Ѕвезда

Слика на Сонцето, ѕвезда од главната низа од типот G, најблиску до Земјата

Ѕвезда — масивно небесно тело од јонизиран гас (главно водород) во надворешната вселена, што произведува или произведувало енергија преку јадрено соединување. Најпозната и најблиска ѕвезда до Земјата е Сонцето. За разлика од планетите, една ѕвезда поради интензивната топлина зрачи светлина. Научно, ѕвездите се дефинираат како самогравитирачки сфери од плазма, што создаваат нивна сопствена енергија преку процесот на јадрено соединување. Науката што се занимава со проучување на ѕвездите се нарекува ѕвездена астрономија.

Ѕвездите можат да се видат на небото како точки што треперат, заради ефектот на Земјината атмосфера и нивното растојание од нас (коешто обично се мери во светлосни години). Сонцето е исклучок - тоа е единствената ѕвезда доволно блиску до Земјата за да биде видлива како небесно тело составено од различни сфери. Најблиската ѕвезда до Сонцето, Проксима Кентаур, се наоѓа на приближно четири светлосни години од Сончевиот Систем, односно 250 000 пати подалеку од Сонцето.

Една типична ѕвезда наликува на Сонцето. Нејзината маса е околу 10³⁰ килограми, и нејзиниот пречник е неколку милиони километри. Моќта на зрачењето на една ѕвезда како Сонцето е околу 10²⁶ вати.

Образувањето на ѕвездите е проследено со собирање и со загревање на облак од гас поради дејствувањето на гравитацијата. Доколку загревањето е доволно, тоа може да започне јадрени реакции во срцето на облакот. Енергијата ослободена со овие реакции е доволна за да се спречи собирањето. Тоа значи дека стабилноста на ѕвездата зависи од две меѓусебно спротивставени сили:

• термонукларните реакции кои ослободуваат огромна енергија доведуваат до фантастичен притисок во јадрото на ѕвездата и така настојуваат да го распрснат материјалот на ѕвездата во околниот простор;
• силата на гравитација, која се спротивставува на тоа, настојува да ја одржи масата на ѕвездата на едно место.

Ако преовладее силата на гравитацијата, материјалот на ѕвездата се собира, па се создаваат ѕвезди во кои материјата е збиена до многу големи густини (неутронска ѕвезди, бели џуџиња), а ако масата на ѕвездата е поголема до определена критична граница која се нарекува Чандрасекарова граница, доаѓа до бесконечно собирање во физичка сингуларност од која веќе не може да побегне ниту светлината, односно настанува црна дупка. Ако преовладее првата тенденција, ѕвездата може да експлодира во силна експлозија и така настанува нова или супернова.

Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм ја покажува врската меѓу сјајот на ѕвездата (апсолутната ѕвездена големина) и температурата (спектралната класа).

Просечната галаксија содржи околу 100 милијарди ѕвезди. Бројот на ѕвезди во универзумот е проценет помеѓу 10²² и 10²³, што е приближно еднакво на бројот на молекули во кубен сантиметар воздух.

Етимологија

Зборот „ѕвезда“ потекнува од праиндоевропскиот корен „h₂stḗr“, исто така што значи ѕвезда, но дополнително може да се анализира како h₂eh₁s- („да гори“, а исто така е извор на зборот „пепел“) + -tēr (наставка). Зборот е споредлив со латинското стела, грчкото астер, германското Стерн. Некои научници веруваат дека зборот е позајмица од акадскиот „истар“ (Венера). „Ѕвезда“ е сроден (го дели истиот корен) со следните зборови: ѕвездичка, астероид, астрална, соѕвездие, Естер.

Набљудување на ѕвездите

Главна статија: Ѕвездите во астрологијата

Карта на која е претставена формата на соѕвездието Лав

Историски гледано, ѕвездите биле многу важни за цивилизациите кои живееле во стариот век. Тие биле дел од религиозните обреди и биле користени за навигација во просторот. Многу антички астрономи верувале дека ѕвездите се прицврстени на небесната сфера и дека не се движа, додека „ѕвездите скитници“ односно планетите забележливо се движат во однос на неподвижните ѕвезди во текот на денови или недели.

По договор, астрономите ги групирале познатите ѕвезди во астеризми и соѕвездија и ги користеле за следење на движењата на планетите и заклучената позиција на Сонцето. Движењето на Сонцето наспроти позадината од ѕвезди (и хоризонтот) е употребено за да се состави календар, кој се користел за регулирање на земјоделството.Грегоријанскиот календар, кој денес се користи речиси насекаде во светот, претставува сончев календар којшто е направен врз основа на аголот на вртење на Земјината оска во однос на најблиската ѕвезда - Сонцето.

Најстарата точно датирана ѕвездена карта е резултат на древната египетска астрономија во 1534 п.н.е.Најраните познати каталози на ѕвезди биле составени од древните вавилонски астрономи од Месопотамија во доцниот 2-ри милениум п.н.е., за време на Каситскиот период (околу  1531 п.н.е. - околу  1155 п.н.е.).

Ѕвезди на ноќно небо

Старогрчкиот астроном Аристел го создал првиот ѕвезден каталог во 300 г.п.н.е. со помош на Тимохарис од Александија.

Ѕвездениот каталог на Хипарх (2 век п.н.е.) вклучувал 1.020 ѕвезди и бил користен за составување на каталогот на ѕвезди на Птоломеј. Хипарх е познат по откривањето на првата забележана нова (нова ѕвезда).Многу од соѕвездијата и имињата на ѕвездите што се користат денес потекнуваат од грчката астрономија.

Без оглед на очигледната непроменливост на небото, кинеските астрономи биле свесни дека може да се појават нови ѕвезди. Во 185 н.е., тие станале првите кои набљудувале и напишале податоци за супернова, денес позната како SN 185.Најсветлиот ѕвезден настан во запишаната историја била суперновата SN 1006, која била забележана во 1006 година и за која пишувале египетскиот астроном Али ибн Ридван и неколку кинески астрономи.Суперновата SN 1054, која ја родила Раковидната Маглина, била забележана и од кинески и исламски астрономи.

Средновековните исламски астрономи им дале арапски имиња на многу ѕвезди кои сè уште се користат денес и измислиле бројни астрономски инструменти со кои ја одредувале местоположбата на ѕвездите. Тие ги изградиле првите големи истражувачки институти за опсерваторија, главно за изработка на каталози на ѕвезди Зиџ. Меѓу нив, Книгата за фиксни ѕвезди (964) е напишана од персискиот астроном Абд ел-Рахман ел-Суфи, кој набљудувал голем број ѕвезди, ѕвездени јата (вклучувајќи ги Омикрон Едро и Брокиево јато) и галаксии (вклучувајќи ја и галаксијата Андромеда).Во XI в. Ел-Бируни го опишал Млечниот Пат како множество од делови кои имаат својства на замаглени ѕвезди, а исто така ги опишал и местоположбите на повеќе ѕвезди за време на затемнувањето на Месечината во 1019 г.

Според Јосеп Пуиг, андалузискиот астроном Ибн Баџа предложил дека Млечниот Пат се состои од многу ѕвезди кои речиси се допирале една со друга и изгледале како континуирана слика поради ефектот на прекршување од подлунарен материјал, наведувајќи го неговото набљудување на спојот на Јупитер и Марс во 500 година (1106/1107 н.е.) како доказ.

Раните европски астрономи како што е Тихо Брахе пронашле нови ѕвезди на ноќното небо (подоцна наречени нови), сугерирајќи дека небото не е непроменливо. Во 1584 година, Џордано Бруно сугерирал дека ѕвездите се како Сонцето и дека можеби имаат други планети, можеби дури и слични на Земјата, во орбитата околу нив, идеја што била предложена порано од античките грчки филозофи, Демокрит и Епикур, и од средновековните исламски космолози како што е Фахр ел-Дин ел-Рази. До следниот век, идејата за ѕвездите да бидат исти како Сонцето постигнувала консензус помеѓу астрономите. За да објасни зошто овие ѕвезди не вршат нето гравитациона сила на Сончевиот Систем, Исак Њутн предложил дека ѕвездите се подеднакво распоредени во секоја насока, идеја поттикната од теологот Ричард Бентли.

Италијанскиот астроном Џеминиано Монтанари забележал набљудувачки варијации во сјајноста на ѕвездата Алгол во 1667 година. Едмонд Халеј ги објави првите мерења на сопствено движење на пар блиски „неподвижни" ѕвезди, покажувајќи дека тие ги промениле своите места од времето на античките грчки астрономи Птоломеј и Хипарх.

Вилијам Хершел бил првиот астроном кој да го прикаже распоредот на ѕвездите на небото. Во текот на 1780-тите, тој направил серии од мерења во 600 правци и линерано ги подредил според нивната светлосна величина. Со ова, тој заклучил дека бројот на ѕвезди постојано се зголемувал кон едната страна на небото, во правец на јадрото на Млечниот Пат. Неговиот син Џон Хершел го повторил неговото истажување во јужната полутопка и открил совпаѓачко покачување во истиот правец. Како додаток на неговите други постигнувања, Вилијам Хершел е запомнат и по неговото откритие дека некои ѕвезди не лежат само по иста линија на видот, туку се физички придружници кои формираат двојни ѕвездени системи.

Први кои започнале да ја проучуваат ѕвездената спектроскопија биле Јозеф фон Фраунхофер и Анџело Секи. Со споредување на спектрите на ѕвездите како што е Сириус со Сонцето, тие откриле разлики во јачината и бројот на нивните спектрални линии - темните линии во ѕвездените спектри предизвикани од впивање на специфични честоти од атмосферата. Во 1865 година, Секи започнал да ги класифицира ѕвездите во групи според нивниот спектар. Современата верзија на моделот за класификација на ѕвездите бил развиен од Ени Џамп Канон во раните 1900-ти.

Првите директни мерења на растојанието до некоја ѕвезда (61 Лебед на 11,4 светлосни години) било направено во 1838 година од Фридрих Бесел кој ја употребил техниката паралакса. Мерењата на паралаксата го покажале огромното растојание на ѕвездите на небото.

