Visa källa för Stjärna

{{omdirigering|Stjärnorna}}
{{Olika betydelser}}
[[Fil:Messier 22 Hubble WikiSky.jpg|thumb|[[Stjärnhop]]en [[Messier 22]] fotograferat [[rymdteleskopet Hubble]].]]
En '''stjärna''' är en mycket stor och självlysande [[himlakropp]] av [[plasma]]. Den närmaste stjärnan sett från [[jorden]] är [[solen]], vilken är källan till den allra största delen av [[energi]]n på jorden. Andra stjärnor är synliga på natthimlen när de inte störs av solen eller av andra ljusstarka objekt på jorden, så kallade [[ljusförorening]]ar. En stjärna lyser för att [[kärnfusion|fusion]]en av [[atomkärnor]] i dess inre frigör enorma mängder [[energi]], som så småningom färdas genom stjärnan och [[Strålning|strålas]] ut i rymden.

Nästan alla [[grundämne]]n tyngre än [[väte]] och [[helium]] genereras ur dessa gaser av stjärnorna. Genom fusion i centrum genereras ämnen som tyngst upp till [[järn]] (atomnummer 26). Grundämnen från [[kobolt]] (atomnummer 27) upp till [[uran]] (atomnummer 92) genereras när större stjärnor "dör" i [[supernova|supernovor]]. Först i sådana explosioner kommer temperaturen upp så högt att tyngre ämnen kan bildas.

Genom att observera stjärnornas [[spektrum]], [[luminositet]] och rörelser genom rymden kan man avgöra stjärnornas [[massa]], ålder, kemiska sammansättning och många andra egenskaper. Den totala massan är avgörande för hur stjärnan kommer att [[Stjärnbildning|utvecklas]] och dess slutgiltiga öde. Stjärnans plats i ett diagram där temperaturen ställs mot [[luminositet]]en ([[Hertzsprung–Russell-diagram]]met), gör det möjligt att bestämma dess ålder och utvecklingsstadium.

En stjärna börjar som ett kollapsande moln av materia som består av väte, helium och små mängder av tyngre ämnen. När kärnan är tillräckligt tät, börjar vätet att fusioneras till helium. Den återstående delen av stjärnans inre för bort energin från kärnan genom en kombination av [[strålning]]s- och [[konvektion|konvektiva]] processer. Detta hindrar stjärnan från att kollapsa på sig själv av den omfattande [[gravitation]]en och alstrar en [[solvind|stjärnvind]], som tillsammans med strålning sänds ut från ytan.<ref name="sunshine">{{Webbref |efternamn = Bahcall|förnamn = John N.|datum = 29 juni 2000|url = https://www.nobelprize.org/prizes/uncategorized/how-the-sun-shines-4/ |titel = How the Sun Shines|utgivare = Nobel Foundation|hämtdatum = 30 augusti 2006}}</ref>

[[Dubbelstjärnor]] och multistellära stjärnsystem består av två eller fler stjärnor som är gravitationellt bundna till varandra. Om avståndet mellan dessa är relativt kort, kan de gravitationella krafterna få en betydande påverkan på deras utveckling.<ref name="iben">{{Tidningsref |författare = Iben|förnamn = Icko, Jr.|rubrik = Single and binary star evolution|tidning = Astrophysical Journal Supplement Series|datum = 1991|volym = 76|sidor = 55–114|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I}}</ref>

== Observationshistoria ==
{{huvudartikel|Stjärnforskningens historia}}
[[Fil:Big dipper from the kalalau lookout at the kokee state park in hawaii.jpg|miniatyr|stående|[[Karlavagnen]], välkänd asterism som i [[Mesopotamien]] kallades MAR.GID.DA, ''himmelsvagnen'']]
Människan har sett upp mot stjärnorna sedan civilisationens gryning, sannolikt ännu längre. Strävan efter kunskap har alltid motiverat studier av himlafenomen både för religiösa och ceremoniella syften såväl som för [[Astronomisk navigation|navigation]]. Med hjälp av den mänskliga fantasin föddes idén med [[stjärnbild]]er, vilka ofta var sammanflätade med den lokala religionen.<ref name="storia delle costellazioni">{{webbref |författare=Roberta Biagi |url=http://www.isaacnewton.it/contenuti/mitologia/storia.html |titel=Storia delle costellazioni |hämtdatum=6 augusti 2008 |arkivurl=https://archive.is/20020803184807/http://www.isaacnewton.it/contenuti/mitologia/storia.html |arkivdatum=3 augusti 2002 }}</ref> Systemet med stjärnbilder förbättrades och vidareutvecklades under [[1000-talet f.Kr.|det andra årtusendet f.Kr.]] av [[Babylonien|babylonerna]] som gav de nuvarande stjärnbilderna i [[Zodiak]]en sina namn. De skapade även astronomiska kalendrar som fokuserade på fenomen som kunde användas för att följa årstiderna. Även civilisationen i [[Forntida Egypten]] innehade framstående kunskaper inom astronomi och astrologi. Detta bevisas bland annat av att världens äldsta bevarade och exakt daterade (1534 f.Kr.) [[stjärnkarta]] hittats i närheten av [[Luxor]], [[Egypten]].<ref name="Spaeth">{{tidskriftsref | författare =von Spaeth, Ove | rubrik =Dating the Oldest Egyptian Star Map | url =http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp | tidskrift = Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology | volym =42 | nummer =3 | år = 1999 | sid =159-179 | id =}}</ref>

Astronomerna i [[Antikens Grekland]] och [[Romarriket]] stod för nästa stora steg i utvecklingen. Bland annat hade [[Hipparchos|Hipparchos av Nicea]] turen att observera en [[supernova]] i stjärnbilden [[Skorpionen (stjärnbild)|Skorpionen]] vilket fick honom att tvivla på oföränderligheten hos himlasfären.<ref>{{Webbref|titel=Ancient Astronomy|url=https://snews.bnl.gov/popsci/ancients.html|verk=snews.bnl.gov|hämtdatum=2024-02-06}}</ref> Under den grekiska storhetstiden tilldelades stjärnbilderna namn från den [[Grekisk mytologi|grekiska mytologin]]. Även en speciell grupp "stjärnor" som grekerna kallade πλανῆται (''planētai'', ''vandrare'') fick namn efter några av [[Olympen]]s gudar, dessa verkade röra sig i förhållande till de övriga stjärnorna och var förstås det vi idag vet inte är stjärnor utan [[solsystemet]]s [[planet]]er.

Under det [[1000-talet|11:e århundradet]], när astronomin hade stagnerat i det djupt kristna Europa, föreslog den persiske astronomen [[Biruni|al-Biruni]] att [[Vintergatan|Vintergatsbandet]] kunde utgöras av en samling [[nebulosa|nebulösa]] stjärnor.<ref>[[George Saliba]] (1980), "Al-Biruni", in Joseph Strayer, ''Dictionary of the Middle Ages'', Vol. 2, p. 249. Charles Scribner's Sons, New York.</ref> Någon bestämd hypotes om dessa för oss mera ljussvaga stjärnors plats i kosmos framlade han däremot inte. Även dåtidens [[kinesisk astronomi|kinesiska astronomer]] insåg, precis som Hipparchos före dem, att himlens stjärnor inte var oföränderliga och att nya kunde uppstå där inga fanns förut. Vad de såg var [[supernova|supernovor]], vilka de mödosamt noterade.<ref name="clark">{{tidskriftsref | författare =Clark, D.H.; Stephenson, F.R. | rubrik =The Historical Supernovae: A survey of current research | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1982sscr.conf..355C| tidskrift = Proceedings of the Advanced Study Institute | volym = | nummer = | år =1981 | sid =355-370 | id =}}</ref>

År 1584 publicerade [[Giordano Bruno]] sitt verk ''De l'infinito universo e mondi'' där han menade att stjärnorna var andra solar och att runt dem kunde planeter som liknade jorden finnas.<ref name="he history">{{webbref | efternamn= Drake | förnamn= Stephen A. | författarlänk = | år = | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | titel = A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy | format = | verk = | utgivare = NASA HEASARC | hämtdatum = 2008-09-13}}</ref> För att förklara varför stjärnorna behöll sina avstånd från varandra föreslog [[Isaac Newton]] att de var jämnt fördelade i alla riktningar.<ref name="Archives">{{webbref | efternamn= Hoskin | förnamn= Michael | författarlänk = | år = 1998 | url = http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | titel = The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | format = | verk = | utgivare = Space Telescope Science Institute | hämtdatum = 2008-09-13}}</ref> [[William Herschel]], som upptäckte [[dubbelstjärnor]]na, var den första astronomen som försökte mäta upp fördelningen av stjärnor i universum. [[1785]] utförde han en ambitiös serie mätningar av 600 delar av himlen och noterade antalet stjärnor i varje. Vad han fann var att tätheten av stjärnor ökade åt ett visst håll på himlen, vilket var [[Vintergatan]]s centrum, i stjärnbilden [[Skytten (stjärnbild)|Skytten]].<ref name="Proctor">{{tidskriftsref | författare = Proctor, Richard A. | rubrik = Are any of the nebulæ star-systems? | url = http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M | tidskrift = [[Nature]] | volym = | nummer = | år = 1870 | sid = 331-333 | id =}}</ref>

[[Joseph von Fraunhofer]] och [[Angelo Secchi]] var två pionjärer inom den [[spektroskopi|stellära spektroskopin]], vilket anses vara startpunkten för den moderna astronomin. De två astronomerna jämförde [[spektrum]] från solen med de av andra stjärnor, till exempel [[Sirius]], och fann skillnader vad gäller [[spektrallinje]]rnas tjocklek och antal. År [[1865]] införde Secchi ett system för att kategorisera stjärnorna efter deras spektrum,<ref name="MacDonnell">{{webbref|efternamn=MacDonnell |förnamn=Joseph |url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm |titel=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics |format= |verk= |utgivare=Fairfield University |hämtdatum=2008-10-15 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm |arkivdatum=2011-07-21 }}</ref> men det nuvarande systemet utvecklades av [[Annie Jump Cannon]].

