. Mỗi lớp tổng hợp các nguyên tố khác nhau, với lớp ngoài cùng tổng hợp hydro; lớp tiếp theo tổng hợp heli, và tiếp tục như vậy.
Giai đoạn cuối cùng của chuỗi phản ứng tổng hợp các nguyên tố của ngôi sao khi nó bắt đầu thực hiện phản ứng tổng hợp để tạo ra sắt. Do các hạt nhân sắt có năng lượng liên kết lớn hơn bất kì của một hạt nhân nặng nào khác, và nếu chúng được tổng hợp chúng sẽ không giải phóng năng lượng ra nữa – quá trình sẽ thu năng lượng từ bên ngoài. Như vậy, do chúng liên kết chặt hơn mọi hạt nhân nhẹ, nên năng lượng không thể giải phóng bằng phản ứng phân hạch hạt nhân. Đối với những ngôi sao khối lượng rất lớn và tương đối già, tại tâm của ngôi sao sẽ tích tụ một lõi sắt lớn. Các nguyên tố nặng hơn trong những sao này có thể được tạo ra tại bề mặt, khiến chúng tiến hóa thành các sao Wolf-Rayet với gió sao đậm đặc thổi ra lớp khí quyển bên ngoài.
Sự hình thành và tiến hóa > Sau dải chính > Suy sụp

Một sao kích thước trung bình khi tiến hóa sẽ thổi bay các lớp bên ngoài của nó để tạo thành tinh vân hành tinh. Nếu tàn dư của sao sau khi lớp khí quyển ngoài cùng bị thổi bay đi có khối lượng nhỏ hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời, nó co lại thành một thiên thể tương đối nhỏ (có kích cỡ bằng khoảng Trái Đất) và không đủ nặng để tiếp tục nén sâu hơn, thiên thể này gọi là sao lùn trắng. Vật chất thoái hóa electron sâu bên trong sao lùn trắng không còn là plasma nữa, mặc dù ngôi sao lúc này thường được coi là quả cầu plasma. Các sao lùn trắng sẽ đi đến suy tàn trở thành các sao lùn đen trong một thời gian rất dài.
Trong những ngôi sao lớn hơn, phản ứng tổng hợp tiếp tục diễn ra cho đến khi lõi sắt trở lên lớn hơn (khối lượng lớn hơn 1,4 khối lượng Mặt Trời) và không thể tự chống đỡ được chính khối lượng của nó. Lúc này lõi sẽ ngay lập tức suy sụp khi các electron kết hợp với proton để tạo thành vụ bùng nổ với các neutron cùng các hạt neutrino (hay là phản ứng phân rã beta ngược hoặc sự bắt electron). Sóng xung kích tạo bởi sự suy sụp bất thình lình này làm cho phần còn lại của ngôi sao (những lớp bên ngoài lõi sắt) nổ tung thành một sự kiện siêu tân tinh. Một siêu tân tinh rất sáng mà chỉ trong một thời gian ngắn nó có thể sáng hơn toàn bộ các ngôi sao trong cùng thiên hà đó. Khi chúng xuất hiện trong Ngân Hà, trong lịch sử siêu tân tinh đã từng được quan sát bằng mắt thường với tên gọi "sao mới" (người Trung Hoa gọi là sao khách) nơi chúng trước đây chưa từng tồn tại.
Phần lớn vật chất trong một ngôi sao bị thổi bay đi trong vụ nổ siêu tân tinh (hình thành lên tinh vân như tinh vân Con Cua) và tàn dư còn lại của lõi là một sao neutron (mà đôi khi được coi là sao xung hoặc bùng nổ tia X hoặc, trong một số trường hợp của những sao khối lượng cực lớn (lớn đủ để lại một tàn dư với khối lượng lớn hơn 4 lần khối lượng Mặt Trời), là một lỗ đen. Trong một sao neutron, trạng thái vật chất được gọi là vật chất thoái hóa neutron, và nhiều người tin tưởng rằng có thể tồn tại thêm một dạng vật chất thoái hóa ngoại lai nữa, gọi là vật chất QCD, có khả năng có mặt tại lõi. Hiện nay vật chất tồn tại bên trong lỗ đen vẫn chưa được hiểu đến.
Những lớp bên ngoài bị thổi bay đi của ngôi sao đang suy tàn có chứa các nguyên tố nặng mà có thể được tham gia vào quá trình hình thành những ngôi sao mới. Những nguyên tố nặng này cho phép hình thành lên các hành tinh đá. Vật chất bị thổi bay đi của siêu tân tinh và gió sao của những ngôi sao lớn đóng một vai trò quan trọng trong việc hình thành lên môi trường liên sao.
Phân bố