Набљудувањето на двојните ѕвезди добило сè поголемо значење во текот на 19 век. Во 1834 година, Фридрих Бесел забележал промени во сопственото движење на ѕвездата Сириус и заклучил дека таа поседува скриен придружник. Едвард Пикеринг ја открил првата спектроскопска двојна ѕвезда во 1899 година кога го набљудувал периодичното расцепување на спектралните линии на ѕвездата Мизар во период од 104 денови. Детални набљудувања на многу двојни ѕвездени системи биле собрани од астрономи како Фридрих Георг Вилхелм фон Струве и Ш. В. Бурнам, дозволувајќи им на масите на ѕвездите да се одредат од пресметување на орбиталните елементи. Првото решение за проблемот со изведување на орбитата на двојни ѕвезди од набљудувањата на телескопот било направено од Феликс Савар во 1827 година.

Дваесеттиот век забележал сè побрз напредок во научното проучување на ѕвездите. Фотографијата станала вредна астрономска алатка. Карл Шварцшилд открил дека бојата на ѕвездата, а со тоа и нејзината температура, може да се одредат со споредување на привидната величина со фотографската големина. Развојот на фотоелектричниот фотометар овозможило прецизни мерења на големината во интервали со повеќе бранови должини. Во 1921 година, Алберт А. Мајкелсон ги направил првите мерења на ѕвездениот пречник со помош на интерферометар на телескопот „Хукер“ во опсерваторијата „Маунт Вилсон“.

Важна теоретска работа за физичката структура на ѕвездите се случила во првите децении на дваесеттиот век. Во 1913 година, бил развиен Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм, кој го поттикнало астрофизичкото проучување на ѕвездите. Биле развиени успешни модели за да се објасни внатрешноста на ѕвездите и развојот на ѕвездите. Сесилија Пејн Гапошкин прва предложила дека ѕвездите се направени првенствено од водород и хелиум во нејзината докторска теза од 1925 година. Спектрите на ѕвездите биле дополнително разбрани преку напредокот во квантната физика. Ова овозможило да се одреди хемискиот состав на ѕвездената атмосфера.

Инфрацрвена слика од Вселенскиот телескоп „Спицер“ на НАСА покажува стотици илјади ѕвезди во галаксијата Млечниот Пат

Со исклучок на ретките настани како што се супернови и измамници на супернови, поединечни ѕвезди првенствено биле забележани во Месната Група, и особено во видливиот дел на Млечниот Пат (како што е прикажано со деталните каталози на ѕвезди достапни за Млечниот Пат) и нејзините сателити. Поединечни ѕвезди како што се променливите Кефеиди биле забележани во галаксиите M87 и M100 на јатото Девица, како и сјајни ѕвезди во некои други релативно блиски галаксии. Со помош на гравитационата леќа, една ѕвезда (наречена Икар) е забележана на оддалеченост од 9 милијарди светлосни години.

Именување на ѕвездите

Главни статии: Ѕвездени ознаки и имиња и Ѕвезден каталог

За време на вавилонскиот период било познато дека постоел концептот на соѕвездија. Античките набљудувачи на небото сметале дека ѕвездите на небото се поставени така што образуваат некои природни облици или ликови од митовите. Дванаесет од овие формации се наоѓале по должината на појасот на еклиптиката и тие станале основа на астрологијата.На повеќе од овие ѕвезди им биле давани имиња и тоа најчесто со потекло од арапскиот и латинскиот јазик.

Исто така и некои соѕвездија, а и Сонцето како ѕвезда имаат свои митови. Луѓето сметале дека тие претставуваат души на нивните мртви богови. На пример ѕвездата Алгол се смета дека го претставува окото на Горгона Медуза.

За Старите Грци, некои „ѕвезди“, познати како планети (грчки: πλανήτης (planētēs), што значи „скитник“), претставувале различни важни божества, од кои се земени имињата на планетите Меркур, Венера, Марс, Јупитер и Сатурн (Уран и Нептун биле грчки и римски богови, но ниту една планета не била позната во антиката поради нивната мала осветленост. Нивните имиња биле доделени од подоцнежните астрономи.)

Околу 1600 година, имињата на соѕвездијата се користеле за именување на ѕвездите во соодветните подрачја на небото. Германскиот астроном Јохан Бајер создаде серија ѕвездени карти на кои додал грчки букви како ознаки на ѕвездите во секое соѕвездие. Подоцна бил воведен систем за нумерирање заснован на десното искачување на ѕвездата и додаден во каталогот на ѕвезди на Џон Фламстид во неговата книга „Historia coelestis Britannica“ (издание од 1712 година), при што овој систем на нумерирање стана познат како Флемстидово означување.

Единственото тело коешто може да ги именува ѕвездите и другите небесни тела е Меѓународниот астрономски сојуз. Меѓународниот астрономски сојуз (МАС) ја одржува Работната група за имиња на ѕвезди (РГИЅ) која ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите.Голем број приватни компании продаваат имиња на ѕвезди кои не се признати од МАС, професионалните астрономи или аматерската астрономска заедница. Британската библиотека ова го нарекува нерегулирано комерцијално претпријатие , и Одделот за заштита на потрошувачите и работниците во Њујорк издало прекршување против една таква компанија со именување ѕвезди поради вклучување во измамничка трговска практика.

Мерни единици

Иако ѕвездените параметри може да се изразат во SI-единици или Гаусови единици, најчесто е најзгодно да се изразат преку маса, светлина и полупречник во сончеви единици, врз основа на карактеристиките на Сонцето. Во 2015 година, МАС дефинирал збир на „номинални“ сончеви вредности (дефинирани како SI константи) кои може да се користат за цитирање на ѕвездени параметри:

номинална сончева сјајност	L☉ = 3,828⋅1026 W
номинален сончев полупречник	R☉ = 6,957⋅108 m

сончева маса M_☉ не била експлицитно дефинирана од страна на МАС поради големата релативна неизвесност(10⁻⁴) на гравитациската константа G. Бидејќи материјалот на Њутновата константа на гравитација и сончевата маса заедно (GM_☉) е одреден со многу поголема прецизност, МАС го дефинирала параметарот „номинална“ сончева маса да биде:

параметар на номинална сончева маса:

GM☉ = 1,3271244⋅1020 m3/s2

Параметарот на номиналната сончева маса може да се комбинира со најновата (2014 година) CODATA проценка на Њутновата гравитациска константа G за да се изведе сончевата маса да биде приближно 1,9.885⋅10³⁰ kg. Иако точните вредности за осветленоста, полупречникот, параметарот на масата и масата може малку да се разликуваат во иднина поради несигурности во набљудувањето, номиналните константи на МАС за 2015 година ќе останат исти SI-вредности бидејќи остануваат корисни мерки за цитирање на ѕвездените параметри.

Големите должини, како што е полупречникот на џиновска ѕвезда или полуголема оска на двоен ѕвезден систем, често се изразуваат во однос на астрономска единица- приближно еднакво на средното растојание помеѓу Земјата и Сонцето (150 милиони km или приближно 93 милиони милји). Во 2012 година, МАС ја дефинирал астрономската константа да биде точна должина во метри: 149.597.870.700 метри.

Настанок и развој

Главна статија: Ѕвезден развој

Ѕвездите се образуваат во проширени области на голема густина во меѓуѕвездениот простор, иако таа густина е пониска од густината на една обична вакуумска комора. Овие области се наречени молекуларни облаци и содржат најмногу водород, од 23-28% хелиум и неколку проценти потешки елементи. Еден таков пример за област каде се образува ѕвезда е Орионовата маглина. Повеќето ѕвезди се формираат во групи од десетици до стотици илјади ѕвезди. Масивните ѕвезди во овие групи може силно да ги осветлат тие облаци, јонизирајќи го водородот и создаваќи H II-подрачјеЖH II-подрачја. Таквите повратни ефекти, од формирањето на ѕвездите, на крајот може да го нарушат облакот и да спречат понатамошно формирање на ѕвезди.

Сите ѕвезди го поминуваат поголемиот дел од своето постоење како ѕвезди од главната низа, поттикнати првенствено од јадреното соединување на водород во хелиум во нивните јадра. Меѓутоа, ѕвездите со различна маса имаат значително различни својства во различни фази од нивниот развој. Крајната судбина на помасивните ѕвезди се разликува од судбината на помалку масивните ѕвезди, како и нивната сјајност и влијанието што го имаат врз нивната околина. Според тоа, астрономите често ги групираат ѕвездите според нивната маса:

• Ѕвезди со многу мала маса, со маса под 0.5 M_☉, се целосно конвективни и рамномерно го распределуваат хелиумот низ целата ѕвезда додека се на главната низа. Затоа, тие никогаш не стануваат црвени џинови. Откако ќе го исцрпат нивниот водород, тие стануваат хелиумски бели џуџиња и полека се ладат. Бидејќи животниот век на ѕвездите од 0.5 M_☉ е подолг од староста на вселената, ниту една таква ѕвезда сè уште не ја достигнала фазата на бело џуџе.

• Ѕвезди со мала маса (вклучувајќи го и Сонцето), со маса помеѓу 0.5 M_☉ и ~2.25 M_☉ во зависност од составот, стануваат црвени џинови бидејќи водородот во нивното јадро се исцрпува и тие почнуваат да горат хелиум во јадрото со хелиумски блесок; тие развиваат дегенерирано јаглеродно-кислородно јадро подоцна на асимптотичната гранка на џиновси; тие конечно ја дуваат својата надворешна обвивка како планетарна маглина и го оставаат зад себе нивното јадро во форма на бело џуџе.
• Ѕвезди со средна маса, помеѓу ~2.25 M_☉ и ~8 M_☉, минуваат низ развојни фази слични на ѕвездите со мала маса, но по релативно краток период на гранката на црвениот џин тие го запалуваат хелиумот без блесок и поминуваат подолг период во црвена грутка пред да се формира дегенерирано јаглеродно-кислородно јадро.

• Масивни ѕвезди генерално имаат минимална маса од ~8 M_☉. Откако ќе го исцрпат водородот во јадрото, овие ѕвезди стануваат суперџин и продолжуваат до јаглеродно соединување на елементи потешки од хелиумот. Многумина ги завршуваат своите животи кога нивните јадра ќе пропаднат и тие експлодираат како супернови.

Ѕвездообразба

Главна статија: Ѕвездообразба

Уметничка концепција за раѓање на ѕвезда во густ молекуларен облак

Јато од приближно 500 млади ѕвезди се наоѓа во блиската Вестерхаут 40

Образувањето на ѕвезда (ѕвездообразбата) започнува со гравитациска нестабилност во ватрешността на молекуларниот облак, најчесто компресија на облаците со зрачење од масивни ѕвезди, проширување на меурчиња во меѓуѕвездената средина, судир на различни молекуларни облаци или судир на галаксии (како во галаксија со избувнување на ѕвезди. Кога едно подрачје ќе достигне одредена густина, односно ќе го задоволи критериумот за Џинсоновата нестабилност започнува да се срушува во своето сопствено јадро под дејство на гравитациската сила.

