ستاره یک کروی نورانی از پلاسما است که توسط خود گرانش در کنار هم قرار گرفته است . [1] نزدیکترین ستاره به زمین خورشید است . بسیاری از ستاره های دیگر در شب با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند . فواصل بسیار زیاد آنها از زمین باعث می شود که آنها به صورت نقاط نورانی ثابت جلوه کنند. برجسته ترین ستارگان به صورت فلکی و ستاره طبقه بندی شده اند و بسیاری از درخشان ترین ستارگان دارای نام های خاص هستند . ستاره شناسان کاتالوگ های ستاره ای را جمع آوری کرده اند که ستارگان شناخته شده را شناسایی می کند و نام گذاری های استاندارد ستاره ای را ارائه می دهد . جهان قابل مشاهده شامل تخمینی است10 22 تا10 24 ستاره. تنها حدود 4000 از این ستاره ها با چشم غیر مسلح قابل مشاهده هستند - همه در کهکشان راه شیری . [2]
زندگی یک ستاره با فروپاشی گرانشی یک سحابی گازی از مواد که عمدتاً شامل هیدروژن ، هلیوم و عناصر سنگین‌تر است، آغاز می‌شود . جرم کل آن عمدتاً تکامل و سرنوشت نهایی آن را تعیین می کند. یک ستاره در بیشتر عمر فعال خود به دلیل همجوشی گرما هسته ای هیدروژن به هلیوم در هسته خود می درخشد. این فرآیند انرژی آزاد می کند که از درون ستاره عبور می کند و به فضای بیرونی تابش می کند . در پایان عمر یک ستاره به عنوان یک همجوشی ، هسته آن به یک بقایای ستاره تبدیل می شود : یک کوتوله سفید ، یک ستاره نوترونی ، یا - اگر به اندازه کافی پرجرم باشد - یک سیاهچاله .
هسته‌های ستاره‌ای در ستارگان یا بقایای آنها تقریباً همه عناصر شیمیایی طبیعی سنگین‌تر از لیتیوم را ایجاد می‌کند . از دست دادن جرم ستارگان یا انفجارهای ابرنواختری مواد شیمیایی غنی شده را به محیط بین ستاره ای باز می گرداند . این عناصر سپس به ستاره های جدید بازیافت می شوند. اخترشناسان می‌توانند ویژگی‌های ستاره‌ها را از جمله جرم، سن، فلز (ترکیب شیمیایی)، تغییرپذیری ، فاصله و حرکت در فضا را با مشاهدات روشنایی ظاهری ، طیف ، و تغییرات در موقعیت ستاره در آسمان در طول زمان تعیین کنند.
ستارگان می توانند با دیگر اجرام نجومی منظومه های مداری تشکیل دهند، مانند منظومه های سیاره ای و منظومه های ستاره ای با دو یا چند ستاره. هنگامی که دو ستاره از این قبیل به دور نزدیک می چرخند، برهمکنش گرانشی آنها می تواند به طور قابل توجهی بر تکامل آنها تأثیر بگذارد. ستارگان می توانند بخشی از یک ساختار بسیار بزرگتر از نظر گرانشی مانند یک خوشه ستاره ای یا یک کهکشان را تشکیل دهند.
کلمه "ستاره" در نهایت از ریشه پروتو-هندو اروپایی "h₂stḗr" نیز به معنای ستاره گرفته شده است، اما بیشتر به عنوان h ). استلا لاتین , aster یونانی , آلمانی Stern را مقایسه کنید . برخی از علما [ چه کسانی؟ ] معتقدند این کلمه وام گرفته شده از اکدی " istar " ( زهره ) است. "ستاره" همزاد (هم ریشه) با کلمات زیر است: ستاره ، سیارک ، ستاره، صورت فلکی ، استر . [3]
از نظر تاریخی، ستارگان برای تمدن های سراسر جهان مهم بوده اند . آنها بخشی از اعمال مذهبی، آیین‌های پیشگویی ، اساطیر بوده‌اند که برای جهت‌یابی و جهت‌یابی آسمانی ، برای علامت‌گذاری گذر فصل‌ها و تعریف تقویم‌ها استفاده می‌شوند.
ستاره شناسان اولیه تفاوتی را بین " ستاره های ثابت " که موقعیت آنها روی کره آسمانی تغییر نمی کند و "ستاره های سرگردان" ( سیاره ها ) که به طور قابل توجهی نسبت به ستارگان ثابت طی روزها یا هفته ها حرکت می کنند، تشخیص دادند. [6] بسیاری از ستاره شناسان باستان معتقد بودند که ستارگان برای همیشه به یک کره آسمانی چسبیده اند و تغییر ناپذیر هستند. طبق قرارداد، اخترشناسان ستارگان برجسته را در ستاره ها و صورت های فلکی دسته بندی کردند و از آنها برای ردیابی حرکت سیارات و موقعیت استنباط شده خورشید استفاده کردند. [4] حرکت خورشید در برابر ستارگان پس‌زمینه (و افق) برای ایجاد تقویم‌ها مورد استفاده قرار گرفت که می‌توان از آن برای تنظیم شیوه‌های کشاورزی استفاده کرد. [7] تقویم میلادی ، که در حال حاضر تقریباً در همه جای جهان استفاده می‌شود، تقویمی خورشیدی است که بر اساس زاویه محور چرخشی زمین نسبت به ستاره محلی آن، خورشید است.
قدیمی ترین نمودار ستاره ای با تاریخ دقیق ، نتیجه نجوم مصر باستان در سال 1534 قبل از میلاد است. [8] اولین فهرست ستاره های شناخته شده توسط ستاره شناسان بابلی باستانی بین النهرین در اواخر هزاره دوم قبل از میلاد، در طول دوره کاسیتی ( حدود 1531 قبل از میلاد - حدود 1155 قبل از میلاد ) گردآوری شد . [9]
اولین فهرست ستارگان در نجوم یونانی توسط آریستیلوس در حدود 300 سال قبل از میلاد و با کمک تیموچاریس ایجاد شد . [10] فهرست ستارگان هیپارخوس (قرن دوم قبل از میلاد) شامل 1020 ستاره بود و برای جمع آوری فهرست ستاره های بطلمیوس استفاده شد. [11] هیپارخوس به دلیل کشف اولین نوا (ستاره جدید) ثبت شده شناخته شده است. [12] بسیاری از صورت‌های فلکی و نام‌های ستاره‌ای که امروزه مورد استفاده قرار می‌گیرند از نجوم یونانی گرفته شده‌اند.