Cùng với các ngôi sao đơn lẻ, các hệ nhiều sao có thể chứa hai hoặc nhiều sao có liên kết hấp dẫn với nhau và chúng quay quanh nhau. Những hệ nhiều ngôi sao thường gặp đó là hệ sao đôi, ngoài ra những hệ có nhiều ngôi sao hơn cũng đã được tìm thấy. Vì lý do ổn định của quỹ đạo, những hệ nhiều sao thường được tổ chức thành tập hợp các sao đôi quanh quay lẫn nhau. Những nhóm lớn hơn gọi là quần tinh cũng tổn tại. Chúng tập hợp từ một vài sao (trong stellar associations), đến hàng trăm nghìn ngôi sao trong các quần tinh cầu khổng lồ.
Từ lâu người ta đã giả sử rằng các ngôi lớn xuất hiện trong các hệ nhiều ngôi sao. Điều này đặc biệt đúng cho các lớp sao loại nặng O và B, nơi 80% chúng hình thành trong những hệ nhiều sao. Tuy nhiên tỉ lệ lại giảm cho những hệ nhiều sao nhỏ, chỉ có khoảng 25% sao lùn đỏ được biết là có sao đồng hành cùng. Với khoảng 85% ngôi sao trong thiên hà của chúng ta là sao lùn đỏ, hầu hết các ngôi sao trong Ngân Hà được sinh ra một cách đơn lẻ.
Các sao không trải đều ra trong vũ trụ, nhưng chúng thường được nhóm lại thành các thiên hà cùng với các khí và bụi liên sao. Một thiên hà điển hình chứa hàng trăm tỷ ngôi sao, và có hơn 100 tỷ (1011) thiên hà trong vũ trụ quan sát được. Nhiều nhà thiên văn học tin rằng các sao chỉ tồn tại trong các thiên hà, thì các ngôi sao ở môi trường liên thiên hà cũng đã được phát hiện. Các nhà thiên văn cũng ước tính có ít nhất 7×1022 ngôi sao trong vũ trụ quan sát thấy.
Ngôi sao gần nhất với Trái Đất, ngoài Mặt Trời, đó là Cận Tinh (Proxima Centauri), cách xa 39,9 nghìn tỉ km, hay 4,2 năm ánh sáng. Ánh sáng từ Proxima Centauri mất 4,2 năm mới tới được Trái Đất. Khi du hành với vận tốc của tàu con thoi (5 dặm trên một giây—khoảng 30.000 km trên một giờ), chúng ta phải mất tới 150.000 năm để đến được đó. Khoảng cách đến Cận Tinh là điển hình bên trong một đĩa thiên hà, bao gồm cả vùng của Hệ Mặt Trời. Các sao có thể gần nhau hơn khi chúng phân bố tại tâm của các thiên hà và trong các quần tinh cầu, hoặc chúng phân bố cách xa nhau hơn trong các hào quang thiên hà.
Do khoảng cách tương đối lớn giữa các ngôi sao bên ngoài nhân thiên hà, nên sự va chạm giữa các ngôi sao diễn ra rất hiếm. Những vùng đậm đặc hơn như nhân của các cụm sao cầu hay của thiên hà, sự va chạm có thể diễn ra nhiều hơn. Những va chạm này có thể tạo ra những ngôi sao xanh lang thang. Các sao không bình thường này có nhiệt độ bề mặt cao hơn những ngôi sao trong dải chính với cùng độ trưng trong cụm sao.
Các đặc tính

Hầu hết mọi thứ về một sao được xác định bằng khối lượng ban đầu của nó, bao gồm các đặc trưng cơ bản như độ trưng và kích thước, cũng như sự tiến hóa của sao, thời gian sống và sự kết thúc của nó.
Các đặc tính > Độ tuổi