Додека облакот се урива, поединечни конгломерати од густа прашина и гас образуваат нешто што е познато како глобула (темен облак од прашина). Како што топката се распаѓа и густината се зголемува, гравитационата енергија се претвора во топлина и температурата се зголемува. Кога протоѕвездениот облак приближно ќе ја достигне стабилната состојба на хидростатичка рамнотежа, во јадрото се формира протоѕвезда. Овие ѕвезди од пред главната низа често се опкружени со протопланетарен диск и се напојуваат главно со конверзија на гравитационата енергија. Периодот на гравитациска контракција трае околу 10 милиони години за ѕвезда како сонцето, до 100 милиони години за црвено џуџе.

Раните ѕвезди помали од 2 M_☉ се нарекуваат ѕвезди од типот на T Бик, додека оние со поголема маса се Хербигови Ae/Be-ѕвезди. Овие новоформирани ѕвезди испуштаат млазови гас долж нивната оска на вртење, што може да го намали аголниот импулс на ѕвездата што се распаѓа и да резултира со мали делови од небулозност познати како Хербиг-Ароови тела.Овие млазови, во комбинација со зрачењето од блиските масивни ѕвезди, може да помогнат да се избрка околниот облак од кој е формирана ѕвездата.

На почетокот на нивниот развој, ѕвездите од типот на T Бик ја следат Хајашиевата патека - тие се собираат и ја намалуваат сјајноста додека остануваат на приближно иста температура. Помалку масивните ѕвезди од типот на T Бик ја следат оваа патека до главната низа, додека помасивните ѕвезди се свртуваат кон Хајашиевата патека.

Забележано е дека повеќето ѕвезди се членови на двојни ѕвездени системи, а својствата на тие системи се резултат на условите во кои тие се формирале. Гасниот облак мора да го изгуби својот аголен моментум за да се сруши и да формира ѕвезда. Фрагментацијата на облакот на повеќе ѕвезди пренесува дел од тој аголен моментум. Примордијалните двојни броеви пренесуваат одреден аголен моментум со гравитациони заемни дејства за време на блиски средби со други ѕвезди во младите ѕвездени јата. Овие заемни дејства имаат тенденција да се раздвојуваат пошироко одвоени (меки) двојни системи додека предизвикуваат тврдите да станат поцврсто врзани. Ова произведува одвојување на двојните во нивните две набљудувани распределби на население.

Главна низа

Главна статија: Главна низа

Ѕвездите поминуваат околу 90% од својот живот спојувајќи го водородот во хелиум во реакциите на висока температура и притисок во нивните јадра. Се вели дека таквите ѕвезди се во главната низа и се нарекуваат џуџести ѕвезди. Почнувајќи од главната секвенца на нулта возраст, процентот на хелиум во јадрото на ѕвездата постојано ќе се зголемува, стапката на јадрено соединување во јадрото полека ќе се зголемува, како и температурата и сјајноста на ѕвездата. Сонцето, на пример, се проценува дека има зголемена сјајност за околу 40% откако ја достигнало главната низа пред 4,6 милијарди (4,6×109) години.

Секоја ѕвезда произведува ѕвезден ветер од честички што предизвикува постојано испуштање на гасови во вселената. За повеќето ѕвезди губитокот на гасови многу малку влијае на нивната маса. Сонцето секоја година губи од 10⁻⁷ до 10⁻⁵ сончеви единици на маса секоја година или околу 0,01% од масата во целиот живот. Како и да е некои масивни ѕвезди губат големо количество маса во овој процес што негативно се одразува на нивниот развој. Ѕвездите кои започнуваат со повеќе од 50 M_☉ можат да изгубат повеќе од половина од нивната вкупна маса додека се на главната низа.

Пример на Херцшпрунг-Раселов дијаграм за збир на ѕвезди што го вклучува Сонцето (средина) (види Класификација)

Времето кое ѕвездата го поминува на главната низа зависи првенствено од количината на гориво што ја има и брзината со која ја спојува. Се очекува Сонцето да живее 10 милијарди (10¹⁰) години. Масивните ѕвезди го трошат своето гориво многу брзо и се краткотрајни. Ѕвездите со мала маса го трошат своето гориво многу бавно. Ѕвездите со помала маса од 0 0.25 M_☉, наречени црвени џуџиња, се способни да ја спојат речиси целата своја маса, додека ѕвездите со околу 1 M_☉ можат да спојат само околу 10% од нивната маса. Комбинацијата на нивната бавна потрошувачка на гориво и релативно големо корисно снабдување со гориво им овозможува на ѕвездите со мала маса да траат околу еден трилион (10⋅10¹²) години; најекстремната од 0.08 M_☉ ќе трае околу 12 трилиони години. Црвените џуџиња стануваат пожешки и посветли како што акумулираат хелиум. Кога на крајот ќе им снема водород, тие се собираат во бело џуџе и опаѓаат во температурата. Бидејќи животниот век на таквите ѕвезди е поголем од сегашната старост на вселената (13,8 милијарди години), се очекува дека ниту една ѕвезда помала од 0.85 M_☉ не се отселила од главната низа.

Покрај масата, елементите потешки од хелиумот можат да играат значајна улога во развојот на ѕвездите. Астрономите ги означуваат сите елементи потешки од хелиумот „метали“ и ја нарекуваат хемиската концентрација на овие елементи во ѕвездата, нејзината металичност. Металичноста на ѕвездата може да влијае на времето потребно на ѕвездата да го согори своето гориво и го контролира формирањето на нејзините магнетни полиња, што влијае на јачината на нејзиниот ѕвезден ветер. Постарите Ѕвезди од населението II имаат значително помала металичност од помладите ѕвезди од населението I поради составот на молекуларните облаци од кои се формирале. Со текот на времето, таквите облаци се повеќе се збогатуваат со потешки елементи бидејќи постарите ѕвезди умираат и фрлаат делови од нивната атмосфера.

Пост-главна низа

Главна статија: Проценка на ѕвездена возраст

Бетелгез гледано од АЛМА . Ова е првпат АЛМА да набљудува површина на ѕвезда и да резултира со достапна слика на Бетелгез со највисока резолуција.

Како ѕвезди од најмалку 0.4 M_☉ го исцрпуваат снабдувањето со водород во нивното јадро, тие почнуваат да спојуваат водород во обвивка што го опкружува јадрото на хелиумот. Надворешните слоеви на ѕвездата се шират и многу се ладат додека преминуваат во црвен џин. Во некои случаи, тие ќе спојат потешки елементи во јадрото. Како што ѕвездите се шират, тие исфрлаат дел од нивната маса, збогатена со тие потешки елементи, во меѓуѕвездена средина, за подоцна да се рециклираат како нови ѕвезди. Во околу 5 милијарди години, кога Сонцето ќе влезе во фазата на согорување на хелиумот, ќе се прошири до максимален полупречник од приближно 1 астрономска единица (150×10^⁶ kм), 250 пати повеќе од сегашната големина и ќе изгуби 30% од сегашната маса.

Како што обвивката што согорува водород произведува повеќе хелиум, јадрото се зголемува во масата и температурата. Во црвен џин до 2.25 M_☉ , масата на јадрото на хелиумот се дегенерира пред соединувањето на хелиумот. Конечно, кога температурата се зголемува доволно, соединувањето на јадрото на хелиумот започнува експлозивно во она што се нарекува хелиумски блесок, а ѕвездата брзо се собира во полупречник, ја зголемува температурата на површината и се движи кон хоризонталната гранка на дијаграмот Х-Р. За помасивни ѕвезди, соединувањето на хелиумот започнува пред да се дегенерира јадрото, а ѕвездата поминува извесно време во црвената грутка, каде полека гори хелиум, пред да се сруши надворешната конвективна обвивка и ѕвездата потоа да се пресели во хоризонталната гранка.

Откако ѕвездата ќе го спои хелиумот од своето јадро, таа почнува да го спојува хелиумот по должина на обвивката што го опкружува врелото јаглеродно јадро. Ѕвездата потоа следи развојна патека наречена асимптотична гранка на џинови (АГЏ) која е паралелна со другата опишана фаза на црвен џин, но со поголема сјајност. Помасивните АГЏ ѕвезди може да претрпат краток период на јаглеродно соединуање пред јадрото да се дегенерира. За време на фазата АГЏ, ѕвездите подлежат на топлински импулси поради нестабилност во јадрото на ѕвездата. Во овие топлински импулси, сјајноста на ѕвездата варира и материјата се исфрла од атмосферата на ѕвездата, на крајот формирајќи планетарна маглина. Дури 50 до 70% од масата на ѕвездата може да се исфрли во овој процес на губење на масата. Бидејќи распространувањето на енергија во АГЏ ѕвезда е првенствено со струење, овој исфрлен материјал се збогатува со материјалите од фузија кои се извлекуваат од јадрото. Затоа, планетарната маглина е збогатена со елементи како јаглерод и кислород. На крајот, планетарната маглина се распрснува, збогатувајќи ја општата меѓуѕвездена средина. Затоа, идните генерации ѕвезди се направени од „ѕвездени работи“ од минатите ѕвезди.

Масивни ѕвезди

Слоеви слични на кромид во јадрото на масивна, развојна ѕвезда непосредно пред јадрото да пропадне

За време на нивната фаза на согорување на хелиум, ѕвезда со повеќе од 9 сончеви маси се шири за да формира најпрвин син суперџин, а потоа црвен суперџин. Особено масивните ѕвезди (што надминуваат 40 сончеви маси, како Алнилам, средишниот син суперџин на Орионовиот Појас) не стануваат црвени суперџинови поради голема загуба на маса. Наместо тоа, тие можат да се развијат во Волф-Рајеова ѕвезда, карактеризирана со спектри доминирани од спектрални линии на елементи потешки од водородот, кои стигнале до површината поради силното струење и интензивното губење на масата или од соголувањето на надворешните слоеви.

Кога хелиумот се исцрпува во јадрото на масивната ѕвезда, јадрото се собира и температурата и притисокот се зголемуваат доволно за да се спои јаглеродот (види Процес на јаглеродно согорување). Овој процес продолжува, при што последователните фази се напојуваат со неон (види процес на неонско согорување), кислород (види процес на кислородно согорување) и силициум (види процес на силициумско согорување). При крајот на животот на ѕвездата, согорувањето продолжува по низа лушпи од слој кромид во масивна ѕвезда. Секоја обвивка спојува различен елемент, при што најоддалечената обвивка спојува водород; следната школка спојува хелиум, и така натаму.