علیرغم تغییر ناپذیری ظاهری آسمان ها، ستاره شناسان چینی می دانستند که ستارگان جدید می توانند ظاهر شوند. [13] در سال 185 پس از میلاد، آنها اولین کسانی بودند که یک ابرنواختر را مشاهده کردند و درباره آن نوشتند ، که اکنون به نام SN 185 شناخته می شود . [14] درخشان ترین رویداد ستاره ای ثبت شده در تاریخ، ابرنواختر SN 1006 بود که در سال 1006 مشاهده شد و توسط ستاره شناس مصری علی بن رضوان و چندین ستاره شناس چینی نوشته شد . [15] ابرنواختر SN 1054 ، که سحابی خرچنگ را به دنیا آورد ، توسط ستاره شناسان چینی و اسلامی نیز رصد شد. [16] [17] [18]
ستاره شناسان قرون وسطی اسلامی نام های عربی را برای بسیاری از ستارگان که امروزه نیز مورد استفاده قرار می گیرند نام گذاری کردند و ابزارهای نجومی متعددی را اختراع کردند که می توانست موقعیت ستارگان را محاسبه کند. آنها اولین مؤسسه‌های تحقیقاتی رصدخانه‌ای بزرگ را ساختند که عمدتاً برای تولید فهرست‌های ستاره‌ای Zij بودند. [19] در این میان، کتاب ستارگان ثابت (964) توسط منجم ایرانی عبدالرحمن الصوفی نوشته شد که تعدادی از ستاره‌ها، خوشه‌های ستاره‌ای (از جمله Omicron Velorum و خوشه‌های بروکی ) و کهکشان‌ها (از جمله) را مشاهده کرد. کهکشان آندرومدا ). [20] به گفته الظهور، در قرن یازدهم، ابوریحان بیرونی محقق ایرانی کهکشان راه شیری را به عنوان انبوهی از قطعات دارای خواص ستاره‌های سحابی توصیف کرد و عرض‌های جغرافیایی ستارگان مختلف را در طول ماه‌گرفتگی در 1019. [21]
به گفته جوزپ پویگ، ستاره شناس اندلسی ابن باجه پیشنهاد کرد که راه شیری از ستارگان زیادی تشکیل شده است که تقریباً یکدیگر را لمس کرده اند و به دلیل تأثیر انکسار از مواد زیر قمری، تصویری پیوسته به نظر می رسند، با استناد به مشاهده خود از اتصال مشتری و مریخ در سال 500 هجری قمری (1106/1107 م) به عنوان شاهد. [22] ستاره‌شناسان اولیه اروپایی مانند تیکو براهه ستاره‌های جدیدی را در آسمان شب شناسایی کردند (که بعداً نوا نامیده شد )، که نشان می‌دهد آسمان‌ها تغییرناپذیر نبوده‌اند. در سال 1584، جووردانو برونو پیشنهاد کرد که ستارگان مانند خورشید هستند و ممکن است سیارات دیگری ، احتمالاً حتی زمین مانند، در مدار آنها در گردش باشند، [23]، ایده ای که قبلاً توسط فیلسوفان یونان باستان ، دموکریتوس و اپیکور پیشنهاد شده بود . ، [24] و توسط کیهان شناسان اسلامی قرون وسطی [25] مانند فخرالدین رازی . [26] در قرن بعد، ایده یکسان بودن ستارگان با خورشید در حال رسیدن به اجماع بین ستاره شناسان بود. برای توضیح اینکه چرا این ستارگان هیچ کشش گرانشی خالص بر روی منظومه شمسی اعمال نمی کنند، اسحاق نیوتن پیشنهاد کرد که ستارگان به طور مساوی در هر جهت توزیع شده اند، ایده ای که توسط الهیدان ریچارد بنتلی مطرح شد . [27]
ستاره شناس ایتالیایی جمینیانو مونتاناری در سال 1667 تغییراتی را در درخشندگی ستاره الگول ثبت کرد. ادموند هالی اولین اندازه گیری حرکت صحیح یک جفت ستاره "ثابت" مجاور را منتشر کرد و نشان داد که آنها از زمان یونان باستان تغییر موقعیت داده اند. ستاره شناسان بطلمیوس و هیپارخوس. [23]
ویلیام هرشل اولین ستاره‌شناسی بود که برای تعیین توزیع ستارگان در آسمان تلاش کرد. در طول دهه 1780، او یک سری سنج در 600 جهت ایجاد کرد و ستارگان مشاهده شده را در هر خط دید شمارش کرد. از این، او نتیجه گرفت که تعداد ستارگان به طور پیوسته به سمت یک طرف آسمان، در جهت هسته راه شیری افزایش می یابد . پسرش جان هرشل این مطالعه را در نیمکره جنوبی تکرار کرد و افزایش متناظری را در همان جهت یافت. [28] علاوه بر دیگر دستاوردهایش، ویلیام هرشل به دلیل کشفش که برخی از ستارگان صرفاً در امتداد یک خط دید قرار ندارند، بلکه همراهان فیزیکی هستند که منظومه های ستاره ای دوتایی را تشکیل می دهند، مورد توجه قرار گرفته است. [29]
علم طیف سنجی ستاره ای توسط جوزف فون فراونهوفر و آنجلو سکی پیشگام شد . با مقایسه طیف ستارگانی مانند سیریوس با خورشید، آنها تفاوت هایی در قدرت و تعداد خطوط جذب آنها یافتند - خطوط تاریک در طیف های ستاره ای که به دلیل جذب فرکانس های خاص جو ایجاد می شود. در سال 1865، Secchi شروع به طبقه بندی ستاره ها به انواع طیفی کرد . [30] نسخه مدرن طرح طبقه بندی ستارگان توسط آنی جی کانن در اوایل دهه 1900 توسعه یافت. [31]
اولین اندازه گیری مستقیم فاصله تا یک ستاره ( 61 ماکیان در 11.4 سال نوری ) در سال 1838 توسط فردریش بسل با استفاده از تکنیک اختلاف منظر انجام شد . اندازه گیری اختلاف منظر جدایی گسترده ستارگان در آسمان را نشان داد. [23] رصد ستارگان دوتایی در قرن نوزدهم اهمیت فزاینده ای پیدا کرد. در سال 1834، فردریش بسل تغییراتی را در حرکت صحیح ستاره سیریوس مشاهده کرد و یک همراه پنهان را استنباط کرد. ادوارد پیکرینگ اولین دوتایی طیف‌سنجی را در سال 1899 هنگامی که شکافت دوره‌ای خطوط طیفی ستاره میزار را در یک دوره 104 روزه مشاهده کرد، کشف کرد. مشاهدات دقیق بسیاری از منظومه های ستاره ای دوتایی توسط اخترشناسانی مانند فریدریش گئورگ ویلهلم فون استروو و SW Burnham جمع آوری شد و به این ترتیب جرم ستارگان را می توان از محاسبات عناصر مداری تعیین کرد . اولین راه حل برای مسئله استخراج مدار ستاره های دوتایی از رصدهای تلسکوپ توسط فلیکس ساوری در سال 1827 ارائه شد. [32]
قرن بیستم شاهد پیشرفت های سریع فزاینده ای در مطالعه علمی ستارگان بود. عکس به یک ابزار ارزشمند نجومی تبدیل شد. کارل شوارتزشیلد کشف کرد که رنگ یک ستاره و در نتیجه دمای آن را می توان با مقایسه قدر بصری با قدر عکاسی تعیین کرد . توسعه فتومتر فوتوالکتریک امکان اندازه گیری دقیق قدر در فواصل طول موج چندگانه را فراهم کرد. در سال 1921 آلبرت مایکلسون اولین اندازه گیری قطر ستاره را با استفاده از تداخل سنج روی تلسکوپ هوکر در رصدخانه کوه ویلسون انجام داد . [33]
کار نظری مهمی بر روی ساختار فیزیکی ستارگان در دهه های اول قرن بیستم انجام شد. در سال 1913، نمودار هرتسسپرونگ-راسل توسعه یافت که مطالعه اخترفیزیکی ستارگان را پیش برد. مدل های موفقیت آمیزی برای توضیح فضای داخلی ستارگان و تکامل ستارگان توسعه یافتند. Cecilia Payne-Gaposchkin اولین بار در پایان نامه دکترای خود در سال 1925 پیشنهاد کرد که ستاره ها عمدتاً از هیدروژن و هلیوم ساخته شده اند. [34] طیف ستارگان از طریق پیشرفت در فیزیک کوانتوم بیشتر درک شد . این اجازه داد تا ترکیب شیمیایی جو ستاره مشخص شود. [35]
به استثنای رویدادهای نادری مانند ابرنواخترها و فریبکاران ابرنواختر ، ستارگان منفرد عمدتاً در گروه محلی [36] و به ویژه در بخش مرئی کهکشان راه شیری مشاهده شده اند (همانطور که توسط کاتالوگ های دقیق ستاره ای موجود برای راه شیری نشان داده شده است. کهکشان) و ماهواره های آن. [37] ستارگان منفرد مانند متغیرهای Cepheid در کهکشان‌های M87 [38] و M100 خوشه سنبله ، [39] و همچنین ستاره‌های درخشان در برخی دیگر از کهکشان‌های نسبتاً نزدیک مشاهده شده‌اند. [40] با کمک عدسی گرانشی ، یک ستاره منفرد (به نام ایکاروس ) در فاصله 9 میلیارد سال نوری از ما مشاهده شده است. [41] [42]
مفهوم صورت فلکی در دوره بابلی وجود داشت . ناظران آسمان باستان تصور می کردند که آرایش برجسته ستارگان الگوهایی را تشکیل می دهد و آنها را با جنبه های خاصی از طبیعت یا اسطوره های آنها مرتبط می کردند. دوازده تا از این تشکیلات در امتداد نوار دایره البروج قرار داشتند و اینها اساس طالع بینی شدند . [43] بسیاری از ستارگان برجسته‌تر، به ویژه با نام‌های عربی یا لاتین نام‌هایی داشتند .