Under 1900-talet skedde stora framsteg inom stjärnforskningen och ett värdefullt verktyg för detta var [[fotografi]]n (och den från denna härledda spektrografin, studiet av stjärnornas spektra). [[Karl Schwarzschild]] upptäckte att en stjärnas färg, och därmed dess [[effektiv temperatur|effektiva temperatur]], kunde mätas genom att jämföra stjärnornas [[skenbar magnitud|magnituder]] vid olika våglängder. Ett viktigt steg för att visualisera stjärnornas olika typer och egenskaper genomfördes [[1913]] oberoende av varandra av [[Ejnar Hertzsprung]] och [[Henry Norris Russell]], nämligen [[Hertzsprung–Russell-diagram]]met. Senare varianter utvecklades för att förklara den dynamiska utvecklingen hos stjärnorna. Samtidigt gjordes stora framsteg inom [[kvantmekanik]]en vilket tillät att olika företeelser hos stjärnornas spektrum kunde förklaras och därmed kunde man med hjälplig precision avgöra den [[kemi]]ska sammansättningen hos stjärnornas atmosfärer.<ref name="new cosmos">{{bokref |författare= Unsöld, Albrecht |år= 1969 |titel= The New Cosmos |utgivningsort= New York |utgivare= Springer-Verlag}}</ref>

Ett av de största genombrotten under senare tid inom stjärnforskningen har varit upptäckten att vissa stjärnor har egna planeter, så kallade [[exoplanet]]er. Det första stjärnsystemet som upptäcktes ha planeter var [[pulsar]]en [[PSR B1257+12]] som [[1990]] konstaterades ha ett planetsystem.<ref name="PSR">
{{tidskriftsref | författare = Wolszczan, A., Frail, D. | rubrik =A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12 | url =http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1992Natur.355..145W&db_key=AST&nosetcookie=1 | tidskrift =[[Nature]] | volym =355 | nummer = | år =1992 | sid =145-147 | id =}}</ref> Fram till juli 2024 hade 7000 exoplaneter katalogiserats.<ref>{{Webbref |titel = Encyclopaedia of exoplanetary systems |url = https://exoplanet.eu/news/news__726/ |datum = 2024-07-17|hämtdatum = 28 oktober 2024}}</ref>

== Stjärnbeteckningar ==
Cirka år [[1600]] började man producera tryckta stjärnatlaser. Den tyske amatörastronomen [[Johann Bayer]] skapade en rad stjärnkartor för olika regioner på himlen och använde grekiska bokstäver som beteckningar för stjärnorna i varje stjärnbild, ett system som nu kallas [[Bayerbeteckning]]. Välkänt exempel är ''[[Alfa Centauri]]''. Senare uppfann den engelske astronomen [[John Flamsteed]] ett annat system med siffror som senare skulle bli känt som [[Flamsteedbeteckning]]. Exempel på Flamsteed-beteckning är ''[[51 Pegasi]]''. Ett antal ytterligare system har därefter tillkommit sedan nya [[stjärnkatalog]]er har konstruerats, men de två ursprungliga är fortfarande i bruk.

Den enda organisation som av det vetenskapliga samfundet erkänts ha rätt att namnge stjärnor och andra [[himlakropp]]ar är den [[Internationella Astronomiska Unionen]] (IAU).<ref name="naming">{{Webbref|url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309|titel = The Naming of Stars|utgivare = National Maritime Museum|hämtdatum = 13 augusti 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309|arkivdatum = 29 oktober 2007}}</ref> Ett antal privata företag (till exempel [[International Star Registry]]) utger sig för att sälja namn på stjärnor, men dessa namn är inte erkända av vetenskapssamfundet och används inte heller av detta.<ref name="naming" /> Många i det astronomiska samfundet ser dessa företags affärsverksamheter som bedrägerier, eftersom de drar nytta av människors okunskap om hur stjärnor får sina namn.<ref>{{Webbref|efternamn = Adams|förnamn = Cecil|datum = 1 april 1998|url = http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html|titel = Can you pay $35 to get a star named after you?|utgivare = The Straight Dope|hämtdatum = 13 augusti 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20080512091604/http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html|arkivdatum = 12 maj 2008}}</ref>

== Mätenheter ==
De flesta parametrarna hos stjärnor uttrycks i [[SI-enhet]]er som standard, men [[Cgs-systemet|CGS-enheter]] brukas också (till exempel mäts ofta [[luminositet]] i [[erg]] per sekund). Massa, luminositet och radie ges ofta i solenheter, baserat på solens egenskaper:

:{|
|[[solmassa]]:
|<math>\begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[kilogram|kg]]<ref name="constants">{{Tidningsref |författare = I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd|rubrik = Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 2003|volym = 583|nummer = 2|sidor = 1024–1039|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S}}</ref>
|-
|[[solluminositet]]:
|<math>\begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix}</math>&nbsp;[[watt]]<ref name="constants" />
|-
|[[solradie]]:
|<math>\begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix}</math> [[Meter|m]]<ref>{{Tidningsref |författare = S. C. Tripathy, H. M. Antia|rubrik = Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius|tidning = Solar Physics|datum = 1999|volym = 186|nummer = 1/2|sidor = 1–11|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1999SoPh..186....1T}}</ref>
|}

Större längder, som radien på en jättestjärna eller den [[halv storaxel|halva storaxeln]] hos en dubbelstjärna uttrycks ofta i [[astronomisk enhet|astronomiska enheter]] (AU), vilket motsvarar medelavståndet mellan jorden och solen (150 miljoner km).

== Skapelse och utveckling ==
[[Fil:Witness the Birth of a Star.jpg|miniatyr|En konstnärs tolkning av hur en stjärnas födelse kan se ut.]]
Stjärnor bildas inom [[molekylmoln]] som kallas för [[nebulosor]], stora regioner med hög densitet (men fortfarande lägre täthet än i en [[vakuumkammare]] på jorden), i det [[interstellära mediet]]. Dessa moln består huvudsakligen av väte, med ungefär 23–28 % helium och en mindre del tyngre ämnen. Ett exempel på en sådan födelseplats för stjärnor är [[Orionnebulosan]].<ref>{{Tidningsref |författare = P. R. Woodward|rubrik = Theoretical models of star formation|tidning = Annual review of astronomy and astrophysics|datum = 1978|volym = 16|sidor = 555–584|http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W}}</ref> När stjärnor bildas från dessa moln lyser de upp dem och [[jon]]iserar dem vilket skapar en så kallad [[H II-region]].

=== Bildandet av en protostjärna ===
{{huvudartikel|Stjärnbildning}}
Bildandet av en stjärna börjar med en gravitationell instabilitet inuti ett molekylmoln, något som ofta utlöses av chockvågor från en [[supernova]] eller genom en kollision av två [[galax]]er (dessa är kända som [[starburstgalaxer]]). När en region har nått en kritisk densitet och kriteriet för [[Jeans-instabilitet]]en uppnåtts, börjar det kollapsa av sin egen gravitation.

När molnet kollapsar bildar anhopningar av stoft och gas vad som kallas för [[Bok-globul]]er. Dessa kan innehålla material motsvarande upp till 50 solmassor. När en globul kollapsar och densiteten ökar konverteras den gravitationella energin till värme och temperaturen stiger. En [[protostjärna]] bildas i globulens kärna när sammandragningen har nått kriteriet för [[hydrostatisk jämvikt]].<ref>{{Webbref|efternamn=Seligman |förnamn=Courtney |url=http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm |titel=Slow Contraction of Protostellar Cloud |hämtdatum=5 september 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm |arkivdatum=23 juni 2008 }}</ref> Dessa nya stjärnor är ofta omringade av en [[protoplanetarisk skiva]].

Nya stjärnor med mindre än två solmassor kallas [[T-Tauri-stjärna|T-Tauri-stjärnor]] och stjärnor med större massor [[Herbig-Ae/Be-stjärna|Herbig-Ae/Be-stjärnor]]. Dessa nyfödda stjärnor sänder ut jetströmmar av gas längs sin rotationsaxel, vilket skapar ett fenomen kallat [[Herbig-Haro-objekt]].<ref>{{bokref
 |författare=J. Bally, J. Morse, B. Reipurth |år=1996
 |kapitel=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 |titel=Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 |redaktör=Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. Schreier
 |utgivare=Space Telescope Science Institute |sid=491
 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B
 |hämtdatum=2006-07-14}}</ref>

=== Huvudserien ===
Stjärnor tillbringar omkring 90 % av sin livstid med att fusionera väte till helium i reaktioner under högt tryck och hög temperatur nära kärnan. Sådana stjärnor sägs tillhöra [[huvudserien]]. Vätefusionen sker via [[proton-protonkedjan]] i mindre stjärnor och via [[CNO-cykeln]] i större stjärnor. Efterhand som andelen helium i kärnan växer, och andelen väte därmed blir proportionellt mindre, ökar stjärnans temperatur och luminositet för att fusioneringstakten ska kunna hållas uppe.<ref>{{Tidningsref |författare = J. G. Mengel, P. Demarque, A. V. Sweigart, P. G. Gross|rubrik = Stellar evolution from the zero-age main sequence|tidning = Astrophysical Journal Supplement Series|datum = 1979|volym = 40|sidor = 733–791|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M}}</ref> Solen, till exempel, har uppskattats ökat sin luminositet med omkring 40 % sedan den nådde huvudserien för 4,6 miljarder år sedan.<ref>{{Tidningsref |författare = Sackmann|förnamn = I.-Juliana|författare2 = Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer|datum = 1993|month = 11|url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S|rubrik = Our Sun. III. Present and Future|tidning = Astrophysical Journal|volym = 418|sidor = 457}}</ref>

Alla stjärnor skapar en [[stjärnvind]] av partiklar som orsakar ett kontinuerligt utflöde av gas till rymden. För de flesta stjärnor är mängden materia som förloras försumbar. Solen förlorar på detta sätt 10<sup>−14</sup> solmassor varje år eller ungefär 0,01 % under dess totala livslängd.<ref>{{Tidningsref |författare = B. E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky|rubrik = Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 2002|volym = 574|sidor = 412–425|url = http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html}}</ref> Mycket massiva stjärnor kan dock förlora mellan 10<sup>−7</sup> och 10<sup>−5</sup> solmassor varje år, vilket får en betydande påverkan på deras utveckling.<ref>{{Tidningsref |författare = de Loore,|förnamn = C.|författare2 = de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M.|rubrik = Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind|tidning = Astronomy and Astrophysics|datum = 1977|volym = 61|nummer = 2|sidor = 251–259|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D}}</ref> Supermassiva stjärnor som börjar med mer än 50 solmassor kan förlora över hälften av sin massa under tiden de tillhör huvudserien.<ref>{{Webbref|url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727|titel = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun|utgivare = Royal Greenwich Observatory|hämtdatum = 7 september 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727|arkivdatum = 30 september 2007}}</ref>

{{HR-diagram}}

Tiden en stjärna tillbringar på huvudserien beror framförallt på den mängd bränsle den har att förbränna och vilken hastighet den förbränner detta bränsle med - med andra ord på dess ursprungliga massa och dess luminositet. För solen uppskattas denna tid vara ungefär 10 miljarder år. Större stjärnor använder sitt bränsle mycket snabbt och är kortlivade, med astronomiska mått mätt. Små stjärnor, kallade [[röd dvärg|röda dvärgar]], å andra sidan förbrukar bränslet mycket långsamt, vilket kan få det att räcka i tiotals eller hundratals miljarder år. Vid slutet av deras liv blir de helt enkelt allt mer ljussvaga och övergår till sist till [[svart dvärg|svarta dvärgar]].<ref name="late stages">{{Webbref |efternamn = Richmond|förnamn = Michael|url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|titel = Late stages of evolution for low-mass stars|utgivare = Rochester Institute of Technology|hämtdatum = 4 augusti 2006}}</ref> Men eftersom livstiden hos röda dvärgar är långt över universums förmodade ålder på 13,7 miljarder år, skulle fynd av en svart dvärg medföra att någon gällande teori måste omprövas.