Последната фаза се јавува кога масивна ѕвезда започнува да произведува железо. Бидејќи железните јадра се поцврсто поврзани од било кои потешки јадра, секое согорување надвор од железото не произведува нето ослободување на енергија.

Некои масивни ѕвезди, особено сјајните сини променливи, се многу нестабилни до тој степен што насилно ја фрлаат својата маса во вселената во настаните на лажна супернова, станувајќи значително посветли во процесот. Ета Кобилица е позната по тоа што претрпела настан на лажна супернова, Големата ерупција од 19 век.

Колапс

Како што јадрото на ѕвездата се намалува, интензитетот на зрачењето од таа површина се зголемува, создавајќи таков зрачен притисок врз надворешната обвивка на гасот што ќе ги оттурне тие слоеви, формирајќи планетарна маглина. Доколку она што останува по исфрлањето на надворешната атмосфера е помало од приближно 1.4 M_☉, се собира до релативно мало тело со големина на Земјата, познато како бело џуџе. На белите џуџиња им недостасува маса за да се изврши понатамошна гравитациска компресија. Електронската дегенерирана материја во бело џуџе повеќе не е плазма. На крајот, белите џуџиња исчезнуваат во црни џуџиња во текот на многу долг временски период.

Раковидна Маглина, остатоци од супернова која првпат била забележана околу 1050 г.

Кај масивните ѕвезди, јадреното соединување продолжува се додека железното јадро не порасне толку големо (повеќе од 1.4 M_☉) дека повеќе не може да ја поддржи сопствената маса. Ова јадро наеднаш ќе се сруши додека неговите електрони ќе се втурнат во неговите протони, формирајќи неутрони, неутрина и гама зраци во излив на заробување електрони и инверзно бета распаѓање. Ударниот бранформиран од овој ненадеен колапс предизвикува остатокот од ѕвездата да експлодира во супернова. Суперновите стануваат толку светли што може накратко да ја надминат целата домашна галаксија на ѕвездата. Кога се појавуваат во рамките на Млечниот Пат, суперновите историски биле набљудувани од набљудувачи со голо око како „нови ѕвезди“ каде што навидум не постоела претходно.

Експлозија на супернова ги разнесува надворешните слоеви на ѕвездата, оставајќи остаток како што е Раковидна Маглината. Јадрото е компресирано во неутронска ѕвезда, која понекогаш се манифестира како пулсар или рендгенски распрснувач . Во случајот со најголемите ѕвезди, остатокот е црна дупка поголема од 4 M_☉. Во неутронска ѕвезда материјата е во состојба позната како неутронско-дегенерирана материја, со поегзотична форма на дегенерирана материја, QCD материја, веројатно присутна во јадрото.

Разнесените надворешни слоеви на ѕвездите кои умираат, вклучуваат тешки елементи, кои може да се рециклираат за време на формирањето на нови ѕвезди. Овие тешки елементи овозможуваат формирање на земјовидни планети. Одливот од супернови и ѕвездениот ветер на големите ѕвезди играат важна улога во обликувањето на меѓуѕвездената средина.

Двојни ѕвезди

Развојот на двојните ѕвезди може значително да се разликува од онаа на единечните ѕвезди со иста маса. На пример, кога која било ѕвезда се шири и станува црвен џин, таа може да ја пополни нејзината Рошеова шуплина, околниот регион каде што материјалот е гравитациски врзан за неа; доколку ѕвездите во двојниот систем се доволно блиску, дел од тој материјал може да се пополни до другата ѕвезда, давајќи феномени вклучувајќи контактни двојни елементи, двојни обвивки со заеднички обвивки, катаклизмички променливи, сини заострувачи, и тип Ia супернови . Преносот на масата води до случаи како што е Алголниот парадокс, каде што најразвиената ѕвезда во системот е најмалку масивна.

Развојот на двојните ѕвезди и ѕвездените системи од повисок ред интензивно се истражува бидејќи толку многу ѕвезди се откриени дека се членови на двојни системи. Околу половина од ѕвездите слични на Сонцето и уште поголем процент на помасивни ѕвезди се формираат во повеќе системи, а тоа може многу да влијае на феномените како што се новите и суперновите, формирањето на одредени видови ѕвезди и збогатувањето на просторот со нуклеосинтезни производи.

Сè уште е спорно влијанието на развојот на двојните ѕвезди врз формирањето на развојните масивни ѕвезди, како што се сјајните сини променливи, Волф-Рајеовите ѕвезди и прогениторите на одредени класи на супернова со колапс на јадрото. Единечните масивни ѕвезди можеби нема да можат да ги исфрлат своите надворешни слоеви доволно брзо за да ги формираат типовите и бројот на развојни ѕвезди што се набљудуваат, или да произведат прогенитори кои би експлодирале како суперновите што се набљудуваат. Преносот на масата преку гравитациско соголување во двојни системи, некои астрономи го гледаат како решение за тој проблем.

Распространетост

Уметнички впечаток за системот на Сириус, бело џуџе во орбитата околу ѕвезда од главната низа од типот А

Ѕвездите не се рамномерно распространети низ вселената, но вообичаено се групирани во галаксии заедно со меѓуѕвезден гас и прашина. Типична голема галаксија како Млечниот Пат содржи стотици милијарди ѕвезди. Има повеќе од 2 трилиони (10¹²) галаксии, иако повеќето се помалку од 10% од масата на Млечниот Пат. Севкупно, веројатно ќе има помеѓу 10²² и 10²⁴ ѕвезди (повеќе ѕвезди од сите зрна песок на планетата Земја). Повеќето ѕвезди се во рамките на галаксиите, но помеѓу 10 и 50% од ѕвездената светлина во големите галаксички јата може да дојде од ѕвезди надвор од која било галаксија.

Систем со повеќе ѕвезди се состои од две или повеќе гравитациски врзани ѕвезди кои орбитираат една околу друга . Наједноставниот и најчестиот систем со повеќе ѕвезди е двојна ѕвезда, но постојат системи од три или повеќе ѕвезди. Поради стабилноста на орбитата, ваквите системи со повеќе ѕвезди често се организираат во хиерархиски групи на двојни ѕвезди. Поголемите групи се нарекуваат ѕвездени јата. Тие се движат од неврзани ѕвездени здруженија со само неколку ѕвезди до расеани јата со десетици до илјадници ѕвезди, до огромни збиени јата со стотици илјади ѕвезди. Таквите системи орбитираат околу нивната галаксија домаќин. Ѕвездите во расеаното или збиеното јато се формирани од истиот џиновски молекуларен облак, така што сите членови вообичаено имаат слична возраст и состав.

Голем број на ѕвезди се забележани, а повеќето или сите можеби првично се формирале во гравитациски поврзани системи со повеќе ѕвезди. Ова е особено точно за многу масивни ѕвезди од О и B класа, од кои 80% се верува дека се дел од системи со повеќе ѕвезди. Процентот на едноѕвездени системи се зголемува со намалувањето на масата на ѕвездите, така што единствено 25% од црвените џуџиња се познати дека имаат ѕвездени придружници. Бидејќи 85% од сите ѕвезди се црвени џуџиња, повеќе од две третини од ѕвездите на Млечниот Пат се веројатно единечни црвени џуџиња. Во иследувањето од 2017 година за молекуларниот облак Персеј, астрономите откриле дека повеќето новоформирани ѕвезди се во двојни системи. Во моделот кој најдобро ги објаснил податоците, сите ѕвезди првично се формирале како двојни, иако некои двојни подоцна се разделиле и оставиле поединечни ѕвезди зад себе.

Овој приказ на NGC 6397 вклучува ѕвезди познати како сини заостанувачи поради нивната местоположба на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм.

Најблиската ѕвезда до Земјата, освен Сонцето, е Проксима Кентаур, која е оддалечена на 4.2465 светлосни години (40.175 трилиони километри) светлосни години. Патувајќи со орбиталната брзина на вселенскиот шатл, 8 километри по секунда (29,000 километри за еден час), ќе бидат потребни околу 150.000 години за да пристигне. Ова е типично за ѕвездените одвојувања во галактичките дискови. Ѕвездите можат да бидат многу поблиску една до друга во средиштата на галаксиите и во збиените јата, или многу подалеку една од друга во галактичките ореоли.

Поради релативно големите растојанија помеѓу ѕвездите надвор од галактичкото јадро, се смета дека судирите меѓу ѕвездите се ретки. Во погустите подрачја како што е јадрото на расеаните јата или галактичкото средиште, судирите можат да бидат почести. Ваквите судири можат да предизвикаат она што се познати како сини заостанувачи. Овие абнормални ѕвезди имаат повисока површинска температура и затоа се посини од ѕвездите при исклучување на главната низа во јатото на кое припаѓаат; во стандарден ѕвезден развој, сините заостанувачи веќе би се развиле надвор од главната низа и на тој начин нема да се видат во јатото.

Карактеристики

Речиси сè за ѕвездата се одредува според нејзината почетна маса, вклучувајќи ги и карактеристиките како што се сјајноста, големината, развојот, животниот век и нејзината евентуална судбина.

Возраст

Поголемиот број ѕвезди се стари помеѓу 1 милијарди и 10 милијарди години. Некои ѕвезди може да бидат дури и блиску до 13,8 милијарда години - нспоред набљудуваната староста на вселената. Најстарата ѕвезда досега откриена, HD 140283, наречена ѕвезда Метусалах, е проценета 14,46 ± 0,8 милијарди години.(Поради несигурноста во вредноста, оваа возраст за ѕвездата не е во судир со староста на вселената, одредена од сателитот Планк како 13,799 ± 0,021).

Колку е помасивна ѕвездата, толку е пократок нејзиниот животен век, првенствено затоа што масивните ѕвезди имаат поголем притисок врз нивните јадра, што предизвикува побрзо согорување на водородот. Најмасивните ѕвезди траат во просек по неколку милиони години, додека ѕвездите со минимална маса (црвените џуџиња) го согоруваат своето гориво многу бавно и можат да траат десетици до стотици милијарди години.