علاوه بر برخی صورت های فلکی و خود خورشید، ستارگان منفرد افسانه های خاص خود را دارند . [44] برای یونانیان باستان ، برخی از "ستارگان"، که به عنوان سیارات (به یونانی πλανήτης (planētēs) به معنی "سرگردان") شناخته می شوند، خدایان مهم مختلفی را نشان می دادند که از آنها نام سیارات عطارد ، زهره ، مریخ ، مشتری و زحل گرفته شده است. گرفته شدند. [44] ( اورانوس و نپتون خدایان یونانی و رومی بودند ، اما هیچ یک از سیاره ها در دوران باستان به دلیل درخشندگی کمشان شناخته شده نبودند. نام آنها توسط ستاره شناسان بعدی تعیین شد.)
در حدود سال 1600، از نام صورت های فلکی برای نامگذاری ستارگان در مناطق مربوطه از آسمان استفاده می شد. یوهان بایر، ستاره شناس آلمانی، مجموعه ای از نقشه های ستاره ای را ایجاد کرد و حروف یونانی را به عنوان نام گذاری برای ستارگان هر صورت فلکی به کار برد. بعداً یک سیستم شماره گذاری بر اساس معراج سمت راست ستاره اختراع شد و در کتاب «Historia coelestis Britannica» (نسخه 1712) جان فلمستید به فهرست ستاره های جان فلمستید اضافه شد که به موجب آن این سیستم شماره گذاری نام گذاری فلمستید یا شماره گذاری فلمستید نامیده شد . [45] [46]
مرجع شناخته شده بین المللی برای نامگذاری اجرام آسمانی اتحادیه بین المللی نجوم (IAU) است. [47] اتحادیه بین‌المللی نجوم، گروه کاری نام‌های ستاره‌ها (WGSN) [48] را تشکیل می‌دهد که نام‌های مناسب ستارگان را فهرست‌بندی و استاندارد می‌کند. [49] تعدادی از شرکت های خصوصی اسامی ستارگانی را می فروشند که توسط IAU، اخترشناسان حرفه ای یا جامعه نجوم آماتور به رسمیت شناخته نمی شوند. [50] کتابخانه بریتانیا این را یک شرکت تجاری غیرقانونی می‌نامد ، [51] [52] و اداره حفاظت از مصرف‌کننده و کارگران شهر نیویورک نقضی را علیه یکی از این شرکت‌های ستاره‌دار به دلیل درگیر شدن در یک عمل تجاری فریبنده صادر کرد. [53] [54]
اگرچه پارامترهای ستاره‌ای را می‌توان در واحدهای SI یا واحدهای گاوسی بیان کرد، اغلب بر اساس ویژگی‌های خورشید بیان جرم ، درخشندگی و شعاع در واحدهای خورشیدی راحت‌تر است. در سال 2015، IAU مجموعه ای از مقادیر اسمی خورشیدی را تعریف کرد (تعریف شده به عنوان ثابت SI، بدون عدم قطعیت) که می تواند برای نقل قول پارامترهای ستاره ای استفاده شود:
جرم خورشیدی M☉ به دلیل عدم قطعیت نسبی زیاد به صراحت توسط IAU تعریف نشده است .10-4 ) ثابت نیوتنی گرانش G. از آنجایی که حاصل ضرب ثابت نیوتنی گرانش و جرم خورشیدی با هم ( GM☉ ) با دقت بسیار بیشتری تعیین شده است، IAU پارامتر جرم اسمی خورشیدی را به صورت زیر تعریف کرد:
پارامتر جرم اسمی خورشید را می توان با آخرین تخمین CODATA (2014) ثابت نیوتنی گرانش G ترکیب کرد تا جرم خورشیدی تقریباً بدست آید.1.9885 × 10 30 کیلوگرم . اگرچه مقادیر دقیق درخشندگی، شعاع، پارامتر جرم و جرم ممکن است در آینده به دلیل عدم قطعیت‌های رصدی کمی متفاوت باشد، ثابت‌های اسمی IAU 2015 همان مقادیر SI باقی خواهند ماند زیرا معیارهای مفیدی برای نقل‌قول پارامترهای ستاره‌ای باقی می‌مانند.
طول های بزرگ، مانند شعاع یک ستاره غول پیکر یا محور نیمه اصلی یک منظومه ستاره ای دوتایی، اغلب بر حسب واحد نجومی بیان می شوند - تقریباً برابر با میانگین فاصله بین زمین و خورشید (150 میلیون کیلومتر یا تقریباً 93 میلیون مایل). در سال 2012، IAU ثابت نجومی را بر حسب متر تعریف کرد: 149,597,870,700 متر. [55]
ستارگان از مناطقی از فضا با چگالی ماده بالاتر متراکم می شوند، با این حال این نواحی چگالی کمتری نسبت به یک محفظه خلاء دارند . این مناطق – که به عنوان ابرهای مولکولی شناخته می شوند – بیشتر از هیدروژن تشکیل شده اند که حدود ۲۳ تا ۲۸ درصد هلیوم و چند درصد عناصر سنگین تر دارند. یکی از نمونه‌های این منطقه ستاره‌زایی، سحابی شکارچی است . [56] بیشتر ستارگان در گروه های ده ها تا صدها هزار ستاره تشکیل می شوند. [57] ستارگان پرجرم در این گروه ها ممکن است به شدت آن ابرها را روشن کنند، هیدروژن را یونیزه کرده و مناطق H II را ایجاد کنند . چنین اثرات بازخوردی، از تشکیل ستاره، ممکن است در نهایت ابر را مختل کند و از تشکیل بیشتر ستاره جلوگیری کند. [58]
همه ستارگان اکثریت عمر خود را به عنوان ستارگان دنباله اصلی می گذرانند که عمدتاً از همجوشی هسته ای هیدروژن به هلیوم در هسته خود سوخت می گیرند. با این حال، ستارگان با جرم های مختلف در مراحل مختلف رشد خود دارای خواص متفاوتی هستند. سرنوشت ستارگان پرجرم تر با ستارگان کم جرم متفاوت است، همانطور که درخشندگی آنها و تاثیری که بر محیطشان می گذارند نیز متفاوت است. بر این اساس، ستاره شناسان اغلب ستارگان را بر اساس جرمشان گروه بندی می کنند: [59]
تشکیل یک ستاره با ناپایداری گرانشی در یک ابر مولکولی آغاز می‌شود که ناشی از نواحی با چگالی بالاتر است – که اغلب در اثر فشردگی ابرها توسط تابش ستاره‌های پرجرم، حباب‌های در حال انبساط در محیط بین ستاره‌ای، برخورد ابرهای مولکولی مختلف، یا برخورد ایجاد می‌شود. از کهکشان ها (مانند یک کهکشان ستارگانی ). [65] [66] هنگامی که یک منطقه به چگالی ماده کافی برای برآورده کردن معیارهای ناپایداری جین می رسد ، تحت نیروی گرانشی خود شروع به فروپاشی می کند. [67]
با فروپاشی ابر، مجموعه‌های منفرد غبار و گاز متراکم « گلبول‌های بوک » را تشکیل می‌دهند. با فروپاشی یک کروی و افزایش چگالی، انرژی گرانشی به گرما تبدیل می شود و دما افزایش می یابد. هنگامی که ابر پیش ستاره تقریباً به شرایط پایدار تعادل هیدرواستاتیک رسید ، یک پیش ستاره در هسته تشکیل می شود. [68] این ستارگان پیش دنباله اصلی اغلب توسط یک دیسک پیش سیاره ای احاطه شده اند و عمدتاً با تبدیل انرژی گرانشی نیرو می گیرند. دوره انقباض گرانشی برای ستاره ای مانند خورشید حدود 10 میلیون سال و برای یک کوتوله قرمز تا 100 میلیون سال طول می کشد. [69]