Hầu hết ngôi sao có độ tuổi từ 1 tỷ năm đến 10 tỷ năm. Một số sao thậm chí có độ tuổi gần với 13,7 tỷ năm – bằng độ tuổi của vũ trụ quan sát thấy. Ngôi sao có độ tuổi già nhất đã từng được khám phá, HE 1523-0901, ước tính có tuổi 13,3 tỷ năm.
Sao có khối lượng càng lớn, thì có thời gian sống càng ngắn, bởi vì về cơ bản các sao càng nặng thì áp suất càng lớn hơn tại lõi của chúng, làm cho chúng tổng hợp hydro một cách nhanh hơn. Những sao nặng nhất tồn tại với khoảng thời gian trung bình 1 triệu năm, trong khi các sao nhỏ nhất (sao lùn đỏ) đốt cháy nhiên liệu của chúng rất chậm và kết thúc sau hàng chục đến hàng trăm tỷ năm.
Các đặc tính > Thành phần hóa học

Khi các ngôi sao hình thành trong thiên hà, chúng có thành phần vào khoảng 70% hydro và 28% heli, được đo theo khối lượng, với một tỉ lệ nhỏ các nguyên tố nặng hơn. Tỉ lệ điển hình các nguyên tố nặng được đo theo số hạng thành phần sắt trong khí quyển của sao, do sắt là một nguyên tố phổ biến và các vạch hấp thụ của nó là tương đối dễ đo. Bởi vì các đám mây phân tử nơi các sao hình thành luôn được làm giàu bởi các nguyên tố nặng hơn từ các vụ nổ siêu tân tinh, nên việc xác định các thành phần hoá học của một ngôi sao có thể được sử dụng để suy ra độ tuổi của nó. Tỉ lệ các nguyên tố nặng hơn cũng là một dấu hiệu ngôi sao có khả năng có một hệ hành tinh quay xung quanh.
Ngôi sao có thành phần sắt thấp nhất từng đo được đó là sao lùn HE1327-2326, chỉ bằng 1/200.000 thành phần sắt của Mặt Trời. Ngược lại, sao siêu giàu tỉ lệ sắt μ Leonis với sự có mặt của sắt bằng hai lần của Mặt Trời, và sao có hành tinh quay quanh 14 Herculis có tỉ lệ sắt gần bằng ba lần. Cũng tồn tại những sao dị thường về mặt hoá học cho thấy sự có mặt không bình thường của các nguyên tố xuất hiện trong phổ của chúng; đặc biệt là crom và các nguyên tố đất hiếm.
Các đặc tính > Đường kính

Bởi vì các ngôi sao cách xa Trái Đất, ngoại trừ Mặt Trời ra, chúng đều hiện lên giống như những chấm sáng lấp lánh trên bầu trời đêm do hiệu ứng của bầu khí quyển Trái Đất. Mặt Trời là một ngôi sao gần nhất với Trái Đất vì vậy nó hiện lên như đĩa tròn cung cấp ánh sáng ban ngày cho hành tinh của chúng ta. Ngoài Mặt Trời, ngôi sao có kích thước biểu kiến lớn nhất là sao R Doradus, với đường kính góc chỉ là 0,057 cung giây.
Kích cỡ của hầu hết các ngôi sao theo đường kính góc là quá nhỏ để có thể quan sát với các kính thiên văn quang học hiện tại, vì vậy việc sử dụng các kính thiên văn giao thoa kế là cần thiết để tạo ra ảnh của những thiên thể này. Một kĩ thuật khác để đo kích thước góc của sao là nhờ sự che khuất. Bằng cách đo chính xác sự giảm độ sáng của sao khi nó bị Mặt Trăng che khuất (hoặc sự tăng độ sáng khi nó tái xuất hiện lại), đường kính góc của sao có thể tính toán ra được.
Các sao có kích thước từ 20 đến 40 km theo đường kính (sao neutron), đến sao khổng lồ như Betelgeuse trong chòm sao Lạp Hộ, với đường kính xấp xỉ lớn hơn 650 lần của Mặt Trời; hay 0,9 tỉ km.