Животот на фазите на ѕвездениот развој во милијарди години

Почетна маса ( M ☉ )	Главна низа	Подџин	Прв црвен џин	Јадро на He кое гори
1.0	9.33	2.57	0,76	0,13
1.6	2.28	0,03	0,12	0,13
2.0	1.20	0,01	0,02	0,28
5.0	0,10	0,0004	0,0003	0,02

Хемиски состав

Кога ѕвездите се формираат во сегашната галаксија Млечен Пат, тие се составени од околу 71% водород и 27% хелиум, мерено по маса, со мал дел од потешки елементи. Типично, делот од тешките елементи се мери во однос на содржината на железо во ѕвездената атмосфера, бидејќи железото е вообичаен елемент и неговите линии на впивање се релативно лесни за мерење. Делот од потешките елементи може да биде показател за веројатноста ѕвездата да има планетарен систем.

Од 2005 година, со метали, како μ Лав, има речиси двојно повеќе железо од Сонцето, додека ѕвездата што носи планета 14 Херкул има речиси тројно железо. Хемиски невообичаените ѕвезди покажуваат необично изобилство на одредени елементи во нивниот спектар; особено хромот. Ѕвездите со поладна надворешна атмосфера, вклучувајќи го и Сонцето, можат да формираат различни диатомски и полиатомски молекули.

Споредба на големината на некои добро познати суперџинови и хиперџинови, со Лебед OB2-12, V382 Кобилица , Бетелгез, VV Кефеј и VY Големо Куче

Пречник

Дисковите на повеќето ѕвезди се премногу мали во аголна големина за да се набљудуваат со сегашните земјини оптички телескопи, па затоа се потребни телескопи со интерферометар за да се направат слики од овие тела. Друга техника за мерење на аголната големина на ѕвездите е преку окултација. Со прецизно мерење на падот на осветленоста на ѕвездата додека е прикриена од Месечината (или порастот на светлината кога таа повторно ќе се појави), може да се пресмета аголниот пречник на ѕвездата .

Ѕвездите се движат по големина од неутронски ѕвезди, кои варираат некаде од 20 до 40 километри (131.234 ст) во пречник, до суперџинови како Бетелгез во соѕвездието Орион, кое има пречник околу 640 пати поголемо од Сонцето. со многу мала густина.

Поради нивната голема оддалеченост од Земјата, сите ѕвезди освен Сонцето може да се видат со голо око како светлечки точки на ноќното небо кои треперат поради влијанието на Земјината атмосфера. Сонцето е доволно блиску до Земјата за да се појави како диск наместо тоа и да обезбеди дневна светлина. Освен Сонцето, ѕвездата со најголема привидна големина е R Златна Рипка, со аголен пречник од само 0,057 лачни секунди.

Кинематика

Главна статија: Ѕвездена кинематика

Плејади, отворено јато на ѕвезди во соѕвездието Бик. Овие ѕвезди делат заедничко движење низ вселената.

Движењето на ѕвезда во однос на Сонцето може да обезбеди корисни информации за потеклото и староста на ѕвездата, како и за структурата и развојот на околната галаксија. Компонентите на движењето на ѕвездата се состојат од радијалната брзина кон или подалеку од Сонцето и напречното аголно движење, што се нарекува нејзино сопствено движење.

Радијалната брзина се мери со доплерско поместување на спектралните линии на ѕвездата и е дадена во единици km/s. Правилното движење на ѕвездата, нејзината паралакса, се одредува со прецизни астрометриски мерења во единици од милилачни секунди (мас) годишно. Со познавање на паралаксата на ѕвездата и нејзиното растојание, може да се пресмета соодветната брзина на движење. Заедно со радијалната брзина може да се пресмета и вкупната брзина. Ѕвездите со високи стапки на сопствено движење веројатно ќе бидат релативно блиску до Сонцето, што ги прави добри кандидати за мерења на паралакса.

Кога се познати и двете стапки на движење, може да се пресмета вселенската брзина на ѕвездата во однос на Сонцето или галаксијата. Помеѓу блиските ѕвезди, било откриено дека помладите ѕвезди од население I имаат генерално помали брзини од постарите ѕвезди со население II. Вторите имаат елиптични орбити кои се наклонети кон рамнината на галаксијата. Споредбата на кинематиката на блиските ѕвезди им овозможило на астрономите да го следат нивното потекло до заедничките точки во џиновските молекуларни облаци и се нарекуваат ѕвездени здруженија.

Магнетно поле

Главна статија: Ѕвездено магнетно поле

Површинско магнетно поле на SU Кочијаш (млада ѕвезда од типот Т Бик), реконструирана со помош на Земан-Доплеровото отсликување

Магнетното поле на ѕвездата се создава од движењето на спроводливата плазма во една ѕвезда. Ова движење на спроводлива плазма функционира како динамо, при што движењето на електричните полнежи предизвикува магнетни полиња, како и механичкото динамо. Тие магнетни полиња имаат голем опсег што се протега низ и надвор од ѕвездата. Јачината на магнетното поле варира во зависност од масата и составот на ѕвездата, а количината на магнетната површинска активност зависи од брзината на вртење на ѕвездата. Оваа површинска активност создава ѕвездени дамки, кои се подрачја со силни магнетни полиња и пониски од нормалните површински температури. Короналните јамки се заоблени линии на магнетен тек кои се издигнуваат од површината на ѕвездата во надворешната атмосфера на ѕвездата, нејзината корона. Короналните јамки може да се видат поради плазмата што ја спроведуваат долж нивната должина. Ѕвездените блесоци се изливи на високоенергетски честички кои се испуштаат поради истата магнетна активност.

Младите, брзо вртежните ѕвезди имаат тенденција да имаат високи нивоа на површинска активност поради нивното магнетно поле. Магнетното поле може да дејствува на ѕвездениот ветер на ѕвездата, функционирајќи како кочница за постепено да ја забави брзината на вртење со текот на времето. Така, постарите ѕвезди како Сонцето имаат многу побавна стапка на вртење и пониско ниво на површинска активност. Нивоата на активност на бавно вртежните ѕвезди имаат тенденција да се разликуваат на цикличен начин и може целосно да се исклучат со временски периоди. На пример, за време на маундерскиот минимум, Сонцето поминало низ 70-годишен период без речиси никаква активност на сончеви дамки.

Маса

Главна статија: Ѕвездена маса

Ѕвездите имаат маси кои се движат од помалку од половина од сончевата маса до над 200 сончеви маси (види Список на најмасивни ѕвезди). Една од најмасивните познати ѕвезди е Рта Кобилица, која, со 100–150 пати поголема маса од Сонцето, ќе има животен век од само неколку милиони години. Испитувањата за најмасивните расеани јата сугерираат 150 M_☉ како груба горна граница за ѕвездите во сегашната ера на вселената. Ова претставува емпириска вредност за теоретската граница на масата на ѕвездите што се формираат поради зголемениот притисок на радијацијата на насобирачкиот гасен облак. Неколку ѕвезди во јатото R136 во Големиот Магеланов Облак се измерени со поголеми маси, но утврдено е дека тие би можеле да бидат создадени преку судир и спојување на масивни ѕвезди во блиски двојни системи, заобиколувајќи ги 150 M_☉ ограничување на масивна ѕвездообразба.

Отсјајната маглина NGC 1999 е брилијантно осветлена од V380 Орион. Црната дамка на небото е огромна дупка на празен простор, а не темна маглина како што претходно се сметало.

Првите ѕвезди кои се формирале по Големата експлозија можеби биле поголеми, до 300 M_☉, поради целосно отсуство на елементи потешки од литиумот во нивниот состав. Оваа генерација на супермасивни ѕвезди од население III веројатно постоела во многу раниот универзум (т.е. се забележува дека имаат големо црвено поместување), и можеби започнало производство на хемиски елементи потешки од водородот, кои се потребни за подоцнежното формирање на планети и живот. Во јуни 2015 година, астрономите пријавиле докази за ѕвезди од население III во галаксијата Космос Редшифт 7 на z = 6.60.

Со маса само 80 пати повеќе од Јупитер (M_J), 2MASS J0523-1403 е најмалата позната ѕвезда која е подложена на јадрено соединување во нејзиното јадро. За ѕвездите со металичност слична на Сонцето, теоретската минимална маса што ѕвездата може да ја има и сè уште е подложена на јадрено соединување, се проценува дека е околу 75 M_J Кога металичноста е многу мала, минималната големина на ѕвезда се смета дека е околу 8,3% од сончевата маса, или околу 87 M_J Помалите тела наречени кафеави џуџиња, заземаат слабо дефинирана сива област помеѓу ѕвездите и гасните џинови.

Комбинацијата на полупречникот и масата на ѕвездата ја одредува нејзината површинска гравитација. Џиновските ѕвезди имаат многу помала површинска гравитација од ѕвездите од главната низа, додека спротивното е случајот со дегенерираните збиени ѕвезди како што се белите џуџиња. Површинската гравитација може да влијае на изгледот на спектарот на ѕвездата, при што поголемата гравитација предизвикува проширување на спректралните линии.

Вртење

Главна статија: Ѕвездено вртење

Стапката на вртење на ѕвездите може да се одреди преку спектроскопско мерење, или попрецизно да се одреди со следење на нивните ѕвездени дамки. Младите ѕвезди можат да имаат вртење поголема од 100 km/s на екваторот. Ѕвездата од В-класа Ахернар, на пример, има екваторијална брзина од околу 225 km/s или повеќе, предизвикувајќи нејзината екваторска испакнатина да оди кон надвор и да и даде екваторијален пречник кој е повеќе од 50% поголем отколку помеѓу половите. Оваа стапка на вртење е веднаш под критичната брзина од 300 km/s со која брзина ѕвездата би се распаднала. Спротивно на тоа, Сонцето се врти еднаш на секои 25-35 дена во зависност од географската ширина, со екваторијална брзина од 1,93 km/s. Магнетното поле на ѕвездата од главната низа и ѕвездениот ветер служат за значително забавување на нејзиното вртење додека се развива на главната низа.

Дегенерираните ѕвезди се збиени во компактна маса, што резултира со голема брзина на вртење. Сепак, тие имаат релативно ниски стапки на вртење во споредба со она што би се очекувало со зачувување на аголниот импулс - тенденцијата на вртежно тело да компензира за собирање во големината преку зголемување на неговата брзина на центрифугирање. Голем дел од аголниот импулс на ѕвездата се троши како резултат на губење на масата преку ѕвездениот ветер. И покрај ова, брзината на вртење за пулсарот може да биде многу брза. Пулсарот во срцето на Раковидната Маглина, на пример, се врти 30 пати во секунда. Стапката на вртење на пулсарот постепено ќе се забави поради емисијата на зрачење.