ستارگان اولیه کمتر از 2 M ☉ ستارگان T Tauri نامیده می شوند ، در حالی که آنهایی که جرم بیشتری دارند ستارگان Herbig Ae/Be هستند . این ستارگان تازه تشکیل شده جت‌های گازی را در امتداد محور چرخش خود ساطع می‌کنند که ممکن است حرکت زاویه‌ای ستاره در حال فروپاشی را کاهش دهد و منجر به تکه‌های کوچک سحابی شود که به عنوان اجرام هربیگ-هارو شناخته می‌شوند . [70] [71] این جت ها، در ترکیب با تشعشعات ستارگان پرجرم مجاور، ممکن است به دور کردن ابر اطراف که ستاره از آن شکل گرفته است کمک کند. [72]
ستارگان T Tauri در اوایل رشد خود، مسیر هایاشی را دنبال می‌کنند - آنها منقبض می‌شوند و درخشندگی آنها کاهش می‌یابد در حالی که تقریباً در همان دما باقی می‌مانند. ستارگان کم جرم T Tauri این مسیر را تا دنباله اصلی دنبال می کنند، در حالی که ستارگان پرجرم تر به مسیر Henyey می روند . [73]
مشاهده می‌شود که بیشتر ستارگان اعضای سیستم‌های ستاره‌ای دوتایی هستند و ویژگی‌های آن دوتایی‌ها نتیجه شرایطی است که در آن شکل گرفته‌اند. [74] یک ابر گازی باید تکانه زاویه ای خود را از دست بدهد تا متلاشی شود و یک ستاره تشکیل دهد. تکه تکه شدن ابر به چندین ستاره، مقداری از آن تکانه زاویه ای را توزیع می کند. دوتایی های اولیه مقداری تکانه زاویه ای را توسط فعل و انفعالات گرانشی در طول برخورد نزدیک با ستاره های دیگر در خوشه های ستاره ای جوان منتقل می کنند. این فعل و انفعالات تمایل دارند که باینری‌های به‌طور گسترده‌تر از هم جدا شوند (نرم) در حالی که باعث می‌شوند باینری‌های سخت محدودتر شوند. این امر باعث جداسازی باینری ها به دو توزیع جمعیت مشاهده شده آنها می شود. [75]
ستارگان حدود 90 درصد از عمر خود را صرف ذوب هیدروژن به هلیوم در واکنش های دما و فشار بالا در هسته خود می کنند. گفته می شود که چنین ستارگانی در دنباله اصلی قرار دارند و ستاره های کوتوله نامیده می شوند. با شروع توالی اصلی سن صفر، نسبت هلیوم در هسته ستاره به طور پیوسته افزایش می یابد، سرعت همجوشی هسته ای در هسته به آرامی افزایش می یابد، همچنین دما و درخشندگی ستاره نیز افزایش می یابد. [76] برای مثال، تخمین زده می شود که خورشید از زمانی که به دنباله اصلی 4.6 میلیارد رسیده است، در حدود 40٪ درخشندگی افزایش یافته است.4.6 × 10 9 ) سال پیش. [77]
هر ستاره باد ستاره ای از ذرات تولید می کند که باعث خروج مداوم گاز به فضا می شود. برای بیشتر ستارگان، جرم از دست رفته ناچیز است. خورشید می بازد10-14 M ☉ هر سال، [78] یا حدود 0.01٪ از جرم کل آن در کل طول عمر آن. با این حال، ستاره های بسیار پرجرم می توانند از دست بدهند10-7 تا10-5 M ☉ هر سال، به طور قابل توجهی بر تکامل آنها تأثیر می گذارد. [79] ستارگانی که با بیش از 50 M ☉ شروع می شوند می توانند بیش از نیمی از جرم کل خود را در حالی که در دنباله اصلی هستند از دست بدهند. [80]
زمانی که یک ستاره روی دنباله اصلی می گذراند، در درجه اول به مقدار سوختی که دارد و سرعت ذوب آن بستگی دارد. انتظار می رود خورشید 10 میلیارد (10 10 ) سال. ستارگان پرجرم سوخت خود را بسیار سریع مصرف می کنند و عمر کوتاهی دارند. ستارگان کم جرم سوخت خود را بسیار آهسته مصرف می کنند. ستارگانی با جرم کمتر از 0.25 M ☉ که کوتوله های قرمز نامیده می شوند ، می توانند تقریباً تمام جرم خود را با هم ترکیب کنند در حالی که ستارگان حدود 1 M ☉ فقط می توانند حدود 10٪ از جرم خود را با هم ترکیب کنند. ترکیبی از مصرف سوخت آهسته آنها و منبع سوخت قابل استفاده نسبتاً زیاد آنها به ستاره های کم جرم اجازه می دهد تا حدود یک تریلیون (10 × 10 12 ) سال؛ شدیدترین 0.08 M ☉ برای حدود 12 تریلیون سال دوام خواهد داشت. کوتوله های قرمز با انباشته شدن هلیوم داغ تر و درخشان تر می شوند. هنگامی که در نهایت هیدروژن آنها تمام می شود، به یک کوتوله سفید منقبض می شوند و دما کاهش می یابد. [60] از آنجایی که طول عمر چنین ستارگانی بیشتر از سن کنونی جهان (13.8 میلیارد سال) است، انتظار نمی رود هیچ ستاره ای کمتر از 0.85 M ☉ [81] از دنباله اصلی خارج نشده باشد.
علاوه بر جرم، عناصر سنگین‌تر از هلیوم می‌توانند نقش مهمی در تکامل ستارگان داشته باشند. ستاره شناسان همه عناصر سنگین تر از هلیوم را "فلزات" می نامند و غلظت شیمیایی این عناصر در یک ستاره را فلزی بودن آن می نامند . فلزی بودن یک ستاره می تواند بر مدت زمانی که ستاره برای سوزاندن سوخت خود طول می کشد تأثیر بگذارد و تشکیل میدان های مغناطیسی آن را کنترل کند، [82] که بر قدرت باد ستاره ای آن تأثیر می گذارد. [83] ستارگان قدیمی‌تر، جمعیت II، به دلیل ترکیب ابرهای مولکولی که از آنها تشکیل شده‌اند، نسبت به ستاره‌های جوان‌تر، دارای فلزی کمتری هستند. با گذشت زمان، چنین ابرهایی به طور فزاینده‌ای در عناصر سنگین‌تر غنی می‌شوند، زیرا ستاره‌های پیرتر می‌میرند و بخش‌هایی از جو خود را می‌ریزند . [84]
همانطور که ستارگان حداقل 0.4 M ☉ [85] ذخایر هیدروژن را در هسته خود تمام می کنند، شروع به همجوشی هیدروژن در پوسته ای در اطراف هسته هلیوم می کنند. لایه های بیرونی ستاره با تبدیل شدن به یک غول قرمز به شدت منبسط و سرد می شوند . در برخی موارد، آنها عناصر سنگین تر را در هسته یا در پوسته های اطراف هسته ترکیب می کنند. همانطور که ستارگان منبسط می شوند، بخشی از جرم خود را، غنی شده با آن عناصر سنگین تر، به محیط بین ستاره ای می اندازند تا بعداً به عنوان ستاره های جدید بازیافت شوند. [86] در حدود 5 میلیارد سال، زمانی که خورشید وارد فاز سوزاندن هلیوم می شود، تا حداکثر شعاع تقریباً 1 واحد نجومی (150 میلیون کیلومتر)، 250 برابر اندازه فعلی خود منبسط می شود و 30٪ از جرم فعلی خود را از دست می دهد. . [77] [87]