Förutom massa kan även andelen grundämnen tyngre än helium spela en betydande roll i stjärnors utveckling. Inom astronomin betraktas alla ämnen tyngre än helium som "[[metall]]iska" och den kemiska [[koncentration]]en av dessa ämnen kallas [[metallicitet]]. Denna metallicitet kan påverka hur lång tid det tar för en stjärna att förbränna sitt bränsle, kontrollera bildandet av [[magnetiska fält]] och ändra styrkan hos stjärnvinden.<ref>{{Tidningsref |författare = N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S. Sciortino|rubrik = Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests|tidning = Astronomy & Astrophysics|datum = 2001|volym = 373|sidor = 597–607|url = http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html}}</ref><ref>{{Webbref|datum=18 juni 2004 |url=http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html |titel=Mass loss and Evolution |utgivare=UCL Astrophysics Group |hämtdatum=26 augusti 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html |arkivdatum=22 november 2004 }}</ref> Äldre stjärnor, så kallade [[Population (astronomi)|population]] II-stjärnor, har markant lägre metallicitet än yngre [[population I-stjärnor]] på grund av sammansättningen av molekylmolnen de skapades i. Detta beror på att vissa moln anrikas med tyngre ämnen efterhand som äldre stjärnor dör och stöter bort stora delar av sin materia.

=== Efter huvudserien ===
När stjärnor med en massa på minst 0,4 solmassor förbrukar sitt förråd av väte i sin kärna, börjar deras yttre delar expandera våldsamt och kylas ner, vilket förvandlar stjärnan till en [[röd jätte]].<ref name="late stages" /> Om ungefär 5 miljarder år, när solen är en röd jätte, kommer den bli så stor att den kommer sluka Merkurius och eventuellt även Venus. Modeller förutspår att solen kommer expandera ut till omkring 99 % av avståndet till jorden idag (1 AU). Samtidigt beräknas dock jordens bana expandera till ungefär 1,7 AU på grund av solens förlust av massa och därmed tros jorden undvika ödet att bli en del av solen.<ref name="sun_future">{{Tidningsref |författare = I.J. Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer|rubrik = Our Sun. III. Present and Future|sidor = 457|tidning = Astrophysical Journal|datum = 1993|volym = 418|url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S}}</ref> Jorden kommer emellertid att berövas på sin atmosfär och hav eftersom solens luminositet kommer att öka tusenfalt.

I en röd jätte upp till 2,25 solmassor fortsätter vätefusion i ett skallager omkring kärnan.<ref name="hinshaw">{{Webbref |efternamn = Hinshaw|förnamn = Gary|datum = 23 augusti 2006|url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html|titel = The Life and Death of Stars|utgivare = NASA WMAP Mission|hämtdatum = 1 september 2006}}</ref> Till sist är kärnan tillräckligt komprimerad för att starta heliumfusion och stjärnan krymper nu igen i radie och ökar sin yttemperatur. För större stjärnor övergår kärnreaktionerna i kärnan direkt från fusion av väte till fusion av helium.<ref>{{Tidningsref |författare = Iben|förnamn = Icko, Jr.|rubrik = Single and binary star evolution|tidning = Astrophysical Journal Supplement Series|datum = 1991|volym = 76|sidor = 55–114|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1998RPPh...61...77K|hämtdatum = 3 mars 2007}}</ref>

Sedan stjärnan har förbrukat sitt helium i kärnan fortsätter fusionen i ett skal runt en het kärna av [[kol]] och [[syre]]. Stjärnan följer sedan en utveckling som påminner om den första fasen som röd jätte, men vid högre yttemperatur.

==== Massiva stjärnor ====
Under sin fas av heliumförbränning expanderar stjärnor med väldigt hög massa (mer än nio solmassor) till [[röd superjätte|röda superjättar]]. När detta bränsle är förbrukat i kärnan kan de fortsätta fusionera tyngre ämnen än helium. Kärnan dras samman till dess att temperaturen och trycket är tillräckligt stort för att fusionera kol. Denna process fortsätter med successiva stadier drivna av [[syre]], [[neon]], [[kisel]] och [[svavel]]. Mycket nära slutet på stjärnans livstid kan fusion ske i skal inom stjärnan (påminner om en lök i uppbyggnad). Varje skal förbränner ett särskilt ämne där det yttersta skalet förbränner väte, nästa skal förbränner helium och så vidare, dock inte samtidigt.<ref>{{Webbref|url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/|titel = What is a star?|utgivare = Royal Greenwich Observatory|hämtdatum = 7 september 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299|arkivdatum = 30 september 2007}}</ref>

Det sista stadiet nås när stjärnan börjar bilda [[järn]]. Eftersom järnkärnor är mer [[bindningsenergi|tätt bundna]] än alla tyngre ämnen skulle fusion av järn inte lösgöra energi utan tvärtemot konsumera energi.<ref name="hinshaw" /> I supermassiva stjärnor bildas därför en stor kärna av järn. Dessa tunga ämnen kan ta sig upp till ytan hos stjärnorna vilka då kallas [[Wolf-Rayet-stjärnor]] som har en tät stjärnvind vilken stöter bort den yttre atmosfären.

==== Kollaps ====
[[Fil:Crab Nebula.jpg|miniatyr|[[Krabbnebulosan]], resterna av en supernova vars supernovaexplosion observerades av flera olika civilisationer på jorden den 4 juli [[1054]].]]
En utvecklad genomsnittlig stjärna kommer nu stöta bort sina yttre lager till en [[planetarisk nebulosa]]. Om det som därefter återstår är mindre än 1,4 solmassor, krymper den till ett relativt litet objekt (ungefär jordens storlek) som inte är massivt nog för att komprimeras ytterligare. Dessa [[Kompakt objekt|kompakta objekt]] kallas [[vit dvärg|vita dvärgar]].<ref>{{Tidningsref |författare = J. Liebert|rubrik = White dwarf stars|tidning = Annual review of astronomy and astrophysics|datum = 1980|volym = 18|nummer = 2|sidor = 363–398|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L}}</ref> Den [[degenererad massa|degenererade massan]] inuti en vit dvärg är inte längre ett plasma, även om stjärnor generellt beskrivs som klot av plasma. Vita dvärgar kommer till sist kylas ner till [[svart dvärg|svarta dvärgar]] efter en mycket lång tid.

I mer massiva stjärnor (över 1,4 solmassor) kommer fusion att fortsätta fram till att järnkärnan har växt sig så stor att den inte längre kan stödja sin egen massa. Eftersom fusionen av järn inte är en [[exoterm]] reaktion upphör det utåtgående [[termiskt tryck|termiska trycket]] som tidigare hindrat stjärnan från att komprimeras vidare av gravitationen. Kärnan kommer plötsligt att kollapsa när trycket blir så stort att [[elektron]]erna trycks in i [[proton]]erna vilket bildar [[neutron]]er och [[neutrino|neutriner]] i ett utbrott av inverterat [[betasönderfall]]. Den lättare materian i de yttre delarna av stjärnan faller omgående in mot neutronkärnan och kastas sedan våldsamt tillbaka utåt i en [[supernova]]explosion, på samma sätt som en våg "studsar" tillbaka när den möter en vägg. Supernovor är så kraftfulla att de för en kort period kan lysa starkare än hela galaxen de befinner sig i. När de inträffar i Vintergatan har de historiskt observerats som nya stjärnor där ingen fanns förut.<ref name="supernova">{{Webbref |datum = 6 april 2006|url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|titel = Introduction to Supernova Remnants|utgivare = Goddard Space Flight Center|hämtdatum = 16 juli 2006}}</ref>

Huvuddelen av materian i stjärnan blåses bort av supernovaexplosionen (vilket bildar nebulosor som [[Krabbnebulosan]]<ref name="supernova" />) och vad som kvarstår är [[Kompakt objekt|kompakta objekt]] som en [[neutronstjärna]] (som ibland yttrar sig som en [[pulsar]]) eller, för de allra tyngsta stjärnorna med en kvarvarande massa på över fyra solmassor, ett så kallat [[svart hål]].<ref>{{Tidningsref |författare = C. L. Fryer|rubrik = Black-hole formation from stellar collapse|tidning = Classical and Quantum Gravity|datum = 2003|volym = 20|sidor = S73-S80|url = http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309}}</ref> I en neutronstjärna är all materia i ett tillstånd känt som [[neutrondegenererad materia]], möjligen med en än mer exotisk typ av degenererad materia i kärnan, [[QCD-materia]]. Inom svarta hål är materian i ett tillstånd som ännu inte förstås av vetenskapen. De yttre bortstötta lagren av döda och döende stjärnor innehåller tyngre ämnen som kan återvinnas under bildandet av nya stjärnor. Detta är nödvändigt för att jordlika planeter ska uppstå som nästan uteslutande består av tunga ämnen. Utflödet från supernovor och stjärnvinden spelar en viktig roll för det interstellära mediets egenskaper.<ref name="supernova" />

== Fördelning och antal ==
[[Fil:Sirius A and B artwork.jpg|miniatyr|En vit dvärgstjärna i bana runt [[Sirius]]. Bilden är en konstnärs uppfattning.]]
Förutom isolerade stjärnor som [[solen]] kan ett stjärnsystem bestå av flera till varandra gravitationellt bundna stjärnor. Den vanligaste typen av ett flerstjärnigt system är [[dubbelstjärnor]], men system med tre eller fler stjärnor har också hittats. Av stabilitetsskäl är dessa oftast organiserade på särskilda sätt. För system med tre stjärnor till exempel är det vanliga att två av dem roterar runt varandra på relativt nära håll medan den tredje roterar runt de båda andra på betydligt längre avstånd. Större grupper finns också. Dessa kan vara allt från löst bundna stjärnor som rör sig tillsammans i en galax (en så kallad [[stjärndrift]], [[engelska|eng.]] ''moving group''), [[stjärnassociation]]er (stjärnor som antas ha fötts tillsammans) och [[stjärnhop]]ar av olika typer. Stora [[klotformade stjärnhopar]] kan innehålla flera hundra tusen stjärnor, och i de största stjärnhoparna ([[superstjärnhop]]ar<ref>{{Webbref |url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/46/|titel = Super Star Clusters in the Antennae Galaxies|utgivare = www.hubblesite.org|hämtdatum = 13 november 2012}}</ref>) kan det finnas flera miljoner stjärnor.

Det har länge felaktigt antagits att majoriteten av stjärnorna befinner sig i gravitationellt bundna flerstjärniga system. För väldigt massiva [[spektralklass|klass]] O- och B-stjärnor har man länge känt till att endast en liten andel, omkring 20 %, är ensamma. Från detta antogs att ungefär samma förhållande gäller för samtliga stjärnor. Men riktade undersökningar mot stjärnor med låg massa har visat att andelen enkelstjärnor ökar ju längre ner i storlek man går och för röda dvärgar är förhållandet nästan omvänt med 75 % ensamma stjärnor. Eftersom omkring 85 % av alla stjärnor antas vara röda dvärgar är de flesta stjärnor sannolikt ensamma.<ref>{{Pressmeddelanderef|utgivare = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|datum = 30 januari 2006|url = http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html|rubrik = Most Milky Way Stars Are Single |hämtdatum = 16 juli 2006 |arkivurl = https://web.archive.org/web/20080706224030/http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html|arkivdatum = 6 juli 2008}}</ref>

Stjärnor är inte enhetligt spridda över universum utan är normalt grupperade i [[galax]]er tillsammans med [[interstellär gas]] och stoft. En typisk galax innehåller hundratals miljarder stjärnor, och det finns mer än 100 miljarder galaxer i [[det observerbara universumet]].<ref>{{Webbref|titel = What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?|utgivare = Royal Greenwich Observatory|url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495|hämtdatum = 18 juli 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495|arkivdatum = 10 oktober 2007}}</ref> Tidigare trodde man att stjärnor bara kunde finnas i galaxer, men sedan 1997 har även [[intergalaktisk stjärna|intergalaktiska stjärnor]] upptäckts.<ref>{{Tidningsref | rubrik = Hubble Finds Intergalactic Stars| url = http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/| datum = 14 januari 1997| hämtdatum = 2006-11-06| utgivare = Hubble News Desk}}</ref> Totalt uppskattas det finnas åtminstone 3×10<sup>23</sup> (300 [[triljard]]er eller 300 000 000 000 000 000 000 000 stycken) stjärnor i det observerbara universumet.<ref>{{Tidningsref | rubrik = Universums stjärnor felräknade| url = http://www.dn.se/nyheter/varlden/universums-stjarnor-felraknade-1.1221546| datum = 4 december 2010| hämtdatum = 2010-12-06| utgivare = Dagens Nyheter}}</ref> Det är ungefär lika många som antalet celler i samtliga idag existerande människor sammantaget.