Температура

Температурата на површината на ѕвездата од главната низа се одредува според брзината на производство на енергија на нејзиното јадро и полупречникот, и често се проценува од боениот показател на ѕвездата. Температурата вообичаено се дава во однос на делотворната температура, што е температурата на идеализирано црно тело кое ја зрачи својата енергија со иста сјајност по површина како ѕвездата. Делотворната температура е само репрезентативна за површината, бидејќи температурата се зголемува кон јадрото. Температурата во областа на јадрото на ѕвездата е неколку милиони келвини.

Температурата на ѕвездите ќе ја одреди брзината на јонизација на различни елементи, што ќе резултира со карактеристични линии на впивање во спектарот. Температурата на површината на ѕвездата, заедно со нејзината визуелна апсолутна величина и карактеристики на впивање, се користи за класификација на ѕвезда (види класификација подолу).

Масивните ѕвезди од главната низа може да имаат површинска температура од 50.000 келвини. Помалите ѕвезди како Сонцето имаат површински температури од неколку илјади келвини. Црвените џинови имаат релативно ниски температури на површината од околу 3.600 келвини; но имаат висока сјајност поради големата надворешна површина.

Зрачење

Ета Кобилица е нестабилна сина хиперџиновска ѕвезда, приближно 100 пати помасивна од Сонцето, преку 700 пати поширока и 4 милиони пати посветла. Во настанот од 19 век наречен Голема ерупција, Ета Кобилица ја осветлила и насилно ја исфрлила масата за да ја формира околната маглина Хомункул (на сликата).

Енергијата произведена од ѕвездите, производ на јадрено соединување, зрачи во вселената како електромагнетно зрачење и честично зрачење. Зрачењето со честички што го емитува ѕвездата се манифестира како ѕвезден ветер, кој тече од надворешните слоеви како електрично наелектризирани протони и алфа и бета честички. Постојан прилив на неутрина речиси без маса излегува директно од јадрото на ѕвездата.

Производството на енергија во јадрото е причината зошто ѕвездите сјаат толку силно: секој пат кога две или повеќе атомски јадра се спојуваат заедно за да формираат едно атомско јадро на нов потежок елемент, фотоните на гама зраците се ослободуваат од материјалот на нуклеарна фузија. Оваа енергија се претвора во други форми на електромагнетна енергија со пониска честота, како што е видливата светлина, до моментот кога ќе стигне до надворешните слоеви на ѕвездата.

Бојата на ѕвездата, како што е одредена од најинтензивната честота на видливата светлина, зависи од температурата на надворешните слоеви на ѕвездата, вклучувајќи ја и нејзината фотосфера. Покрај видливата светлина, ѕвездите испуштаат форми на електромагнетно зрачење кои се невидливи за човечкото око. Всушност, ѕвезденото електромагнетно зрачење го опфаќа целиот електромагнетен спектар, од најдолгите бранови должини на радио брановите преку инфрацрвената, видлива светлина, ултравиолетовите, до најкратките рендгенски зраци и гама зраците. Од гледна точка на вкупната енергија што ја емитува ѕвездата, не се значајни сите компоненти на ѕвезденото електромагнетно зрачење, но сите честоти обезбедуваат увид во физиката на ѕвездата.

Користејќи го ѕвездениот спектар, астрономите можат да ја одредат температурата на површината односноповршинската гравитација, металичноста и брзината на вртење на ѕвездата. Доколку се најде растојанието на ѕвездата, како на пример со мерење на паралаксата, тогаш може да се изведе сјајноста на ѕвездата. Масата, полупречникот, површинската гравитација и периодот на вртење потоа може да се проценат врз основа на ѕвездени модели. (Масата може да се пресмета за ѕвездите во двојни системи со мерење на нивните орбитални брзини и растојанија. Гравитационите микролеќи се корисни за мерење на масата на една ѕвезда. ) Со овие параметри, астрономите можат да ја проценат староста на ѕвездата.

Сјајност

Сјајноста на ѕвездата е количината на светлина и други форми на зрачна енергија што ја зрачи по единица време. Постојат единици на моќност. Сјајноста на ѕвездата се одредува според нејзиниот полупречник и температурата на површината. Многу ѕвезди не зрачат подеднакво низ целата нивна површина. Брзо вртежната ѕвезда Вега, на пример, има поголем енергетски тек (моќ по единица површина) на нејзините полови отколку по нејзиниот екватор.

Појавите на површината на ѕвездата на пониска температура и сјајност од просечната се познати како ѕвездени дамки. Малите, џуџести ѕвезди, како што е Сонцето, обично имаат дискови без карактеристики со само мали ѕвездени точки. Џиновските ѕвезди имаат многу поголеми, поочигледни ѕвездени точки, и тие покажуваат силно ѕвездено рабно затемнување. Односно, сјајноста се намалува кон работ на ѕвездениот диск. Црвените џуџести звезди како што е UV Кит може да поседуваат истакнати карактеристики на ѕвездената точка.

Дваесет најсветли ѕвезди видливи од Земјата

Научно име	Име по коешто е позната	Оддалеченост(светлосни години)
Alpha Canis Majoris	Сириус	9
Alpha Carinae	Канопус	98
Alpha Centauri	Ригли Кент	4
Alpha Boötis	Арктур	36
Alpha Lyrae	Вега	26
Alpha Aurigae	Капела	42
Beta Orionis	Ригел	91
Alpha Canis Minoris	Прокион	1
Alpha Eridani	Архенар	85
Alpha Orionis	Бетелгез	510
Beta Centauri	Хадар	460
Alpha Aquilae	Алтаир	17
Alpha Tauri	Алдебаран	65
Alpha Crucis	Акрукс	360
Alpha Scorpii	Антарес	330
Alpha Virginis	Спица	260
Beta Geminorum	Полукс	36
Alpha Piscis Austrini	Фомалхаут	22
Alpha Cygni	Денеб	1,830
Beta Crucis	Мимоза	420
Alpha Leonis	Регул	85

Величина

Главни статии: Привидна ѕвездена величина и Апсолутна ѕвездена величина

Привидната осветленост на ѕвездата се изразува во однос на нејзината привидна величина. Тоа е функција на сјајноста на ѕвездата, нејзината оддалеченост од Земјата, ефектот на згаснување на меѓуѕвездената прашина и гас, и промената на светлината на ѕвездата додека минува низ атмосферата на Земјата. Внатрешната или апсолутната величина е директно поврзана со сјајноста на ѕвездата и е привидната величина што би била ѕвездата кога растојанието помеѓу Земјата и ѕвездата би било 10 парсеци (32,6 светлосни години).

Број на ѕвезди посветли од големината

Привидна ѕвездена величина	Број  на ѕвезди
0	4
1	15
2	48
3	171
4	513
5	1.602
6	4.800
7	14.000

И привидната и апсолутната скала на величина се логаритамски единици: една цела бројна разлика во величината е еднаква на варијација на осветленоста од околу 2,5 пати ( 5-тиот корен од 100 или приближно 2,512). Ова значи дека првата ѕвезда со светлинска величина (+1,00) е околу 2,5 пати посветла од ѕвезда со втора светлинска величина (+2,00) и околу 100 пати посветла од ѕвезда со шеста светлинска величина (+6,00). Најбледите ѕвезди кои се видливи со голо око при добри услови за гледање се со светлинска величина +6.

И на привидната и на апсолутната скала на величина, колку е помал бројот на величината, толку е посветла ѕвездата; колку е поголем бројот на величината, толку е побледа ѕвездата. Најсјајните ѕвезди, на која било скала, имаат броеви со негативна величина. Варијацијата во осветленоста (Δ L) помеѓу две ѕвезди се пресметува со одземање на величинскиот број на посветлата ѕвезда (m_b) од бројот на големината на побледата ѕвезда (m_f), потоа со користење на разликата како експонент за основниот број 2.512:

$\Delta {m}=m_{\mathrm {f} }-m_{\mathrm {b} }$

$2.512^{\Delta {m}}=\Delta {L}$

Во однос и на сјајноста и на растојанието од Земјата, апсолутната величина на ѕвездата (M) и привидната величина (m) не се еквивалентни; на пример, сјајната ѕвезда Сириус има привидна светлинска величина од −1,44, но има апсолутна светлинска величина +1,41.

Сонцето има привидна светлинска величина од -26,7, но неговата апсолутна величина е само +4,83. Сириус, најсјајната ѕвезда на ноќното небо доколку се гледа од Земјата, е приближно 23 пати посветла од Сонцето, додека Канопус, втората најсветла ѕвезда на ноќното небо со апсолутна светлинска величина од -5,53, е приближно 14.000 пати посветла од Сонцето. И покрај тоа што Канопус е многу посјајна од Сириус, последната ѕвезда изгледа посветла од двете. Тоа е затоа што Сириус е на само 8,6 светлосни години од Земјата, додека Канопус е многу подалеку на растојание од 310 светлосни години.

Најсјајните познати ѕвезди имаат апсолутна величина од приближно -12, што одговара на 6 милиони пати поголема од сјајноста на Сонцето. Теоретски, најмалку сјајните ѕвезди се на долната граница на масата во која ѕвездите се способни да поддржат јадрено соединување на водород во јадрото; ѕвездите веднаш над оваа граница се наоѓаат во јатото NGC 6397. Најслабите црвени џуџиња во јатото се со апсолутна светлинска величина 15, додека 17-то бело џуџе со апсолутна величина е откриено.

Класификација

Главна статија: Ѕвездена класификација

Температура на површината се движи за
различни ѕвездени класи

Класа	Температура	Ѕвезда
O	33,000 K or more	Зета Змијоносец
B	10,500–30,000 K	Ригел
A	7,500–10,000 K	Алтаир
F	6,000–7,200 K	Прокион А
G	5,500–6,000 K	Сонце
K	4,000–5,250 K	Ипсолон Индијанец
M	2,600–3,850 K	Проксима Кентаур

Сегашниот систем за класификација на ѕвездите потекнува од почетокот на 20 век, кога ѕвездите биле класифицирани од А до Q врз основа на јачината на водородната линија. Се сметало дека јачината на водородната линија е едноставна линеарна функција на температурата. Наместо тоа, тоа стнало покомплицирано: се зацврстило со зголемување на температурата, достигнувајќи го својот врв близу 9000 К, а потоа се намалило на поголеми температури. Оттогаш, класификациите биле преуредени според температурата, на која се заснова современиот модел.