همانطور که پوسته هیدروژن سوز هلیوم بیشتری تولید می کند، هسته جرم و دما افزایش می یابد. در یک غول قرمز تا 2.25 M ☉ ، جرم هسته هلیوم قبل از همجوشی هلیوم تحلیل می رود . در نهایت، هنگامی که دما به اندازه کافی افزایش می یابد، همجوشی هلیوم هسته به صورت انفجاری در چیزی که فلاش هلیوم نامیده می شود آغاز می شود و ستاره به سرعت در شعاع کوچک می شود، دمای سطح خود را افزایش می دهد و به شاخه افقی نمودار HR حرکت می کند. برای ستارگان پرجرم تر، همجوشی هسته هلیوم قبل از اینکه هسته منحط شود شروع می شود و ستاره مدتی را در توده قرمز می گذراند و به آرامی هلیوم را می سوزاند، قبل از اینکه پوشش همرفتی بیرونی فرو بریزد و ستاره سپس به شاخه افقی حرکت کند. [88]
پس از اینکه ستاره ای هلیوم هسته خود را ذوب کرد، شروع به ذوب هلیوم در امتداد پوسته ای که هسته کربن داغ را احاطه کرده است، می کند. سپس ستاره یک مسیر تکاملی به نام شاخه غول مجانبی (AGB) را دنبال می کند که به موازات فاز دیگر غول سرخ توصیف شده است، اما با درخشندگی بالاتر. ستارگان پرجرم تر AGB ممکن است قبل از انحطاط هسته، دوره کوتاهی از همجوشی کربن را تجربه کنند. در طول فاز AGB، ستارگان به دلیل ناپایداری در هسته ستاره، دچار پالس های حرارتی می شوند. در این پالس های حرارتی، درخشندگی ستاره تغییر می کند و ماده از جو ستاره خارج می شود و در نهایت یک سحابی سیاره ای را تشکیل می دهد. در این فرآیند از دست دادن جرم، 50 تا 70 درصد از جرم یک ستاره را می توان به بیرون پرتاب کرد . از آنجایی که انتقال انرژی در یک ستاره AGB در درجه اول از طریق جابجایی انجام می شود ، این ماده خارج شده با محصولات همجوشی که از هسته خارج شده اند غنی می شود. بنابراین، سحابی سیاره ای با عناصری مانند کربن و اکسیژن غنی شده است. در نهایت، سحابی سیاره ای پراکنده می شود و محیط بین ستاره ای عمومی را غنی می کند. [89] بنابراین، نسل های آینده ستارگان از "چیزهای ستاره ای" ستارگان گذشته ساخته شده اند. [90]
ستاره ای با جرم بیش از 9 خورشیدی در طول فاز هلیوم سوزی خود منبسط می شود و ابتدا یک ابرغول آبی و سپس یک ابرغول قرمز تشکیل می دهد . ستارگان بسیار پرجرم (با جرم بیش از 40 خورشیدی، مانند النیلام ، ابرغول آبی مرکزی کمربند جبار ) [91] به دلیل از دست دادن جرم زیاد به ابرغول قرمز تبدیل نمی شوند. [92] اینها در عوض ممکن است به یک ستاره Wolf-Rayet تبدیل شوند ، که مشخصه آن طیف‌هایی است که توسط خطوط گسیلی از عناصر سنگین‌تر از هیدروژن، که به دلیل جابجایی شدید و از دست دادن جرم شدید، یا از جدا شدن لایه‌های بیرونی به سطح رسیده‌اند، غالب می‌شوند. [93]
هنگامی که هلیوم در هسته یک ستاره پرجرم تخلیه می شود، هسته منقبض می شود و دما و فشار به اندازه ای افزایش می یابد که کربن را ذوب کند (به فرآیند کربن سوزی مراجعه کنید ). این فرآیند ادامه می یابد و مراحل متوالی توسط نئون (به فرآیند سوزاندن نئون )، اکسیژن (نگاه کنید به فرآیند اکسیژن سوزی ) و سیلیکون (به فرآیند سوزاندن سیلیکون مراجعه کنید ) سوخت می شود. نزدیک به پایان عمر ستاره، همجوشی در امتداد یک سری از پوسته‌های پیازی درون یک ستاره عظیم ادامه می‌یابد. هر پوسته عنصر متفاوتی را با بیرونی ترین پوسته ذوب هیدروژن ترکیب می کند. پوسته بعدی هلیوم را همجوش می دهد و غیره. [94]
مرحله آخر زمانی اتفاق می افتد که یک ستاره عظیم شروع به تولید آهن می کند. از آنجایی که هسته‌های آهن محکم‌تر از هسته‌های سنگین‌تر هستند، هر گونه همجوشی فراتر از آهن باعث آزاد شدن انرژی خالص نمی‌شود. [95]
برخی از ستارگان پرجرم، به ویژه متغیرهای آبی درخشان ، بسیار ناپایدار هستند تا جایی که در رویدادهای فریبکاران ابرنواختر ، جرم خود را به شدت به فضا می ریزند و در این فرآیند به طور قابل توجهی درخشان تر می شوند. اتا کارینا به دلیل وقوع یک رویداد فریبنده ابرنواختر، فوران بزرگ، در قرن نوزدهم شناخته شده است.
با کوچک شدن هسته ستاره، شدت تابش از آن سطح افزایش می‌یابد و چنان فشار تشعشعی بر روی پوسته خارجی گاز ایجاد می‌کند که آن لایه‌ها را دور می‌کند و یک سحابی سیاره‌ای را تشکیل می‌دهد. اگر چیزی که پس از ریزش اتمسفر بیرونی باقی می‌ماند، کمتر از 1.4 M☉ باشد ، به جسم نسبتاً کوچکی به اندازه زمین، که به عنوان کوتوله سفید شناخته می‌شود، منقبض می‌شود . کوتوله های سفید فاقد جرم هستند تا فشرده سازی گرانشی بیشتر انجام شود. [96] ماده تخریب شده توسط الکترون در داخل یک کوتوله سفید دیگر پلاسما نیست. در نهایت، کوتوله های سفید در یک دوره زمانی بسیار طولانی به کوتوله های سیاه تبدیل می شوند. [97]
در ستارگان پرجرم، همجوشی تا زمانی ادامه می یابد که هسته آهنی آنقدر بزرگ شود (بیش از 1.4 M☉ ) که دیگر قادر به تحمل جرم خود نباشد. این هسته به‌طور ناگهانی فرو می‌پاشد، زیرا الکترون‌هایش به داخل پروتون‌هایش رانده می‌شوند و نوترون‌ها، نوترینوها و پرتوهای گاما را در یک انفجار الکترون‌گیری و واپاشی بتا معکوس تشکیل می‌دهند . موج ضربه ای که در اثر این فروپاشی ناگهانی ایجاد می شود باعث می شود بقیه ستاره در یک ابرنواختر منفجر شود. ابرنواخترها به قدری درخشان می شوند که ممکن است برای مدت کوتاهی از کل کهکشان اصلی ستاره بدرخشند. زمانی که ابرنواخترها در کهکشان راه شیری رخ می‌دهند، در طول تاریخ توسط ناظران با چشم غیرمسلح به‌عنوان «ستاره‌های جدید» مشاهده می‌شوند که ظاهراً هیچ‌یک قبلاً وجود نداشته است. [98]
یک انفجار ابرنواختر لایه های بیرونی ستاره را منفجر می کند و باقیمانده ای مانند سحابی خرچنگ را بر جای می گذارد. [98] هسته به شکل یک ستاره نوترونی فشرده می شود که گاهی اوقات خود را به صورت تپ اختر یا انفجار پرتو ایکس نشان می دهد . در مورد بزرگترین ستاره ها، باقیمانده سیاهچاله ای بزرگتر از 4 M ☉ است . [99] در یک ستاره نوترونی، ماده در حالتی قرار دارد که به عنوان ماده منحط نوترونی شناخته می‌شود ، با شکل عجیب‌تری از ماده منحط، ماده QCD ، که احتمالاً در هسته وجود دارد. [100]
لایه های بیرونی منفجر شده ستارگان در حال مرگ شامل عناصر سنگینی است که ممکن است در طول شکل گیری ستارگان جدید بازیافت شوند. این عناصر سنگین امکان تشکیل سیارات سنگی را فراهم می کند. خروجی ابرنواخترها و بادهای ستاره‌ای ستارگان بزرگ نقش مهمی در شکل‌دهی محیط بین ستاره‌ای ایفا می‌کنند. [98]