Den närmsta stjärnan sett från [[jorden]], förutom solen, är [[Proxima Centauri]], som är 4,2 [[ljusår]] bort, vilket motsvarar 39,9 biljoner (10<sup>12</sup>) kilometer. Det tar därmed 4,2 år för ljus från Proxima Centauri att nå jorden. Skulle man färdas med samma hastighet som den rymdfärjorna uppnår (omkring 30&nbsp;000&nbsp;km/h) skulle det ta runt 150&nbsp;000 år att åka dit.<ref>3,99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 10<sup>5</sup> år</ref> Detta är ett ganska normalt avstånd i den [[galaktisk disk|galaktiska disken]] inklusive i solsystemets omgivning.<ref>{{Tidningsref |författare = J. Holmberg, C. Flynn|rubrik = The local density of matter mapped by Hipparcos|tidning = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volym = 313|nummer = 2|datum = 2000|sidor = 209–216|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H|hämtdatum = 18 juli 2006}}</ref> Stjärnor kan vara mycket närmare varandra nära galaxers kärnor eller i klotformiga stjärnhopar, och mycket längre från varandra i den [[galaktisk halo|galaktiska halon]].

På grund av de relativt långa avstånden mellan stjärnor utanför galaxkärnorna anses kollisioner vara ovanliga. I tätare regioner som i kärnan av de klotformiga stjärnhoparna eller i de galaktiska kärnorna kan det vara vanligare.<ref name="DarkMatter">{{Tidningsref|rubrik =Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic |url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |datum=2 juni 2000 |hämtdatum=2006-07-21 |utgivare=CNN News |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |arkivdatum=7 januari 2007 }}</ref> Sådana kollisioner tros kunna resultera i vad som är känt som [[blå eftersläntrare]] ([[engelska|eng.]] ''blue stragglers''). Dessa ovanliga stjärnor har en högre yttemperatur (och därmed blåare färg) än andra huvudseriestjärnor med samma [[luminositet]] i stjärnhopen.<ref>{{Tidningsref |författare = J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A. R. Warren|rubrik = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 2002|volym = 568|sidor = 939–953|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L}}</ref>

== Egenskaper ==
[[Fil:Pleiades large.jpg|miniatyr|Den öppna stjärnhopen [[Plejaderna (astronomi)|Plejaderna]].]]
Nästan alla egenskaper hos en stjärna bestäms av dess ursprungliga massa, inklusive viktiga egenskaper som luminositet och storlek, såväl som stjärnans utveckling, livslängd och öde.

=== Ålder ===
De flesta stjärnor är mellan 1 och 10 miljarder år gamla. Vissa kan till och med vara så gamla som närmare 13,80 ± 0,037 miljarder år, vilket motsvarar [[universum]]s förmenta ålder enligt mätningar med [[Planckteleskopet]].<ref name=Bond-140283>
{{tidskriftsref
 |rubrik=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |år=2013
 |författare=H. E. Bond |författare2=E. P. Nelan |författare3=D. A. VandenBerg |författare4=G. H. Schaefer |författare5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |tidskrift=[[The Astrophysical Journal Letters]]
 |volym=765 |sid=L12 |nummer=1
 |url=https://arxiv.org/abs/1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
 |issn=2041-8205}}</ref> Den äldsta stjärnan som hade upptäckts år 2007, [[HE 1523-0901]], har en ålder som har uppskattats till 13,2 miljarder år.<ref>{{Tidningsref | författare = Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J.| rubrik = Nearby Star Is A Galactic Fossil| url = http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm| datum = 11 maj 2007| hämtdatum = 10 maj 2007| utgivare = Science Daily}}</ref> Sedan dess har rekordet erövrats (2013) av [[HD 140283]], även kallad [[HD 140283|Metusalem-stjärnan]], med 14,5 ± 0,8 miljarder år.<ref name=Bond-140283 /> Trots att värdet överstiger gällande ålder för Universum, så är mätnoggrannheten inte tillräcklig för att motivera revision av [[big bang]]-teorin.

Ju mer massiv en stjärna är desto kortare blir dess livslängd, främst eftersom större stjärnor har högre tryck i sin kärnregion, vilket får dem att fusionera väte snabbare. De absolut största stjärnorna har en livslängd på omkring 10 miljoner år, medan de minsta röda dvärgarna kan leva så länge som flera hundra miljarder år.<ref>{{Webbref|författare = Naftilan, S. A.; Stetson, P. B.|datum = 13 juli 2006|url = http://www.sciam.com/askexpert_question.cfm?articleID=000A6D41-76AA-1C72-9EB7809EC588F2D7&catID=3&topicID=2|titel = How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?|utgivare = Scientific American|hämtdatum = 11 maj 2007|arkivurl = https://web.archive.org/web/20071007141638/http://www.sciam.com/askexpert_question.cfm?articleID=000A6D41-76AA-1C72-9EB7809EC588F2D7&catID=3&topicID=2|arkivdatum = 7 oktober 2007}}</ref><ref>{{Tidningsref |författare = Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.|rubrik = The End of the Main Sequence|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 1997|volym = 482|sidor = 420–432|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|hämtdatum = 11 maj 2007}}</ref>

=== Kemisk sammansättning ===
När en stjärna bildas består dess massa av ungefär 70 % [[väte]] och 28 % [[helium]] samt en mindre andel tyngre [[grundämnen]]. Dessa tyngre ämnen kallas inom astronomin för ''metaller'', även om många av ämnena inte anses vara metaller i vanliga sammanhang, och måttet på andelen tyngre ämnen benämns därför som [[metallicitet]]. Vanligen mäter man andelen tyngre ämnen genom att undersöka andelen [[järn]] i stjärnans atmosfär. Detta görs eftersom järn är ett vanligt ämne som är enkelt att upptäcka och mäta. Eftersom de [[molekylmoln]] där stjärnor bildas stadigt berikas med tyngre ämnen från supernovaexplosioner kan en sådan mätning ge en uppfattning om stjärnans ålder.<ref>{{Webbref|datum = 12 september 2006|url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html|titel = A "Genetic Study" of the Galaxy|utgivare = ESO|hämtdatum = 10 oktober 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20080706165740/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html|arkivdatum = 6 juli 2008}}</ref>

Det har visat sig att de stjärnor man upptäckt, som har [[planet]]er, har en högre andel tyngre ämnen än genomsnittet, vilket betyder att den kemiska sammansättningen omvänt kan användas som en indikator för hur sannolikt det är att stjärnan har stora detekterbara [[planet]]er.<ref>{{Tidningsref |författare = D. A. Fischer, J. Valenti|rubrik = The Planet-Metallicity Correlation|tidning = The Astrophysical Journal|datum = 2005|volym = 622|nummer = 2|sidor = 1102–1117|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F}}</ref> Förhållandet anses bero på att en högre andel tyngre ämnen snabbar på processen att bilda de "frön", så kallade [[planetesimal]]er och [[protoplanet]]er, som så småningom utvecklas till planeter. För att stora gasjättar som enkelt kan upptäckas från jorden ska bildas måste eventuella planetkärnor ha uppnått en kritisk storlek för att dra till sig en stor del av gasen i omgivningen innan [[protostjärna]]n blåser bort gasmolnen med sin kraftiga [[stjärnvind]].<ref name="metallicity">{{webbref | efternamn = Bortman | förnamn = Henry | år = 2004 | url = https://spaceref.com/press-release/extrasolar-planets-a-matter-of-metallicity/ | titel = Extrasolar Planets: A Matter of Metallicity | utgivare = SpaceRef.com | hämtdatum = 2008-11-15 }}</ref>

Stjärnan med lägst uppmätta järnhalt så här långt är dvärgstjärnan [[HE1327-2326]] med bara 0,005 [[promille|‰]] av solens järnhalt.<ref>{{Webbref |datum = 17 april 2005|url = http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm|titel = Signatures Of The First Stars|utgivare = ScienceDaily|hämtdatum = 10 oktober 2006}}</ref> Samtidigt finns stjärnor som [[Rasalas]] med nästan dubbelt så mycket järn som solen och [[14 Herculis]], som har visat sig ha ett planetsystem, med nästan tre gånger mer järn.<ref>{{Tidningsref |författare = Feltzing|förnamn = S.|författare2 = Gonzalez, G.|rubrik = The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates|tidning = Astronomy & Astrophysics|datum = 2000|volym = 367|sidor = 253-265|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...367..253F|hämtdatum = 27 november 2007}}</ref> Det finns också kemiskt avvikande stjärnor som visar ovanligt rikliga mängder av vissa ämnen i sina spektra, speciellt [[krom]] och [[sällsynt jordartsmetall|sällsynta jordartsmetaller]].<ref>{{Bokref |förnamn = David F. |efternamn = Gray |år = 1992 |titel = The Observation and Analysis of Stellar Photospheres |utgivare = Cambridge University Press |id = {{ISBN|0-521-40868-7}} }}</ref>

=== Diameter ===
På grund av deras stora avstånd från jorden tycks alla stjärnor utom solen vara lysande punkter på natthimlen för det mänskliga ögat. De ser ofta ut att [[Scintillation (astronomi)|blinka]] på grund av fluktuation i lufttäthet i jordens atmosfär. Dessa temperaturskillnader och rörelser i luften får ljuset att brytas av i något olika riktningar vilket får oss att tro att stjärnan blinkar, men det är bara en illusion. Solen är också en stjärna, men den är nära nog för att ögat ska uppfatta den som en yta istället för en punkt. Förutom solen är den stjärna som har störst diameter sett från jorden [[R Doradus]] med bara 0,057 [[bågsekund]]er.<ref>{{Tidningsref| rubrik = The Biggest Star in the Sky| url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html| datum = 11 mars 1997| hämtdatum = 2006-07-10| utgivare = ESO| arkivurl = https://web.archive.org/web/20080521190501/http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html| arkivdatum = 21 maj 2008}}</ref>