На ѕвездите им е дадена класификација со една буква според нивните спектри, кои се движат од типот O, кои се многу топли, до M, кои се толку ладни што молекулите можат да се формираат во нивната атмосфера. Повеќето ѕвезди моментално се класифицирани според Морган-Кинановиот систем (МК) со помош на буквите O, B, A, F, G, K и М, низа од најжешкиот (тип О) до најстудениот (тип М). Секоја класа на букви потоа се дели со помош на нумерички број со 0 која е најжешка, а 9 е најстудена (на пр., A8, A9, F0 и F1 формираат низа од потопла до поладна). Низата е проширена со три класи за други ѕвезди кои не се вклопуваат во класичниот систем: W, S и C. На некои неѕвездени објекти им се доделени и букви: D за бели џуџиња и L, T и Y за кафеави џуџиња. Секоја буква има 10 под-поделби, нумерирани од 0 до 9, по редослед на намалување на температурата. Сепак, овој систем се распаѓа на екстремни високи температури бидејќи класите O0 и O1 можеби не постојат.

Дополнително, ѕвездите може да се класифицираат според ефектите на сјајност кои се наоѓаат во нивните спектрални линии, кои одговараат на нивната просторна големина и се одредуваат според нивната површинска гравитација. Овие се движат од 0 ( хиперџинови) до III (џинови до V (џуџиња од главната низа); некои автори додаваат VII (бели џуџиња). Ѕвездите од главната низа паѓаат по тесен, дијагонален појас кога се графички според нивната апсолутна величина и спектрален тип. Сонцето е главната низа G2V жолто џуџе со средна температура и обична големина.

Постои дополнителна номенклатура во форма на мали букви додадени на крајот на спектралниот тип за да се означат посебните карактеристики на спектарот. На пример, „e“ може да укаже на присуство на спектрални линии; „ m “ претставува невообичаено силни нивоа на метали, а „ var “ може да значи варијации во спектралниот тип.

Белите џуџести ѕвезди имаат своја класа која започнува со буквата D. Ова е дополнително поделено на класите DA, DB, DC, DO, DZ и DQ, во зависност од типовите на истакнати линии кои се наоѓаат во спектарот. Потоа следи нумеричка вредност што ја означува температурата.

Променливи ѕвезди

Главна статија: Променлива ѕвезда

Асиметричниот изглед на Мира, осцилирачка променлива ѕвезда. Мира е асимптотична џиновска гранка ѕвезда, црвен џин кој се ближи до крајот на својот живот.

Променливите ѕвезди имаат периодични или случајни промени во сјајноста поради внатрешните или надворешните својства. Од суштински променливите ѕвезди, примарните типови може да се поделат во три главни групи.

За време на нивниот ѕвезден развој, некои ѕвезди минуваат низ фази каде што можат да станат пулсирачки променливи. Пулсирачките променливи ѕвезди се разликуваат по полупречник и сјај со текот на времето, се шират и се собираат со периоди кои се движат од минути до години, во зависност од големината на ѕвездата. Оваа категорија ги вклучува Кефеидите и ѕвездите слични на кефеидите и долготрајните променливи како Мира.

Еруптивните променливи се ѕвезди кои доживуваат ненадејно зголемување на сјајноста поради блесоци или настани на масовно исфрлање. Оваа група вклучува протоѕвезди, Волф-Рајеови ѕвезди, како и џиновски и суперџинови ѕвезди.

Катаклизмички или експлозивни променливи ѕвезди се оние кои претрпуваат драматична промена во нивните својства. Оваа група вклучува нови и супернови. Двоен ѕвезден систем кој вклучува блиско бело џуџе може да произведе одредени видови на овие спектакуларни ѕвездени експлозии, вклучително и нова и супернова од тип 1а. Експлозијата се создава кога белото џуџе ќе го придобие водородот од придружната ѕвезда, собирајќи маса додека водородот не претрпи соединување. Некои нови се повторливи, со периодични изливи со умерен замав.

Ѕвездите може да се разликуваат во сјајот поради надворешни фактори, како што се затемнување на двојните ѕвезди, како и вртежливи ѕвезди кои создаваат екстремни ѕвездени точки. Забележителен пример за двојно затемнување е Алгол, кој редовно варира во величина од 2,1 до 3,4 во период од 2,87 дена.

Структура

Главна статија: Ѕвездена структура

Внатрешни структури на ѕвезди од главната низа со маси означени во сончеви маси, региони на струење со циклуси со стрелки и региони на зрачење со црвени блесоци. Од лево кон десно, црвено џуџе, жолто џуџе и сино-бела ѕвезда од главната низа

Моделите на ѕвездената структура подробно ја опишуваат внатрешната структура на ѕвездата и даваат предвидувања за сјајноста, бојата и идниот развој на ѕвездата. Различни класи и возрасти на ѕвезди имаат различни внатрешни структури, како одраз на нивната елементарна структура и механизми за пренос на енергија. Различните слоеви на ѕвездите го пренесуваат загревањето и нанадвор на различни начини, првенствено со струење и зрачен пренос, но топлинската спроводливост е важна кај белите џуџиња. Струењето е главен начин на пренос на енергија кога температурниот градиент е доволно нагол, така што одреден волумен гас во ѕвездата ќе продолжи да расте ако малку се подигне преку адијабатска постапка. Во овој случај, волуменот што расте е пловен и продолжува да расте доколку е потопол од околниот гас; доколку волуменот што расте е поладен од околниот гас, тој ќе се врати на првобитната висина. Во региони со низок температурен градиент и доволно ниска непроѕирност за да биде овозможен пренос на енергија преку зрачење, зрачењето е главен начин на пренос на енергија.

Внатрешната структура на ѕвездата од главната низа зависи од масата на ѕвездата. Кај ѕвездите со маса од 0,3-1,5 сончеви маси (M_☉, вклучувајќи го и Сонцето, соединувањето на водород со хелиум се случува првенствено преку протонско-протонски ланци, кои не воспоставува нагол температурен градиент. Така, зрачењето надвладејува во внатрешниот дел на ѕвездите со сончева маса. Надворешниот дел од ѕвездите со сончева маса е доволно ладен што водородот е неутрален и на тој начин непроѕирен за ултравиолетовите фотони, па така надвладејува конвекцијата. Според тоа, ѕвездите со сончева маса имаат зрачни јадра со конвективни обвивки во надворешниот дел на ѕвездата. Кај масивните ѕвезди (поголеми од околу 1,5 M☉), температурата на јадрото е над околу 1,8 × 10⁷ К, така што соединувањето на водород со хелиум се случува првенствено преку циклусот јаглерод-азот-кислород. Во овој циклус, стапката на производство на енергија е рангирана како температура до 15-та моќност, додека стапката е рангирана како температура до 4-та моќност во протонско-протонските ланци. Поради силната температурна чувствителност на циклусот јаглерод-азот-кислород, температурниот градиент во внатрешниот дел на ѕвездата е доволно стрмен за да го направи јадрото струевито. Во надворешниот дел на ѕвездата, температурниот градиент е поплиток, но температурата е доволно висока што водородот е речиси целосно јонизиран, така што ѕвездата останува проѕирна за ултравиолетовото зрачење. Така, масивните ѕвезди имаат зрачна обвивка.

Ѕвездите од главната низа со најмала маса немаат зона на зрачење; доминантен механизам за преност на енергија низ ѕвездата е конвекцијата.

Наједноставниот најчесто користен модел на ѕвездена структура е сферично симетричниот квазистатички модел, кој претпоставува дека ѕвездата е во стабилна состојба и дека е сферично симетрична. Содржи четири основни диференцијални равенки од прв ред: две претставуваат како материјата и притисокот варираат со полупречникот; два претставуваат како температурата и сјајноста варираат со полупречникот. При образувањето на равенките на ѕвездената структура (искористувајќи ја претпоставената сферична симетрија), земена е во предвид густината на материјата $\rho (r)$, температура $T(r)$, вкупен притисок (материја плус зрачење) $P(r)$, сјајност $l(r)$, и стапка на производство на енергија по единица маса $\epsilon (r)$ во сферична обвивка со дебелина ${\mbox{d}}r$ на далечина $r$ од средиштето на ѕвездата. Се претпоставува дека ѕвездата е во месна термодинамичка рамнотежа (МТР), така што температурата е идентична за материјата и фотоните. Иако МТР не е одржувана строго бидејќи температурата што дадената обвивка ја „гледа“ под себе е секогаш пожешка од температурата горе, оваа приближување е нормално одлична затоа што фотонот значи слободна патека, $\lambda$, е многу помала од должината по која температурата значително варира, т.е $\lambda \ll T/|\nabla T|$.

Потребни се и состојбените равенки, кои ги поврзуваат притисокот, непроѕирноста и стапката на создавање енергија со други месни променливи соодветни за материјалот, како што се температурата, густината, хемискиот состав итн. Релевантните равенки на состојбата за притисок можеби ќе треба да го вклучат законот за совршен гас, притисок на зрачење, притисок поради изродени електрони итн. Непроѕирноста не може точно да биде изразен со една формула. Пресметуван е за различни композиции при засебни густини и температури и се прикажува во табеларен облик. „Кодовите“ на ѕвездената структура (што значи сметачки програми кои ги пресметуваат променливите на моделот) или се меѓуполираат во мрежа за густина-температура за да ја добијат потребната непроѕирност или користат функција за прилагодување врз основа на табеларните вредности. Слична ситуација се јавува и за точни пресметки на равенката на притисокот на состојбата. Конечно, стапката на создавање на јадрена енергија е пресметувана од опити по јадрена физика, користејќи „реакциони мрежи“ за да бидат пресметани стапките на реакција за секој поединечен чекор на реакција и рамнотежа изобилство за секој изотоп во гасот.

Во комбинација со множество гранични услови, решението на овие равенки целосно го опишува однесувањето на ѕвездата. Типичните гранични услови соодветно ги поставуваат вредностите на набљудуваните параметри на површината ($r=R$) и средиште ($r=0$) на ѕвездата: $P(R)=0$, што значи дека притисокот на површината на ѕвездата е нула; $m(0)=0$, нема маса во средиштето на ѕвездата, како што се бара ако масената густина остане конечна; $m(R)=M$, вкупната маса на ѕвездата е масата на ѕвездата; и $T(R)=T_{eff}$, температурата на површината е делотворна температура на ѕвездата.

Пресек на Сонцето

Патеки за реакција на јадрено соединување

Главна статија: Ѕвездена нуклеосинтеза

Преглед на синџирот протон-протон

Циклус јаглерод-азот-кислород

Кога јадрата се спојуваат, масата на споениот производ е помала од масата на оригиналните делови. Оваа изгубена маса се претвора во електромагнетна енергија, според односот маса-енергија еквивалентност $E=mc^{2}$. Различни реакции на јадрено соединување се случуваат во јадрата на ѕвездите, кои зависат од нивната маса и состав.