تکامل ستارگان دوتایی ممکن است به طور قابل توجهی با ستارگان منفرد با همان جرم متفاوت باشد. به عنوان مثال، هنگامی که هر ستاره ای منبسط می شود و به یک غول سرخ تبدیل می شود، ممکن است از لوب Roche خود سرریز شود ، ناحیه اطراف که در آن مواد به صورت گرانشی به آن متصل شده اند. اگر ستاره‌های یک منظومه دوتایی به اندازه کافی نزدیک باشند، ممکن است مقداری از آن مواد به ستاره دیگر سرریز شود و پدیده‌هایی از جمله دوتایی‌های تماسی ، دوتایی‌های پوششی مشترک ، متغیرهای فاجعه‌آمیز ، ستارگان آبی ، [101] و ابرنواخترهای نوع Ia را ایجاد کند . انتقال جرم منجر به مواردی مانند پارادوکس الگول می شود که در آن ستاره تکامل یافته در یک منظومه کم جرم ترین است. [102]
تکامل ستاره‌های دوتایی و سیستم‌های ستاره‌ای مرتبه بالاتر به شدت مورد تحقیق قرار می‌گیرد، زیرا ستاره‌های زیادی عضو سیستم‌های دوتایی هستند. حدود نیمی از ستارگان خورشید مانند، و حتی نسبت بیشتری از ستارگان پرجرم تر، در منظومه های متعدد شکل می گیرند، و این ممکن است به شدت بر پدیده هایی مانند نواخته ها و ابرنواخترها، تشکیل انواع خاصی از ستاره ها، و غنی سازی فضا با سنتز هسته تأثیر بگذارد. محصولات [103]
تأثیر تکامل ستارگان دوتایی بر تشکیل ستارگان پرجرم تکامل یافته مانند متغیرهای آبی درخشان ، ستارگان Wolf-Rayet، و اجداد طبقات خاصی از ابرنواخترهای فروپاشی هسته هنوز مورد بحث است. ستارگان پرجرم ممکن است قادر به بیرون راندن لایه‌های بیرونی خود به اندازه کافی سریع نباشند تا انواع و تعداد ستارگان تکامل یافته‌ای را که مشاهده می‌شوند تشکیل دهند، یا اجدادی تولید کنند که به‌عنوان ابرنواخترهای مشاهده‌شده منفجر شوند. انتقال جرم از طریق سلب گرانشی در سیستم های دوتایی توسط برخی از ستاره شناسان به عنوان راه حلی برای این مشکل دیده می شود. [104] [105] [106]
ستارگان به طور یکنواخت در سراسر کیهان پخش نمی شوند، اما معمولاً به همراه گاز و غبار بین ستاره ای در کهکشان ها گروه بندی می شوند. یک کهکشان بزرگ معمولی مانند کهکشان راه شیری حاوی صدها میلیارد ستاره است. بیش از 2 تریلیون (10 12 ) کهکشان ها، اگرچه جرم اکثر آنها کمتر از 10 درصد کهکشان راه شیری است. [107] به طور کلی، احتمال وجود دارد بین10 22 و10 ستاره 24 [108] [109] (ستاره های بیشتر از تمام دانه های شن روی سیاره زمین). [110] [111] [112] بیشتر ستارگان در داخل کهکشان ها قرار دارند، اما بین 10 تا 50 درصد از نور ستارگان در خوشه های کهکشانی بزرگ ممکن است از ستاره های خارج از هر کهکشانی باشد. [113] [114] [115]
یک منظومه چند ستاره از دو یا چند ستاره متصل به گرانش تشکیل شده است که به دور یکدیگر می چرخند . ساده ترین و رایج ترین سیستم چند ستاره ای یک ستاره دوتایی است، اما سیستم هایی از سه یا چند ستاره وجود دارد. به دلایل ثبات مداری، چنین سیستم های چند ستاره ای اغلب در مجموعه های سلسله مراتبی از ستارگان دوتایی سازماندهی می شوند. [116] گروه های بزرگتر خوشه های ستاره ای نامیده می شوند. اینها از پیوندهای ستاره ای سست با تنها چند ستاره گرفته تا خوشه های باز با ده ها تا هزاران ستاره، تا خوشه های کروی عظیم با صدها هزار ستاره را شامل می شود. چنین سیستم هایی به دور کهکشان میزبان خود می چرخند. ستارگان در یک خوشه باز یا کروی همگی از یک ابر مولکولی غول پیکر تشکیل شده اند ، بنابراین همه اعضا معمولا سن و ترکیبات مشابهی دارند. [89]
بسیاری از ستارگان رصد می‌شوند و بیشتر یا همه ممکن است در ابتدا در منظومه‌های چند ستاره‌ای که از نظر گرانشی محدود شده‌اند شکل گرفته باشند. این امر به ویژه در مورد ستارگان بسیار پرجرم کلاس O و B صادق است، که تصور می شود 80 درصد آنها بخشی از منظومه های چند ستاره ای هستند. نسبت منظومه های تک ستاره ای با کاهش جرم ستاره افزایش می یابد، به طوری که تنها 25 درصد از کوتوله های قرمز دارای همراهان ستاره ای هستند. از آنجایی که 85 درصد همه ستارگان کوتوله قرمز هستند، بیش از دو سوم ستارگان کهکشان راه شیری احتمالاً تک کوتوله های قرمز هستند. [117] در مطالعه‌ای در سال 2017 روی ابر مولکولی پرسئوس ، ستاره‌شناسان دریافتند که بیشتر ستارگان تازه تشکیل شده در منظومه‌های دوتایی هستند. در مدلی که داده ها را به بهترین شکل توضیح داد، همه ستارگان در ابتدا به صورت دوتایی شکل گرفتند، اگرچه برخی از دوتایی ها بعداً تقسیم شدند و ستاره های منفرد را پشت سر گذاشتند. [118] [119]
نزدیکترین ستاره به زمین، به غیر از خورشید، پروکسیما قنطورس است که 4.2465 سال نوری (40.175 تریلیون کیلومتر) از ما فاصله دارد. سفر با سرعت مداری شاتل فضایی ، 8 کیلومتر در ثانیه (29000 کیلومتر در ساعت)، رسیدن به آن حدود 150000 سال طول می کشد. [120] این نمونه ای از جداسازی ستاره ها در دیسک های کهکشانی است . [121] ستارگان می‌توانند در مراکز کهکشان‌ها [122] و در خوشه‌های کروی بسیار نزدیک‌تر به یکدیگر باشند، [123] یا در هاله‌های کهکشانی بسیار دورتر از یکدیگر . [124]
به دلیل فواصل نسبتاً زیاد بین ستارگان خارج از هسته کهکشانی، تصور می شود که برخورد بین ستارگان نادر باشد. در نواحی متراکم‌تر مانند هسته خوشه‌های کروی یا مرکز کهکشانی، برخورد می‌تواند شایع‌تر باشد. [125] چنین برخوردهایی می‌تواند باعث ایجاد آنچه به نام stragglers آبی شناخته می‌شود . این ستارگان غیرعادی دمای سطح بالاتری دارند و بنابراین آبی‌تر از ستاره‌ها در چرخش دنباله اصلی در خوشه‌ای هستند که به آن تعلق دارند. در تکامل ستاره‌ای استاندارد، ستارگان آبی قبلاً از دنباله اصلی تکامل یافته‌اند و بنابراین در خوشه دیده نمی‌شوند. [126]
تقریباً همه چیز در مورد یک ستاره با جرم اولیه آن تعیین می شود، از جمله ویژگی هایی مانند درخشندگی، اندازه، تکامل، طول عمر و سرنوشت نهایی آن.