De flesta stjärnor har en alldeles för liten [[vinkeldiameter]] för att kunna observeras från jorden som mer än en punkt med nuvarande markbaserade optiska [[teleskop]]. Därför används istället [[interferometri]]ska teleskop för att avbilda dessa objekt. En annan teknik för att mäta vinkeldiametern är genom [[ockultation]]. Genom att så exakt som möjligt mäta upp ljusstyrkan hos en stjärna precis när den försvinner bakom [[månen]] (eller ökningen i ljusstyrka när den dyker upp igen), kan stjärnans vinkeldiameter beräknas.<ref>{{Tidningsref |författare = Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.|rubrik = Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared|tidning = Journal of Astrophysics and Astronomy|datum = 1995|volym = 16|sidor = 332|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JApAS..16..332R|hämtdatum = 5 juli 2007}}</ref>

Stjärnor varierar i storlek från [[neutronstjärna|neutronstjärnor]], vilka är mellan 20 och 40&nbsp;km i diameter, till superjättar som [[Betelgeuse]] i [[stjärnbild]]en [[Orion (stjärnbild)|Orion]] med en diameter omkring 650 gånger större än solens (omkring 0,9 miljarder kilometer). Betelgeuse har dock en betydligt lägre [[densitet]] än solen.<ref>{{Webbref|efternamn=Davis |förnamn=Kate |datum=1 december 2000 |url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml |titel=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis |utgivare=AAVSO |hämtdatum=13 augusti 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20030705130559/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml |arkivdatum= 5 juli 2003 }}</ref>

=== Stjärnornas rörelser ===
Rörelser hos en stjärna relativt solen kan, beroende på omständigheterna, ge värdefull information om stjärnans ursprung och ålder. Man kan till exempel avgöra om en stjärna är [[gravitation]]ellt bunden till en grupp andra stjärnor och därför kan misstänkas ha ett gemensamt ursprung med de övriga. Mätningar av stjärnors rörelser är också viktiga för att man ska förstå strukturen och dynamiken hos galaxen. Rörelsen delas upp i två komponenter, [[radialhastighet]] som är riktad mot eller från solen, och en tangentiell komponent som kallas stjärnans [[egenrörelse]].

Radialhastigheten mäts genom [[dopplerförskjutning]]en hos stjärnans [[spektrallinje]]r och anges i enheten km/s. Egenrörelsen mäts med precisa astronomiska instrument och mäts i millibågsekunder per år. Genom att mäta upp stjärnans [[parallax]] kan sedan egenrörelsen konverteras till hastighet. Stjärnor med hög egenrörelse är sannolika att vara relativt nära solen, vilket gör dem till goda kandidater för parallaxmätningar.<ref>{{Webbref |datum = 10 september 1999|url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html|titel = Hipparcos: High Proper Motion Stars|utgivare = ESA|hämtdatum = 10 oktober 2006}}</ref>

När båda hastigheterna är kända kan [[rymdhastighet]]en för stjärnan i förhållande till solen eller galaxen beräknas. Bland närliggande stjärnor har det konstaterats att [[Population (astronomi)|population]] I-stjärnor generellt har lägre hastigheter än äldre population II-stjärnor. De senare har elliptiska banor som är vinklade mot galaxens plan.<ref>{{Tidningsref |författare = Johnson|förnamn = Hugh M.|rubrik = The Kinematics and Evolution of Population I Stars|tidning = Publications of the Astronomical Society of the Pacific|datum = 1957|volym = 69|nummer = 406|sidor = 54|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J}}</ref> Jämförelser av rörelserna hos närliggande stjärnor har också lett till upptäckten av [[stjärnassociation]]er. Dessa är med största sannolikhet grupper av stjärnor som delar en gemensam ursprungsplats i de jättelika [[molekylmoln]]en.<ref>{{Tidningsref|författare = B. Elmegreen, Y. N. Efremov|rubrik = The Formation of Star Clusters|tidning = American Scientist|datum = 1999|volym = 86|nummer = 3|sidor = 264|url = http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1|hämtdatum = 23 augusti 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1|arkivdatum = 23 mars 2005}}</ref>

=== Magnetiska fält ===
[[Fil:Tausco.jpg|miniatyr|Ytmagnetfältet hos den tunga stjärnan [[τ Scorpii]], vilket har rekonstruerats med hjälp av [[Zeeman-Doppler-metoden]].]]
En stjärnas [[magnetiska fält]] skapas i de inre regionerna där [[konvektion|konvektiv]] cirkulation sker. Dessa rörelser av ledande plasma fungerar som en [[dynamoteori|dynamo]] och genererar magnetiska fält som sträcker sig genom stjärnan. Styrkan på fältet varierar med massa och sammansättning medan mängden ytaktivitet beror på stjärnans rotationshastighet. Denna ytaktivitet skapar [[stjärnfläck]]ar som är regioner med starka magnetiska fält och lägre temperatur än normalt. [[Loopar i koronan]] är bågar av magnetiska fält som sträcker sig ut i [[korona]]n från aktiva regioner. [[Solutbrott]] är våldsamma utbrott från solytan av högenergipartiklar som sänds ut på grund av samma magnetiska aktivitet.<ref>{{Webbref |efternamn = Brainerd|förnamn = Jerome James|datum = 6 juli 2005|url = http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html|titel = X-rays from Stellar Coronas|utgivare = The Astrophysics Spectator|hämtdatum = 21 juni 2007}}</ref>

Unga, snabbt roterande stjärnor tenderar ha höga nivåer av ytaktivitet på grund av deras magnetiska fält. Dessa fält kan påverka stjärnans [[solvind]], vilket fungerar som en broms som sakta men säkert saktar in stjärnans rotation efterhand den blir äldre. Därmed har äldre stjärnor som solen en mycket lägre rotationshastighet och en lägre ytaktivitet. Aktiviteten hos långsamt roterande stjärnor varierar normalt i cykler och kan nästan helt försvinna under vissa perioder.<ref>{{Webbref |efternamn = Berdyugina|förnamn = Svetlana V.|år = 2005|url = http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|titel = Starspots: A Key to the Stellar Dynamo|utgivare = Living Reviews|hämtdatum = 21 juni 2007}}</ref> Under [[Maunderminimum]], till exempel, hade solen en nästan 70-årig period nästan utan solfläckar.

=== Massa ===
En av de mest massiva stjärnorna man känner till är [[Eta Carinae]] med så mycket som 100–150&nbsp;solmassor.<ref>{{Webbref|efternamn = Nathan|förnamn = Smith|datum = 1998|url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|titel = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender|utgivare = Astronomical Society of the Pacific|hämtdatum = 13 augusti 2006|arkivurl = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|arkivdatum = 18 juni 2016}}</ref> Den förväntas få ett mycket kort liv, ett par miljoner år som mest. En studie av [[Archeshopen|Archesstjärnhopen]] antyder att 150 solmassor kan vara nära den övre gränsen för stjärnor i universums nuvarande era.<ref>{{Tidningsref| rubrik = NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy| url = http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html| datum = 3 mars 2005| hämtdatum = 2006-08-04| utgivare = NASA News| arkivdatum = 2020-04-10| arkivurl = https://web.archive.org/web/20200410212238/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html}}</ref> Bakgrunden till den här gränsen är inte helt känd, men den beror delvis på [[Eddington-luminositet]]en, vilken definierar den maximala mängd luminositet som kan passera genom en stjärnas atmosfär utan att trycka ut denna med sig.

De första stjärnorna att bildas efter [[big bang]] kan ha varit större, upp till 300 solmassor eller mer<ref>{{Tidningsref| rubrik = Ferreting Out The First Stars| url = http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html| datum = 22 september 2005| hämtdatum = 2006-09-05| utgivare = Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics| arkivurl = https://web.archive.org/web/20060907012445/http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html| arkivdatum = 7 september 2006}}</ref>, på grund av att deras sammansättning helt saknade ämnen tyngre än [[litium]]. Den generationen supermassiva [[population III-stjärnor]] är dock sedan länge borta och de förekommer för närvarande bara som teoretiska objekt.

Med en massa på enbart 93 [[jupiter]]massor är [[AB Doradus|AB Doradus C]] en av de minsta kända stjärnorna som har en aktiv fusionsprocess i sitt inre.<ref>{{Tidningsref| rubrik = Weighing the Smallest Stars| url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html| datum = 1 januari 2005| hämtdatum = 2006-08-13| utgivare = ESO| arkivurl = https://web.archive.org/web/20060820012657/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html| arkivdatum = 20 augusti 2006}}</ref> För stjärnor med en metallicitet som liknar solens beräknas den teoretiskt minsta möjliga massan för att fortfarande kunna fusionera väte i kärnan, vara ungefär 75 jupitermassor.<ref>{{Webbref|förnamn=Alan |efternamn=Boss |datum=3 april 2001 |url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html |titel=Are They Planets or What? |utgivare=Carnegie Institution of Washington |hämtdatum=8 juni 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html |arkivdatum=28 september 2006 }}</ref><ref name="minimum">{{Webbref |efternamn = Shiga|förnamn = David|datum = 17 augusti 2006|url = http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|titel = Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed|utgivare = New Scientist|hämtdatum = 23 augusti 2006}}</ref> Mindre stjärnor än så kallas [[brun dvärg|bruna dvärgar]], vilka hör till ett dåligt definierat område mellan stjärnor och [[gasjätte|gasjättar]]. Hos dessa förekommer ingen fusion i kärnan.

Kombinationen av radie och massa hos en stjärna avgör ytgravitationen. Jättestjärnor har en mycket lägre ytgravitation än huvudseriestjärnor medan motsatsen gäller för degenererade, kompakta stjärnor som vita dvärgar. Ytgravitationen kan påverka utseendet på stjärnans spektrum, där hög gravitation kan orsaka en breddning av [[absorption]]s[[Spektrallinje|linjerna]].<ref name="new cosmos"/>

=== Rotation ===
[[Fil:Achernar.jpg|höger|miniatyr|Den deformerade stjärnan [[Achernar]] (α Eridani) har fått sitt säregna utseende på grund av den våldsamma rotationen.]]
Rotationshastigheten hos stjärnor kan approximeras genom [[spektroskopi|spektroskopiska mätningar]] eller mer exakt avgöras genom att spåra [[stjärnfläck]]ar. Unga stjärnor kan ha en rotationshastighet högre än 100&nbsp;km/s vid ekvatorn. B-klass-stjärnan [[Achernar]], till exempel, har en rotationshastighet vid ekvatorn på minst 225&nbsp;km/s. Detta gör att diametern över ekvatorn är hela 50 % större än mellan polerna. Den hastigheten är inte långt ifrån den kritiska hastighet på 300&nbsp;km/s som skulle betyda att stjärnan bryts isär.<ref>{{Tidningsref| rubrik = Flattest Star Ever Seen| url = http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html| datum = 11 juni 2003| hämtdatum = 2006-10-03| utgivare = ESO| arkivurl = https://web.archive.org/web/20061007165607/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html| arkivdatum = 7 oktober 2006}}</ref> Som jämförelse roterar solen endast en gång per 25–35 dagar med en ekvatorialhastighet på 1,994&nbsp;km/s. Stjärnans magnetfält och stjärnvind saktar efterhand ner huvudseriestjärnor med en betydande mängd.<ref>{{Webbref|efternamn=Fitzpatrick |förnamn=Richard |datum=16 februari 2006 |url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html |titel=Introduction to Plasma Physics: A graduate course |utgivare=The University of Texas at Austin |hämtdatum=4 oktober 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html |arkivdatum=4 januari 2010 }}</ref>

[[Degenererad stjärna|Degenererade stjärnor]] har dragits samman till en extremt kompakt massa, vilket resulterar i en snabb rotation. Men de har ganska låga rotationshastigheter jämfört med vad som kan förväntas av att bevara [[rörelsemängdsmoment]]. Detta förklaras av att en stor del av stjärnans rörelsemängdsmoment går förlorat i den omfattande massförlusten genom stjärnvinden.<ref>{{Tidningsref |författare = Villata|förnamn = Massimo|rubrik = Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs|tidning = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|datum = 1992|volym = 257|nummer = 3|sidor = 450–454|url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V}}</ref> Trots detta kan rotationen vara mycket snabb: En pulsar i hjärtat av [[Krabbnebulosan]] roterar med 30 varv per sekund.<ref>{{Tidningsref | rubrik = A History of the Crab Nebula| url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/| datum = 30 maj 1996| hämtdatum = 2006-10-03| utgivare = ESO}}</ref> En pulsars rotationshastighet kommer att sakta minska bland annat på grund av att den sänder ut strålning.