Процесот на соединување на водород е чувствителен на температура, така што умереното зголемување на температурата во средината ќе резултира со значително зголемување на брзината на соединувањето. Како резултат на тоа, температурата на јадрото на ѕвездите од главната низа варира само од 4 милиони келвини за мала ѕвезда од класата М до 40 милиони келвини за масивна ѕвезда од О-класа.

На Сонцето, со јадро од 16 милиони келвини, водородот се спојува за да формира хелиум во верижната реакција на протон-протон:

4¹H → 2²H + 2e⁺ + 2ν_e(2 x 0.4 MeV)

2e⁺ + 2e⁻ → 2γ (2 x 1.0 MeV)

2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (2 x 5.5 MeV)

2³He → ⁴He + 2¹H (12.9 MeV)

Има уште неколку патеки, во кои ³He и ⁴He се комбинираат за да формираат ⁷Be, што на крајот (со додавање на друг протон) дава два ⁴He, добивка од еден.

Сите овие реакции резултираат со севкупна реакција:

4¹H → ⁴He + 2γ + 2ν_e (26.7 MeV)

каде γ е фотон од гама зраци, ν_e е неутрино, а H и He се изотопи на водород и хелиум, соодветно. Енергијата ослободена од оваа реакција е во милиони електрон волти. Секоја поединечна реакција произведува само мала количина на енергија, но бидејќи огромен број од овие реакции се случуваат постојано, тие ја произведуваат целата енергија неопходна за одржување на излезното зрачење на ѕвездата. За споредба, согорувањето на две молекули на водороден гас со една молекула на гас на кислород ослободува само 5,7 eV.

Во помасивните ѕвезди, хелиумот се произведува во циклус на реакции катализирани од јаглерод наречен јаглеродно-азотно-кислороден циклус.

Во развојните ѕвезди со јадра на 100 милиони келвини и маси помеѓу 0,5 и 10 M_☉, хелиумот може да се претвори во јаглерод во тројниот алфа-процес кој го користи средниот елемент берилиум:

⁴He + ⁴He + 92 keV → ^8*Be

⁴He + ^8*Be + 67 keV → ^12*C

^12*C → ¹²C + γ + 7.4 MeV

За севкупна реакција на:

Преглед на последователни процеси на соединување кај масивни ѕвезди

3⁴ He→ ¹²C + γ + 7,2 MeV

Кај масивните ѕвезди, потешките елементи можат да се изгорат во јадрото што се стега преку процесот на неонско согорување и процесот на кислородно согорување. Последната фаза во процесот на нуклеосинтеза на ѕвездите е процесот силициумско согорување што резултира со производство на стабилен изотоп железо-56. Секое понатамошно спојување би било ендотермичен процес кој троши енергија, и затоа дополнителна енергија може да се произведе само преку гравитациски колапс.

Времетраење на главните фази на фузија за 20 M_☉ ѕвезда

Гориво материјал	Температура (милион келвини)	Густина (kg/cm3)	Времетраење на согорувањето (во години)
Х	37	0,0045	8.1 милиони
Тој	188	0,97	1.2 милиони
В	870	170	976
Не	1.570	3.100	0,6
О	1.980	5.550	1.25
S/Si	3.340	33.400	(0.0315 (~ 11,5 дена)

Ѕвездите во уметноста и во популарната култура

Ѕвездите често се јавуваат како инспирација и тема во уметноста и во популарната култура.

Ѕвездата како тема во книжевноста

• „Ноќта на црвените ѕвезди“ (српски: Noć crvenih zvijezda) - песна на српскиот писател Иво Андриќ од 1914 година.
• „Брашно и ѕвезди“ - песна на македонската поетеса Николина Андова од 2013 година.
• „Двете ѕвезди вечерници“ — песна на македонската поетеса Христина Аслимоска од 2005 година.
• „Деца и ѕвезди“ — песна на македонскиот поет Јозо Т. Бошковски од 1981 година.
• „Соѕвездија“ - поетска збирка на францускиот писател Андре Бретон од 1959 година.
• „Кога паѓаат ѕвездите“ — песна за деца на хрватскиот поет Григор Витез.
• „Ѕвезди“ - расказ на францускиот писател Алфонс Доде од 1869 година.
• „По ѕвездите“ (српски: За звездама) - песна на српскиот поет Јован Дучиќ.
• „Плејади“ - песна на полскиот поет Јарослав Ивашкјевич.
• „Ѕвезди“ — песна на македонскиот поет Блаже Конески.
• „Светлината на згаснатата ѕвезда“ - книга на бразилскиот писател Жозуе Монтело од 1948 година.
• „Ѕвездена наметка - Астролошки водич за неупатените“ (српски: Звездани плашт - Астолошки водич за неупуҺене) - роман на српскиот писател Милорад Павиќ од 2000 година.
• „Големата кола“ - песна на полската поетеса Марија Павликовска-Јасножевска.
• „Облак и ѕвезда“ - песна на унгарскиот поет Шандор Петефи.
• „Првата ѕвезда“ (српски: Прва звезда) - песна на српскиот поет Владислав Петковиќ - Дис.
• „Земско соѕвездие“ (српски: Земаљско сазвежђе) - песна на српскиот поет Васко Попа.
• „Ѕвезди над Рајската градина“ - збирка поезија на чешкиот поет Јарослав Сајферт од 1929 година.
• „Момчето и ѕвездите“ - збирка поезија на Јарослав Сајферт од 1956 година.
• „Разговор со ѕвездата“ - песна на полскиот поет Антони Слонимски.
• „Ѕвездичка“ — песна на македонскиот поет Стојан Тарапуза.
• „Ѕвезда“ — песна на Стојан Тарапуза.
• „Како се повикува ѕвезда“ — песна на Стојан Тарапуза.
• „Ѕвезда“ - песна на руската поетеса Вероника Тушнова.
• „Хермес, кучето и ѕвездата“ - песна во проза од истоимената збирка на полскиот поет Збигњев Херберт.
• „Татковците на ѕвездите“ - песна на Збигњев Херберт.
• „Прекумерност“ - песна на полската поетеса Вислава Шимборска.

Ѕвездата како тема во популарната музика

• „Ѕвезда спуштена“ - песна на македонската етно-група Баклава од 2008 година.
• „Зацрвенети ѕвезди“ (англиски: Flushing Stars) — песна на американската рок-група Бафало Том (Buffalo Tom) од 1989 година.
• „1000 ѕвезди“ (англиски: 1000 stars) - песна на британската рок-група Биг кантри (Big Country) од 1983 година.
• Голема ѕвезда (англиски: Big Star) - американска поп-група.
• „Паѓаат ѕвезди“ (српскохрватски: Padaju zvijezde) - песна на југословенската рок-група Бјело Дугме (Bijelo Dugme) од 1984 година.
• „Најубавата ѕвезда“ (англиски: The prettiest star) - песна на англискиот поп-рок музичар Дејвид Боуви од 1973 година.
• „Црна ѕвезда“ (англиски: Blackstar) - песна од истоимениот албум на Дејвид Боуви (David Bowie) од 2016 година.
• „Ѕвезди“ (англиски: Stars) - песна на американската пејачка Лиса Германо (Lisa Germano).
• „Посегни по ѕвездите“ (германски: Greif Nach Den Sternen) — песна на германското електронско дуо ДАФ од 1981 година.
• „Ѕвездите се ѕвезди“ (англиски: Stars Are Stars) — песна на британската рок-група Echo And The Bunnymen од 1980 година.
• „Малата ѕвезда од Витлеем“ (англиски: Little star of Bethlehem) - песна на германската рок-група Кен (Can) од 1968 година.
• „Моите ѕвезди“ (англиски: My Stars) - песна на американскиот рок-музичар Алис Купер (Alice Cooper) од 1972 година.
• „Убавата ѕвезда од Витлеем“ (англиски: Beautiful star of Bethlehem) - песна на пејачката Пати Лавлес (Patty Loveless).
• „Сите сме направени од ѕвезди“ (англиски: We Are All Made of Stars) - песна на американскиот музичар Моби (Moby).
• „Ѕвездата 6 и 7 8 9“ (англиски: Star 6 & 7 8 9) — песна на британската техно-група The Orb од 1991 година.
• „Ѕвезда која паѓа“ (англиски: A Falling Star) — песна на американската рок-група Опал од 1987 година.
• „Меѓуѕвездено забрзување“ (англиски: Interstellar Overdrive) - песна на британската рок-група Пинк флојд од 1967 година.
• „Илјада ѕвезди се распрснуваат“ (англиски: A Thousand Stars Burst Open) — песна на британската рок-група Pale Saints од 1992 година.
• „Ѕвезда-скитничка“ (англиски: Wandering Star) - песна на британската поп-група Портисхед (Portishead) од 1994 година.
• „Ѕвездо ѕвездо“ (англиски: Star Star) - песна на британската рок-група Ролинг Стоунс од 1973 година.
• „Ѕвездена сила“ (англиски: Star Power) - песна на американската рок-група Соник Јут (Sonic Youth) од 1986 година.
• „Броење ѕвезди“ (англиски: Counting Stars) - песна на поп-рок групата Уан Рипаблик (One Republic).

Литература

• Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 0-19-514874-6.
• Gribbin, John; Mary Gribbin (2001). Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 0-300-09097-8.
• Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 0-553-17521-1.

Надворешни врски

• „How To Decipher Classification Codes“. Astronomical Society of South Australia. Посетено на 2010-08-20.
• Kaler, James. „Portraits of Stars and their Constellations“. University of Illinois. Посетено на 2010-08-20.
• Pickover, Cliff (2001). The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.
• Prialnick, Dina; и др. (2001). „Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution“. University of St. Andrews. Архивирано од изворникот на 11 February 2021. Посетено на 2010-08-20.
• „Query star by identifier, coordinates or reference code“. SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Посетено на 2010-08-20.
• НАСА
• NASA worldbook Архивирано на 8 мај 2005 г.
• astro.illionis.edu Архивирано на 27 јули 2009 г.
• bbc.uk
• astronomija.com.mk Архивирано на 27 јуни 2009 г.
• Супернова Архивирано на 10 август 2009 г.

Статијата „Ѕвезда“ е избрана статија. Ве повикуваме и Вас да напишете и предложите избрана статија (останати избрани статии).