بیشتر ستارگان بین 1 تا 10 میلیارد سال سن دارند. برخی از ستارگان ممکن است حتی نزدیک به 13.8 میلیارد سال سن داشته باشند - سن مشاهده شده کیهان . قدیمی‌ترین ستاره کشف‌شده، HD 140283 ، با نام مستعار ستاره متوشالح، حدود 0.8 ± 14.46 میلیارد سال سن دارد. [127] (با توجه به عدم قطعیت در مقدار، این سن برای ستاره با سن جهان تضادی ندارد، که توسط ماهواره پلانک 021/0 ± 799/13 تعیین شده است). [127] [128]
هرچه جرم ستاره بیشتر باشد، طول عمر آن کوتاه‌تر می‌شود، در درجه اول به این دلیل که ستارگان پرجرم فشار بیشتری روی هسته‌های خود دارند و باعث می‌شود که آنها هیدروژن را با سرعت بیشتری بسوزانند. پرجرم ترین ستارگان به طور متوسط چند میلیون سال عمر می کنند، در حالی که ستارگان با حداقل جرم (کوتوله های قرمز) سوخت خود را بسیار آهسته می سوزانند و می توانند ده ها تا صدها میلیارد سال عمر کنند. [129] [130]
هنگامی که ستارگان در کهکشان راه شیری کنونی شکل می گیرند، از حدود 71 درصد هیدروژن و 27 درصد هلیوم، [132] که بر حسب جرم اندازه گیری می شود، با کسر کوچکی از عناصر سنگین تر تشکیل شده اند. به طور معمول بخش عناصر سنگین بر حسب محتوای آهن اتمسفر ستاره ای اندازه گیری می شود، زیرا آهن یک عنصر رایج است و خطوط جذب آن نسبتاً آسان است. بخشی از عناصر سنگین‌تر ممکن است نشانه‌ای از احتمال وجود منظومه سیاره‌ای در ستاره باشد. [133]
تا سال 2005، [به روز رسانی]ستاره ای با کمترین میزان آهن اندازه گیری شده، کوتوله HE1327-2326 است که تنها 1/200000م آهن خورشید را دارد. [134] در مقابل، ستاره بسیار غنی از فلز μ لئونیس تقریباً دو برابر خورشید فراوانی آهن دارد، در حالی که ستاره سیاره‌دار 14 هرکولیس تقریباً سه برابر آهن دارد. [135] ستارگان شیمیایی عجیب و غریب فراوانی غیرعادی از عناصر خاص را در طیف خود نشان می دهند. به خصوص کروم و عناصر خاکی کمیاب . [136] ستارگان با اتمسفر بیرونی سردتر، از جمله خورشید، می توانند مولکول های دو اتمی و چند اتمی مختلفی را تشکیل دهند. [137]
به دلیل فاصله زیادشان از زمین، همه ستارگان به جز خورشید با چشم غیر مسلح به صورت نقاط درخشانی در آسمان شب ظاهر می شوند که به دلیل تأثیر جو زمین چشمک می زنند . خورشید به اندازه کافی به زمین نزدیک است که در عوض به صورت قرص ظاهر شود و نور روز را تامین کند. به غیر از خورشید، ستاره ای با بزرگترین اندازه ظاهری R Doradus است که قطر زاویه ای آن تنها 0.057 ثانیه قوسی است . [138]
دیسک‌های بیشتر ستارگان از نظر اندازه زاویه‌ای بسیار کوچک هستند و نمی‌توان آنها را با تلسکوپ‌های نوری زمینی فعلی مشاهده کرد، بنابراین برای تولید تصاویر این اجرام به تلسکوپ‌های تداخل سنج نیاز است. روش دیگر برای اندازه گیری اندازه زاویه ای ستاره ها از طریق اختفا است . با اندازه‌گیری دقیق افت درخشندگی ستاره که توسط ماه پنهان می‌شود (یا افزایش روشنایی آن هنگام ظهور مجدد)، می‌توان قطر زاویه‌ای ستاره را محاسبه کرد. [139]
اندازه ستارگان از ستارگان نوترونی که در هر نقطه از 20 تا 40 کیلومتر (25 مایل) قطر متفاوت است تا ابرغول هایی مانند بتلژوز در صورت فلکی شکارچی که قطری حدود 640 برابر خورشید دارد [140] و قطر بسیار کمتری دارد. تراکم . [141]
حرکت یک ستاره نسبت به خورشید می تواند اطلاعات مفیدی در مورد منشا و سن یک ستاره و همچنین ساختار و تکامل کهکشان اطراف ارائه دهد. [143] اجزای حرکت یک ستاره شامل سرعت شعاعی به سمت یا دور از خورشید و حرکت زاویه ای تراورس است که به آن حرکت مناسب آن می گویند. [144]
سرعت شعاعی با تغییر داپلر خطوط طیفی ستاره اندازه‌گیری می‌شود و بر حسب واحد کیلومتر بر ثانیه محاسبه می‌شود . حرکت مناسب یک ستاره، اختلاف منظر آن، با اندازه‌گیری‌های نجومی دقیق بر حسب واحد میلی‌آرک ثانیه (ما) در سال تعیین می‌شود. با آگاهی از اختلاف منظر ستاره و فاصله آن، می توان سرعت حرکت مناسب را محاسبه کرد. همراه با سرعت شعاعی، سرعت کل را می توان محاسبه کرد. ستارگانی که سرعت حرکت مناسب بالایی دارند احتمالاً نسبتاً نزدیک به خورشید هستند و این امر آنها را کاندیدهای خوبی برای اندازه گیری اختلاف منظر می کند. [145]
وقتی هر دو سرعت حرکت مشخص باشد، سرعت فضایی ستاره نسبت به خورشید یا کهکشان قابل محاسبه است. در میان ستارگان نزدیک، مشخص شده است که ستارگان جوان‌تر از جمعیت I معمولاً سرعت کمتری نسبت به ستارگان مسن‌تر، جمعیت II دارند. دومی مدارهای بیضی شکلی دارند که به صفحه کهکشان متمایل هستند. [146] مقایسه سینماتیک ستارگان مجاور به اخترشناسان این امکان را داده است که منشاء آنها را در نقاط مشترک ابرهای مولکولی غول پیکر ردیابی کنند و از آنها به عنوان انجمن های ستاره ای یاد می شود . [147]
میدان مغناطیسی یک ستاره در مناطقی از داخل که در آن گردش همرفتی رخ می دهد، ایجاد می شود. این حرکت پلاسمای رسانا مانند یک دینام عمل می کند ، که در آن حرکت بارهای الکتریکی، مانند دینام مکانیکی، میدان های مغناطیسی را القا می کند. این میدان‌های مغناطیسی دامنه وسیعی دارند که در سراسر ستاره و فراتر از آن گسترش می‌یابد. شدت میدان مغناطیسی با جرم و ترکیب ستاره متفاوت است و میزان فعالیت سطح مغناطیسی به سرعت چرخش ستاره بستگی دارد. این فعالیت سطحی، لکه‌های ستاره‌ای را ایجاد می‌کند که مناطقی با میدان‌های مغناطیسی قوی و دمای سطحی پایین‌تر از سطح عادی هستند. حلقه‌های تاجی خطوط شار میدان مغناطیسی کمانی هستند که از سطح ستاره به جو بیرونی ستاره یعنی تاج آن بالا می‌روند. حلقه های تاجی را می توان به دلیل پلاسمایی که در طول خود هدایت می کنند مشاهده کرد. شراره های ستاره ای انفجار ذرات پرانرژی هستند که به دلیل فعالیت مغناطیسی یکسان ساطع می شوند. [148]
ستارگان جوان و به سرعت در حال چرخش به دلیل میدان مغناطیسی خود تمایل به فعالیت سطح بالایی دارند. میدان مغناطیسی می تواند بر باد ستاره ای ستاره عمل کند و به عنوان یک ترمز عمل کند تا به تدریج سرعت چرخش را با گذشت زمان کاهش دهد. بنابراین، ستارگان پیرتر مانند خورشید سرعت چرخش بسیار کندتر و سطح فعالیت سطح پایین تری دارند. سطوح فعالیت ستارگانی که به آهستگی در حال چرخش هستند به صورت چرخه ای تغییر می کند و می تواند برای دوره های زمانی به طور کلی خاموش شود. [149] برای مثال، در طول حداقل Maunder ، خورشید یک دوره 70 ساله را بدون فعالیت لکه‌های خورشیدی پشت سر گذاشت. [150]