=== Temperatur ===
Yttemperaturen hos en huvudseriestjärna bestäms av hur hastigt energi frigörs i kärnan och stjärnans radie och avgör ofta stjärnans [[färgindex]].<ref name='astronomynotes'>{{Webbref|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm |titel=Properties of Stars: Color and Temperature |hämtdatum=9 oktober 2007 |efternamn=Strobel |förnamn=Nick |datum=2007-08-20 |verk=Astronomy Notes |utgivare=Primis/McGraw-Hill, Inc. |arkivurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm |arkivdatum=26 juni 2007 }}</ref> Temperaturen ges ofta som den [[effektiv temperatur|effektiva temperaturen]], vilken är temperaturen hos en ideal [[svartkropp]] som strålar ut sin energi vid samma luminositet per area som stjärnan. Notera att den effektiva siffran bara är ett representativt värde, eftersom stjärnor i själva verket har en temperaturgradient som minskar med ökande avstånd från stjärnan.<ref>{{webbref |förnamn=Courtney |efternamn=Seligman |år=2007 |url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm |titel=Review of Heat Flow Inside Stars |hämtdatum=2007-07-05}}</ref> Temperaturen i kärnregionen hos en stjärna är flera miljoner [[Kelvin]].<ref name="aps_mss">{{webbref |år=2005 |url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html |titel=Main Sequence Stars |utgivare=astrophysicsspectator.com |hämtdatum=2008-03-30}}</ref>

Stjärntemperaturen ger karakteristiska absorptionslinjer i spektrumet. Yttemperaturen hos en stjärna används tillsammans med den [[absolut magnitud|absoluta magnituden]] och särskilda kännetecken i absorptionslinjerna för att klassificera stjärnan.<ref name="new cosmos" />

Massiva huvudseriestjärnor kan ha en yttemperatur på 50&nbsp;000&nbsp;[[Kelvin|K]]. Stjärnor som solen har yttemperaturer på sex tusen grader medan röda jättar har en relativt låg temperatur på omkring 3&nbsp;600&nbsp;K, men de har också en hög luminositet på grund av sin stora area.

=== Stjärnfall ===
Stjärnfall är inte som ordet antyder, att en stjärna faller. Det är i själva verket mycket små asteroider, kometer eller [[rymdskräp]] som faller mot jorden i mycket hög hastighet och brinner upp högt uppe i atmosfären.

== Strålning ==
Den energi som genom fusion frigörs i stjärnor strålar ut i rymden både som [[elektromagnetisk strålning]] och [[partikelstrålning]]. Partikelstrålningen ger upphov till stjärnvinden (vilken är en ström av elektriskt laddade partiklar som [[proton]]er, [[alfastrålning|alfapartiklar]] och [[betastrålning|betapartiklar]] från stjärnans yttre lager) och en konstant ström av [[neutrino]]r från kärnan.

De stora mängderna energi som frigörs från kärnan är anledningen till att stjärnor lyser så starkt. Varje gång två eller flera atomkärnor slås ihop för att bilda en ny [[atomkärna]] av ett tyngre ämne bildas [[gammastrålning]] från reaktionen. Den här energin omvandlas till andra former av [[elektromagnetisk energi]], inklusive [[synligt ljus]], när den färdas ut till stjärnans yttre lager.

En stjärnas [[färg]] avgörs av vid vilken [[frekvens]] inom det synliga spektrumet som de flesta fotonerna sänds ut, vilket i sin tur beror på temperaturen av stjärnans ytlager, inklusive [[fotosfär]]en.<ref>{{webbref |år=2004 |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |titel=The Colour of Stars |utgivare=Australia Telescope Outreach and Education |hämtdatum=2008-03-30 |arkivurl=https://www.webcitation.org/6630AbtJZ?url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html |arkivdatum=2012-03-10 }}</ref> Förutom synligt ljus sänds också elektromagnetisk strålning ut som är osynlig för det mänskliga ögat. Faktum är att strålningen spänner över hela det [[elektromagnetiska spektrumet]], från de längsta [[radiovågor]]na till de kortaste våglängderna i form av gammastrålning.

Genom att undersöka stjärnors [[spektrum]] kan astronomer mäta upp en rad olika egenskaper hos stjärnan, bland annat yttemperatur, ämnessammansättning och hur snabbt stjärnan roterar. Om avståndet till stjärnan är känt kan även stjärnans [[luminositet]] räknas fram och med detta kan massa och storlek med mera avgöras. (Massa kan även mätas upp direkt för stjärnor i flerkroppssystem såsom dubbelstjärnor. Det finns även en annan teknik för att beräkna massan hos stjärnor, så kallade [[gravitationell mikrolins|gravitationella mikrolinser]].<ref>{{webbref | år = 2004 | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/ | titel = Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun | verk = Hubble News Desk | utgivare = hubblesite.org | hämtdatum = 2008-03-30}}</ref>) Med dessa parametrar kan till sist också stjärnans ålder uppskattas.<ref>{{tidskriftsref | författare = D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky | rubrik = Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation | url = http://arxiv.org/abs/astro-ph/9912031v1 | tidskrift = The Astrophysical Journal | volym = 532 | nummer = | år = 2000 | sid = 1192-1196 | id =}}</ref>

=== Luminositet ===
Luminositet är inom astronomin mängden [[ljus]] och andra former av [[strålningsenergi]] som en stjärna strålar ut per [[tid]]senhet. En stjärnas luminositet beror på storleken och yttemperaturen. Flera stjärnor visar dock inte ett lika stort flöde av energi från ytan överallt. Den snabbt roterande stjärnan [[Vega (stjärna)|Vega]] till exempel har ett högre flöde av energi per kvadratmeter vid dess polarområden än vid ekvatorn.<ref>{{webbref | år = 2006 | url = http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | titel = Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator | utgivare = National Optical Astronomy Observatory (NOAO) | hämtdatum = 2008-04-03 | arkivurl = https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | arkivdatum = 2019-05-24 }}</ref>

Vanligare variationer av energiflödet är ytfläckar med en lägre temperatur och luminositet än genomsnittet. Dessa kallas för stjärnfläckar, mer kända som [[solfläckar]] i solens fall. Jättestjärnor, speciellt sådana som tillhör ett system med två eller flera stjärnor, har generellt större och tydligare stjärnfläckar än mindre stjärnor och de kan täcka mer än halva ytan, men även små röda dvärgar som [[UV Ceti]] kan ha ganska omfattande stjärnfläckar.<ref>{{webbref | efternamn = Berdyugina | förnamn = Svetlana V. | url = http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/| titel = Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | utgivare = | hämtdatum = 2008-04-03}}</ref>

=== Magnitud ===
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Antal stjärnor ljusare än magnitud''
!Skenbar<br />magnitud
!Antal&nbsp;<br />stjärnor<ref>{{Webbref|url=http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |titel=Magnitude |utgivare=National Solar Observatory—Sacramento Peak |hämtdatum=23 augusti 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |arkivdatum= 6 februari 2008 }}</ref>
|-
|style="text-align: center;"|0
|style="text-align: center;"|4
|-
|style="text-align: center;"|1
|style="text-align: center;"|15
|-
|style="text-align: center;"|2
|style="text-align: center;"|48
|-
|style="text-align: center;"|3
|style="text-align: center;"|171
|-
|style="text-align: center;"|4
|style="text-align: center;"|513
|-
|style="text-align: center;"|5
|style="text-align: center;"|1&nbsp;602
|-
|style="text-align: center;"|6
|style="text-align: center;"|4&nbsp;800
|-
|style="text-align: center;"|7
|style="text-align: center;"|14&nbsp;000
|}{{huvudartikel|Skenbar magnitud|Absolut magnitud}}
Magnitud är ett mått på stjärnors och andra himlaobjekts ljusstyrka, fördelat på [[skenbar magnitud]] och [[absolut magnitud]]. Skenbar magnitud är ljusstyrkan hos en stjärna som vi ser den på jorden, vilket beror på stjärnans luminositet, vilket avstånd den befinner sig på och om något filtrerar ljuset på vägen till observatören på jorden (till exempel interstellära gasmoln och [[jordens atmosfär]]). De [[Lista över de ljusaste stjärnorna|ljusstarkaste stjärnorna]] sett till skenbar magnitud, förutom solen, är [[Sirius]], [[Canopus]], [[Arcturus]], [[Alfa Centauri]], [[Vega (stjärna)|Vega]], [[Rigel]], [[Procyon]], [[Achernar]], [[Betelgeuse]] och [[Beta Centauri]]. Absolut magnitud är vad den skenbara magnituden skulle vara om avståndet mellan jorden och stjärnan skulle vara 10 [[parsec]] (32,6 [[ljusår]]) och är direkt relaterad till stjärnans luminositet.

Både skenbar och absolut magnitud använder en [[logaritmisk skala]]; en siffra skillnad på skalan innebär en skillnad i ljusstyrka på omkring 2,5 gånger.<ref>{{webbref|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html |titel=Luminosity of Stars |utgivare=Australian Telescope Outreach and Education |hämtdatum=2008-04-03 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html |arkivdatum=2014-08-09 }}</ref> ([[rot av tal|5:e roten]] av 100 för att vara exakt). Detta betyder att en stjärna av första magnituden (+1,00) är ungefär 2,5 gånger ljusare än en stjärna av andra magnituden (+2,00) och ungefär 100 gånger ljusare än en stjärna av sjätte magnituden (+6,00). De svagaste stjärnorna som kan ses av människans öga under goda förhållanden är ungefär på magnitud +6.

På båda skalorna innebär ett lägre värde en ljusare stjärna och därmed innebär ett större värde en ljussvagare stjärna. De ljusaste stjärnorna på bägge skalorna har negativa magnituder.  Solen har en skenbar magnitud på -26,7, men dess absoluta magnitud är blygsamma +4,83. Den ljusaste stjärnan på jordens stjärnhimmel, [[Sirius]], har en skenbar magnitud på -1,44 och en absolut magnitud på +1,41 (ungefär 23 gånger starkare än solen). [[Canopus]], den näst ljusaste stjärnan på stjärnhimlen, har en mycket hög absolut magnitud på -5,53, vilket gör att den har en luminositet ungefär 14&nbsp;000 gånger högre än solens. Men eftersom Sirius är betydligt närmare jorden med ett avstånd på 8,6 ljusår, jämfört med Canopus 310 ljusår, ser Sirius ändå starkare ut sett från jorden trots den stora skillnaden i absolut magnitud.

[[LBV 1806-20]] är namnet på en stjärna som har en av de högsta absoluta luminositeterna man har hittat så här långt med en absolut magnitud på -14,2. Detta betyder att om den befann sig på 10 [[parsec]]s avstånd från jorden så skulle den lysa flera gånger starkare på himlen än fullmånen (skenbar magnitud på -12,6) och vara väl synlig i fullt dagsljus. Stjärnans luminositet är minst fem miljoner gånger högre än solens.<ref>{{webbref|efternamn=Malik |förnamn=Tariq |url=http://www.space.com/scienceastronomy/brightest_star_040106-1.html |titel=Biggest, Brightest Star Puzzles Astronomers |utgivare=space.com |hämtdatum=2008-04-03 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20040416092524/http://www.space.com/scienceastronomy/brightest_star_040106-1.html |arkivdatum=2004-04-16 }}</ref> De svagaste stjärnorna man har lyckats upptäcka är röda dvärgar med en magnitud på 26 och en vit dvärg med magnitud 28. Dessa stjärnor är så ljussvaga att ett litet stearinljus på månen skulle vara lättare att se från jorden.<ref>{{webbref | år = 2006 | url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a | titel = Hubble Sees Faintest Stars in a Globular Cluster | utgivare = hubblesite.org | hämtdatum = 2008-04-03}}</ref>

== Spektraltyp ==
{{Huvudartikel|Spektraltyp}}
[[Fil:Morgan-Keenan spectral classification.svg|miniatyr|stående=1.5|Morgan-Keenans uppdelning i spektraltyper.]]

Stjärnor klassificeras efter sina spektra från typ ''O'', som är väldigt heta, till typ ''M'', som är så svala att [[molekyl]]er kan bildas i deras atmosfärer. Huvudklasserna, ordnade efter sjunkande yttemperatur, är ''O, B, A, F, G, K'' och ''M''. En rad speciella spektraltyper har speciella klasser, de vanligaste av dessa är ''L'' och ''T'' som de kallaste lågmassestjärnorna tillhör och [[brun dvärg|bruna dvärgar]].

Varje bokstav har 10 underklasser, från varmast till kallast, ''0'' till ''9''. Skalan fungerar väl upp till de allra varmaste temperaturerna. De mest extrema stjärnorna på skalan, klass ''O0'' och ''O1'', kanske inte existerar.<ref name="spektrum">{{webbref | efternamn = MacRobert | förnamn = Alan M. | författarlänk =  | år =  | url = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | titel = The Spectral Types of Stars | format =  | verk = Sky and Telescope | utgivare =  | hämtdatum = 2008-04-03 | arkivurl = https://web.archive.org/web/20110728054228/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | arkivdatum = 2011-07-28 }}</ref>

Stjärnor kan också klassificeras efter ''luminositeteffekten'' i deras spektrallinjer, vilken korrelerar med deras storlek och bestäms av ytgravitationen. Dessa klasser finns från ''0'' ([[hyperjätte|hyperjättar]]) och ''III'' ([[jättestjärna|jättestjärnor]] till ''V'' (huvudseriedvärgar) och ''VII'' (vita dvärgar). De flesta stjärnor tillhör [[huvudserien]] som består av vanliga [[vätefusion]]erande stjärnor. Dessa uppträder som ett smalt, diagonalt band då stjärnorna framställs på en graf med den absoluta magnituden uppställd mot spektraltypen.<ref name="spektrum" /> Vår sol är en huvudseriestjärna av klass ''G2V'' (gul dvärg), vilket betyder att den har en medelhög temperatur och normal storlek.

Ytterligare beteckningar i form av gemena bokstäver kan följa spektraltypen för att indikera speciella företeelser i spektrumet. Till exempel betyder ett "''e''" att emissionslinjer finns; "''m''" betecknar höga nivåer av metaller och "''var''" avser variationer av spektraltyp.<ref name="spektrum" />

Vita dvärgar har egna typer som börjar med bokstaven ''D''. Denna är vidare uppdelad i typerna ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' och ''DQ'', beroende på vilka spektrallinjer som är mest framträdande i spektrumet. Dessa bokstäver följs av ett numeriskt värde som indikerar temperaturen.<ref>{{webbref|efternamn= |förnamn= |författarlänk= |år= |url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm |titel=White Dwarf (wd) Stars |format= |verk= |utgivare=White Dwarf Research Corporation |hämtdatum=2008-04-03 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm |arkivdatum=2009-10-08 }}</ref>

{{clear}}
<center>
{| border="1" cellspacing="0" align="center" class="wikitable"
|+ ''Egenskaper hos stjärnor i huvudserien av de olika spektraltyperna''&nbsp;<ref>{{Webbref |författare = Gene Smith|datum = 16 april 1999|url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html|titel = Stellar Spectra|utgivare = University of California, San Diego|hämtdatum = 17 oktober 2008}}</ref>
|-----
! Typ
! Temperatur ([[Kelvin|K]])
! Färg
! Massa (M<sub>☉</sub>)
! Radie (R<sub>☉</sub>)
! Luminositet (L<sub>☉</sub>)
! Absorptionslinjer
! Exempelstjärna
|-----style="background:#9bb0ff;"
! O
| <center>28&nbsp;000 - 50&nbsp;000</center>
| Ljusblå || 16 - 150|| 15 || 1&nbsp;400&nbsp;000 || [[Kväve|N]], [[Kol|C]], [[Helium|He]] och [[Syre|O]] ||[[Alpha Camelopardalis|α Camelopardalis]]
|-----style="background:#cad7ff;"
! B 
| <center>9&nbsp;600 - 28&nbsp;000</center>
| Vitblå || 3,1 - 16 || 7 || 20&nbsp;000 || He, [[Väte|H]]|| [[Rigel]]
|----- style="background:#f5f5ff;"
! A
| <center>7&nbsp;100 - 9&nbsp;600</center>
| Vit || 1,7 - 3,1 || 2,1 || 80 || H|| [[Altair]]
|-----style="background:#FFFFD0;"
! F
| <center>5&nbsp;700 - 7&nbsp;100</center> 
| Vitgul ||1,2 - 1,7 || 1,3 || 6 || [[Metall]]er: [[järn|Fe]], [[Titan (grundämne)|Ti]], [[Kalcium|Ca]], [[Strontium|Sr]] e [[Magnesium|Mg]]||[[Procyon|Procyon A]]
|-----style="background:#ffff50;"
! G
| <center>4&nbsp;600 - 5&nbsp;700</center>
| Gul || 0,9 - 1,2 || 1,1 || 1,2 || Ca, He, H med flera||[[Solen]]
|-----style="background:#FFC010;"
! K
| <center>3&nbsp;200 - 4&nbsp;600</center>
| Orange|| 0,4 - 0,8 || 0,9 || 0,4 || Metaller + [[Titanoxid|TiO<sub>2</sub>]]||[[Gliese 892]]
|-----style="background:#ff8866;"
! M 
| <center>1&nbsp;700 - 3&nbsp;200</center>
| Röd|| 0,08 - 0,4 || 0,4 || 0,04 || Som ovan||[[Barnards stjärna]]
|}
</center>

== Variabla stjärnor ==
{{Huvudartikel|Variabla stjärnor}}
[[Fil:Mira 1997.jpg|miniatyr|stående|Det asymmetriska utseendet hos [[Mira]], en oscillerande variabel stjärna. ''Bild: Nasa [[Rymdteleskopet Hubble|HST]]'']]
Variabla stjärnor har periodiska eller slumpmässiga förändringar av luminositeten. Alla stjärnor är mer eller mindre variabla men endast de som visar kraftiga förändringar betecknas som variabla stjärnor. Orsakerna till dessa variationer kan vara flera.

Under vissa stjärnors utveckling genomgår de en fas där de kan bli pulserande variabla stjärnor. Dessa varierar i radie och luminositet över tiden, med expansioner och kontraktioner som har en period på allt mellan minuter och år, beroende på stjärnans storlek. Till denna kategori hör såväl [[Cepheidvariabel|Cepheidvariabler och Cepheid-liknande stjärnor]] som långperiodiska variabler såsom [[Miravariabel|Miravariabler]].<ref name="variabler">{{webbref|efternamn= |förnamn= |författarlänk= |år= |url=http://www.aavso.org/vstar/types.shtml |titel=Types of Variable Stars |format= |verk= |utgivare=AAVSO |hämtdatum=2008-04-03 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20030627004734/http://www.aavso.org/vstar/types.shtml |arkivdatum=2003-06-27 }}</ref>

Eruptiva variabler är stjärnor som uppvisar plötsliga ökningar i luminositet på grund av [[solutbrott]] eller [[koronamassutkastning]]ar.<ref name="variabler" /> Till den här gruppen hör [[Wolf-Rayet-stjärnor]] och [[UV Ceti]]-stjärnor samt jättestjärnor och superjättar.

En tredje kategori är explosiva variabler som genomgår omfattande förändringar i deras egenskaper. Hit hör [[nova|novor]] och [[supernovor]]. Ett dubbelstjärnesystem som innehåller en närliggande vit dvärg kan skapa vissa typer av spektakulära stjärnexplosioner, inklusive novor och [[Typ Ia supernova|typ Ia supernovor]].<ref name="iben" /> Explosionen skapas när den vita dvärgen samlar på sig väte från sin tvillingstjärna och bygger upp massa till dess att fusion inleds.<ref>{{webbref | efternamn= | förnamn= | författarlänk = | år = 2004 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | titel = Cataclysmic Variables | format = | verk = | utgivare = NASA Goddard Space Flight Center | hämtdatum = 2008-04-03}}</ref>. Vissa novor är också återkommande med periodiska utbrott av medelstor styrka.<ref name="variabler" />

Stjärnors luminositet kan också variera beroende på andra faktorer, till exempel kan ett dubbelstjärnesystem variera i luminositet eftersom den ena ibland skymmer den andra. En nämnvärd variabelstjärna av den här typen är [[Algol (stjärna)|Algol]] vars magnitud regelbundet varierar mellan 2,3 och 3,5 över en period av 2,87 dagar. En annan orsak till varierande luminositet kan vara de extrema solfläckar hos snabbt roterande stjärnor som kan täcka stora ytor.<ref name="variabler" />

== Struktur ==
[[Fil:Sun parts big-sv.jpg|miniatyr|stående=1.5|Denna teckning visar en huvudseriestjärnas struktur. ''Bild: Nasa]]
En stabil stjärnas inre befinner sig i [[hydrostatisk jämvikt]]. Krafterna på varje del av volym är nästan jämnt balanserade. Dessa krafter är den inåtriktade [[gravitationskraften]] och den utåtriktade kraften skapad av [[tryckgradient]]en inom stjärnan. Tryckgradienten i sin tur upprätthålls av temperaturgradienten i plasman, de yttre delarna av stjärnan är kallare än kärnan. Temperaturen och trycket i kärnan av en huvudsekvenskärna är tillräckliga för att [[kärnfusion]] ska ske och därmed lösgöra tillräckligt med energi för att hindra stjärnan från att kollapsa vidare.<ref name="hansen">{{bokref |författare= Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D., & Trimble, Virginia |år=2004 |titel= Stellar Interiors |utgivare= Springer |isbn=0387200894}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{bokref |författare=Scwarzschild, Martin |år=1958 |titel= Structure and Evolution of the Stars |utgivare= Princeton University Press |isbn=0-691-08044-5}}</ref> När atomkärnor fusioneras i stjärnan sänder de ut energi i form av [[gammastrålning|gammastrålar]]. Dessa fotoner interagerar med plasman runt om, vilket ökar den [[termisk energi|termiska energin]] i kärnan. Stjärnor i huvudserien omvandlar väte till helium, vilket långsamt ökar andelen helium i kärnan. Till slut blir heliumpartiklarna dominerande och energin slutar frigöras i kärnan. Istället fortsätter fusionen i ett långsamt expanderande skal runt om den degenererade heliumkärnan.<ref>{{webbref | efternamn= | förnamn= | författarlänk = | år = | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | titel = Formation of the High Mass Elements | format = | verk = | utgivare = Smoot Group | hämtdatum = 2008-04-03}}</ref>

En stjärnas inre upprätthåller inte bara en hydrostatisk jämvikt, utan även en energibalans av [[termisk jämvikt]]. Det går en radiell temperaturgradient genom stjärnans inre som resulterar i ett flöde av energi mot stjärnans yttre. Det utgående flödet som lämnar varje lager inom stjärnan motsvarar det inkommande flödet från lägre delar.

[[Strålningszon]]en är det område i stjärnans inre där energiöverföring genom strålning är tillräckligt effektiv för att upprätthålla energiflödet. Här störs inte plasman och rörelser av massa dör snart ut. När detta förhållande inte råder blir plasman instabil vilket leder till [[konvektion]] och därmed bildas [[konvektionszon]]en. Detta kan ske till exempel nära kärnan som har mycket högt energiflöde per volymenhet och i de yttre delarna med hög [[opacitet]].<ref name="Schwarzschild" />

Var konvektion sker i en huvudsekvensstjärna beror på dess massa. Stjärnor med massa flera gånger större än solens har en konvektionszon djupt inne i stjärnan och en strålningszon i de yttersta delarna. För mindre stjärnor som solen gäller det motsatta, med konvektionszoner vid ytan.<ref name="imagine">{{webbref | efternamn= | förnamn= | författarlänk = | år = 2006 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titel = What is a Star? | format = | verk = | utgivare = NASA | hämtdatum = 2008-04-03}}</ref> Hos röda dvärgar med mindre än 0,4 solmassor förekommer endast konvektion vilket hindrar helium från att samlas i kärnan.<ref name="late stages" /> De flesta stjärnors zoner kommer att variera med tiden när stjärnan åldras och innehållet i de inre delarna förändras.<ref name="Schwarzschild" />

Delen av stjärnan som är synlig för en observatör kallas [[fotosfär]]en. Detta är lagret där stjärnans plasma blir genomskinligt för synligt ljus. Härifrån blir energin som släppts lös i kärnan fri och rör sig ut i rymden. Inom fotosfären uppträder regioner med lägre temperatur än genomsnittet, så kallade [[solfläckar]].

Ovanför fotosfären finns [[stjärnatmosfär]]en. Hos en huvudsekvensstjärna som solen är den lägsta delen av atmosfären den tunna [[kromosfär]]en, där [[spikul]]er och [[solutbrott]] börjar. Denna region omges av en övergångsregion, där temperaturen snabbt ökar över bara 100&nbsp;km. Bortom detta finns [[koronan]], en samling med extremt het plasma som kan sträcka sig flera miljoner kilometer ut från stjärnan.<ref>{{pressmeddelanderef |url= http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html |rubrik= The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT |utgivare= European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO) |datum= 2001-08-01 |format=  |språk= engelska |hämtdatum= 2008-04-03 |arkivurl= https://web.archive.org/web/20060625141245/http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html |arkivdatum= 2006-06-25 }}</ref> Förekomsten av en korona tycks vara beroende av en konvektionszon i de yttre delarna av stjärnan.<ref name="imagine" /> Trots dess höga temperatur sänds mycket lite ljus ut från koronan, som normalt är den enda synliga delen av solen under en [[solförmörkelse]].

Från koronan strömmar en [[stjärnvind]] av plasmapartiklar utåt från stjärnan, tills partiklarna möter det [[interstellära mediet]]. För solens del kallas det bubbelformade området som påverkas av [[solvinden]] för [[heliosfär]]en.<ref>{{tidskriftsref | författare = Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B. | rubrik = Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields  | url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/309/5743/2027 | tidskrift = Science | volym = 309 | nummer = 5743 | år = 2005 | sid = 2027–2029 | id =}}</ref>

== Kärnreaktioner ==
[[Fil:Fusion in the Sun.svg|miniatyr|Översikt av "proton-proton"-kedjan]]
[[Fil:CNO Cycle.svg|miniatyr|"Kol-kväve-syre"-kedjan]]
En rad olika kärnreaktioner sker i stjärnornas inre, beroende på deras massa och sammansättning, som en del av [[stjärnnukleosyntes]]en. Den totala massan av de fusionerade atomkärnorna är mindre än summan av deras beståndsdelar. Den förlorade massan omvandlas till energi enligt det berömda förhållandet [[E=mc²]].<ref name="sunshine" />

Fusionen av väte är mycket temperaturberoende vilket betyder att en måttlig ökning av temperatur i kärnan resulterar i en betydande ökning av fusionshastigheten. Temperaturen i kärnan varierar vid fusion av väte "bara" från omkring 4 miljoner K för en liten M-klasstjärna till 40 miljoner K för en enorm O-klasstjärna.<ref name="aps_mss"/>

I solen som har en kärntemperatur på cirka 10 miljoner grader, fusioneras väte till helium genom [[proton-protonkedjan]]:<ref name="synthesis">{{Tidningsref|författare=G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, A.M. Boesgaard, G.M. Hale, A. E. Champagne, C.A. Barnes, F. Käppeler, V.V. Smith, R.D. Hoffman, F.X. Timmes, C. Sneden, R.N. Boyd, B.S. Meyer, D.L. Lambert |rubrik=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |tidning=Reviews of Modern Physics |datum=1999 |volym=69 |nummer=4 |sidor=995–1084 |url=http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf |format=pdf |hämtdatum=4 augusti 2006 |arkivurl=https://web.archive.org/web/20060928043229/http://www.cococubed.com/papers/wallerstein97.pdf |arkivdatum=28 september 2006 }}</ref>
:4[[Väte|<sup>1</sup>H]] → 2[[deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elektronvolt|eV]] + 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Dessa reaktioner kan sammanfattas med följande reaktion:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

där e<sup>+</sup> är en [[positron]], γ är en gammafoton, ν<sub>e</sub> är en [[neutrino]] och H samt He är väte respektive Helium. Energin som frigörs i denna reaktion presenteras i miljoner [[elektronvolt]], vilket är en mycket liten mängd energi. Men med det enorma antalet reaktioner som ständigt sker frigörs tillräckligt med energi för att upprätthålla stjärnans utflöde av strålningsenergi.

I tyngre stjärnor bildas helium i en reaktionscykel som är [[katalysator|katalyserad]] av kol, [[CNO-cykeln]] (kol-kväve-syre-cykeln).<ref name="synthesis" />

Hos stjärnor i slutstadierna av sitt liv med kärntemperaturer på 100 miljoner K och mellan 0,5 och 10 solmassor kan helium omvandlas till kol genom [[trippel-alfa-processen]] som använder ämnet [[beryllium]] som ett mellansteg i reaktionen.

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[Berylliumisotoper|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[Kol-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Vilket ger den totala reaktionen:

:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

I ännu tyngre stjärnor kan ytterligare tyngre ämnen fusioneras i en sammandragande kärna genom [[neonförbränning]] och [[syreförbränning]]. Det sista stadiet i stjärnnukleosyntesen är [[kiselförbränning]]en som bildar den stabila isotopen [[järn|järn-56]]. Notera att dessa reaktioner är kärnreaktioner och inte [[förbränning]] i traditionell bemärkelse. Efter kiselförbränningen kan fusionen inte fortsätta vidare förutom genom en [[Endoterm reaktion|endoterm]] process, vilket innebär att mer energi krävs för att fusionera ämnet än som frigörs som ett resultat av den. Mer energi kan således bara frigöras genom gravitationell kollaps.<ref name="synthesis" />

Exemplet nedan visar den tid som krävs för en stjärna med 20 gånger solens massa att förbränna allt sitt kärnbränsle. Som en O-klass stjärna på huvudserien skulle den ha 8 gånger solens radie och 62&nbsp;000 gånger dess luminositet.<ref>{{tidskriftsref | författare = S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver | rubrik = The evolution and explosion of massive stars | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W | tidskrift = Reviews of Modern Physics| volym = | nummer = 4| år = 2002 | sid =1015–1071 | id =}}</ref>

{| class="wikitable"
!valign="bottom"| Bränsle
!valign="bottom"| Temperatur<br />(miljoner Kelvin)
!valign="bottom"| Densitet<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Förbränningstid<br />(τ i år)
|-
|align="center"| H
|align="center"| 37
|align="center"| 0,0045
|align="center"| 8,1 miljoner
|-
|align="center"| He
|align="center"| 188
|align="center"| 0,97
|align="center"| 1,2 miljoner
|-
|align="center"| C
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976
|-
|align="center"| Ne
|align="center"| 1&nbsp;570
|align="center"| 3&nbsp;100
|align="center"| 0,6
|-
|align="center"| O
|align="center"| 1&nbsp;980
|align="center"| 5&nbsp;550
|align="center"| 1,25
|-
|align="center"| S/Si
|align="center"| 3&nbsp;340
|align="center"| 33&nbsp;400
|align="center"| 0,0315
|}

== Se även ==
{{Stjärnrelaterade artiklar}}

== Referenser ==
* {{enwp|artikel=Star|url=http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star&oldid=191005250}} Avsnitt: Stjärnbeteckning, mätenheter, skapelse och utveckling, fördelning, egenskaper. ''[http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star&oldid=201725196 Star, tidigare version]'' Avsnitt: Strålning. ''[http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star&oldid=201725196 Star, tidigare version]'' Avsnitt: Luminositet, magnitud, spektraltyp.
* {{itwp|artikel=Stella|url=http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella&oldid=17880379}} Avsnitt: Observationshistoria del 1. ''[http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella&oldid=18633446 Stella, tidigare version]'' Avsnitt: Observationshistoria del 2. ''[http://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Stella&oldid=19464089 Stella, tidigare version]'' Avsnitt: Observationshistoria del 3.

=== Noter ===
<references/>

== Externa länkar ==
* {{Commonscat|Stars}}
* [http://hubblesite.org/newscenter/archive/category/star/ Hubblesite - Star]
* [https://web.archive.org/web/20050404065330/http://directory.google.com/Top/Science/Astronomy/Stars/ Google: Stars]
* [http://penelope.uchicago.edu/Thayer/E/Gazetteer/Topics/astronomy/_Texts/secondary/ALLSTA/home.html Richard Hinckley Allen: Star Names — Their Lore and Meaning]

{{Solsystemet}}
{{Utmärkt}}

[[Kategori:Stjärnor| ]]
[[Kategori:Wikipedia:Basartiklar]]