جرم ستارگان از کمتر از نصف جرم خورشید تا بیش از 200 جرم خورشیدی است ( لیست پرجرم ترین ستاره ها را ببینید ). یکی از پرجرم ترین ستارگان شناخته شده اتا کارینا است [151] که با جرمی 100 تا 150 برابر خورشید، تنها چند میلیون سال عمر خواهد کرد. مطالعات پرجرم‌ترین خوشه‌های باز نشان می‌دهد که 150 M ☉ به عنوان حد بالایی برای ستارگان در عصر کنونی جهان است. [152] این یک مقدار تجربی برای حد نظری جرم ستارگان در حال شکل گیری به دلیل افزایش فشار تشعشع بر روی ابر گازی در حال افزایش است. چندین ستاره در خوشه R136 در ابر ماژلانی بزرگ با جرم‌های بزرگتر اندازه‌گیری شده‌اند، [153] اما مشخص شده است که می‌توانستند از طریق برخورد و ادغام ستارگان پرجرم در منظومه‌های دوتایی نزدیک ایجاد شده باشند و از 150 M ☉ کنار بزنند. محدودیت در تشکیل ستاره های عظیم [154]
اولین ستارگانی که پس از انفجار بزرگ شکل گرفتند، ممکن است بزرگتر بوده باشند ، تا 300 M☉ ، [155] به دلیل عدم وجود عناصر سنگین تر از لیتیوم در ترکیب آنها. این نسل از ستارگان پرجرم جمعیت III احتمالاً در اوایل کیهان وجود داشته اند (یعنی مشاهده می شود که انتقال به سرخ بالایی دارند) و ممکن است شروع به تولید عناصر شیمیایی سنگین تر از هیدروژن کرده باشند که برای شکل گیری بعدی مورد نیاز است. سیارات و حیات در ژوئن 2015، ستاره شناسان شواهدی را برای ستاره های جمعیت III در کهکشان Cosmos Redshift 7 در z = 6.60 گزارش کردند . [156] [157]
2MASS J0523-1403 با جرمی تنها 80 برابر مشتری ( M J )، کوچکترین ستاره شناخته شده ای است که در هسته خود در حال همجوشی هسته ای است. [158] برای ستارگانی با فلزی مشابه خورشید، حداقل جرم نظری که ستاره می تواند داشته باشد و هنوز هم در هسته همجوشی شود، حدود 75 MJ تخمین زده می شود . [159] [160] هنگامی که فلزی بودن بسیار کم است، به نظر می رسد حداقل اندازه ستاره حدود 8.3٪ از جرم خورشید یا حدود 87 MJ باشد . [160] [161] اجرام کوچکتر به نام کوتوله های قهوه ای ، یک منطقه خاکستری با تعریف ضعیف بین ستاره ها و غول های گازی را اشغال می کنند . [159] [160]
ترکیب شعاع و جرم یک ستاره گرانش سطح آن را تعیین می کند. گرانش سطحی ستارگان غول پیکر بسیار کمتر از ستارگان دنباله اصلی است، در حالی که عکس آن در مورد ستارگان منحط و فشرده مانند کوتوله های سفید صادق است. گرانش سطحی می تواند بر ظاهر طیف ستاره تأثیر بگذارد و گرانش بالاتر باعث گسترش خطوط جذب می شود . [35]
سرعت چرخش ستارگان را می توان از طریق اندازه گیری طیف سنجی تعیین کرد ، یا دقیقاً با ردیابی لکه های ستاره ای آنها تعیین کرد . ستارگان جوان می توانند چرخش بیش از 100 کیلومتر بر ثانیه در خط استوا داشته باشند. به عنوان مثال، ستاره کلاس B Achernar دارای سرعت استوایی حدود 225 کیلومتر بر ثانیه یا بیشتر است که باعث می شود استوای آن به سمت بیرون برآمده شود و قطر استوایی آن بیش از 50٪ بیشتر از بین قطب ها باشد. این سرعت چرخش درست کمتر از سرعت بحرانی 300 کیلومتر بر ثانیه است که با سرعتی که ستاره از هم جدا می‌شود. [162] در مقابل، خورشید هر 25 تا 35 روز یک بار بسته به عرض جغرافیایی، [163] با سرعت استوایی 1.93 کیلومتر بر ثانیه می چرخد. [164] میدان مغناطیسی یک ستاره دنباله اصلی و باد ستاره ای باعث کاهش سرعت چرخش آن به میزان قابل توجهی در هنگام تکامل آن در دنباله اصلی می شود. [165]
ستارگان منحط به یک جرم فشرده منقبض شده اند و در نتیجه سرعت چرخش سریعی به وجود می آید. با این حال، سرعت چرخش نسبتاً پایینی در مقایسه با آنچه که با حفظ تکانه زاویه‌ای انتظار می‌رود، دارند - تمایل یک جسم دوار برای جبران انقباض اندازه با افزایش سرعت چرخش. بخش بزرگی از تکانه زاویه ای ستاره در نتیجه از دست دادن جرم از طریق باد ستاره ای از بین می رود. [166] با وجود این، سرعت چرخش یک تپ اختر می تواند بسیار سریع باشد. تپ اختر در قلب سحابی خرچنگ ، برای مثال، 30 بار در ثانیه می چرخد. [167] سرعت چرخش تپ اختر به دلیل انتشار تشعشع به تدریج کاهش می یابد. [168]
دمای سطح یک ستاره دنباله اصلی با سرعت تولید انرژی هسته و شعاع آن تعیین می شود و اغلب از شاخص رنگ ستاره تخمین زده می شود . [169] دما معمولاً بر حسب دمای مؤثر داده می‌شود ، که دمای یک جسم سیاه ایده‌آل است که انرژی خود را با همان درخشندگی در هر سطح سطح ستاره تابش می‌کند. دمای موثر تنها نماینده سطح است، زیرا دما به سمت هسته افزایش می یابد. [170] دما در ناحیه هسته یک ستاره چندین میلیون کلوین است . [171]
دمای ستاره ای میزان یونیزاسیون عناصر مختلف را تعیین می کند و در نتیجه خطوط جذب مشخصه در طیف ایجاد می شود. دمای سطح یک ستاره، همراه با قدر مطلق بصری و ویژگی های جذب آن، برای طبقه بندی یک ستاره استفاده می شود (به طبقه بندی زیر مراجعه کنید). [35]
ستارگان توالی اصلی پرجرم می توانند دمای سطحی 50000 کلوین داشته باشند. ستارگان کوچکتر مانند خورشید دمای سطحی چند هزار کلوین دارند. اما به دلیل سطح بیرونی زیادشان درخشندگی بالایی دارند. [172]
انرژی تولید شده توسط ستارگان، محصول همجوشی هسته ای، هم به صورت تابش الکترومغناطیسی و هم به عنوان تابش ذره ای به فضا تابش می کند . تابش ذره ای که از یک ستاره ساطع می شود به صورت باد ستاره ای ظاهر می شود، [173] که از لایه های بیرونی به صورت پروتون های باردار الکتریکی و ذرات آلفا و بتا جریان می یابد . جریان ثابتی از نوترینوهای تقریباً بدون جرم مستقیماً از هسته ستاره سرچشمه می گیرند. [174]
تولید انرژی در هسته دلیلی است که ستاره ها تا این حد درخشان می درخشند: هر بار که دو یا چند هسته اتمی با هم ترکیب می شوند تا یک هسته اتمی از یک عنصر جدید سنگین تر را تشکیل دهند، فوتون های پرتو گاما از محصول همجوشی هسته ای آزاد می شوند. این انرژی تا رسیدن به لایه های بیرونی ستاره به اشکال دیگر انرژی الکترومغناطیسی با فرکانس پایین تر مانند نور مرئی تبدیل می شود . [175]
رنگ یک ستاره، همانطور که توسط شدیدترین فرکانس نور مرئی تعیین می شود، به دمای لایه های بیرونی ستاره، از جمله فوتوسفر آن بستگی دارد . [176] علاوه بر نور مرئی، ستارگان اشکالی از تابش الکترومغناطیسی ساطع می کنند که برای چشم انسان نامرئی است . در واقع، تابش الکترومغناطیسی ستاره ای کل طیف الکترومغناطیسی را در بر می گیرد ، از طولانی ترین طول موج امواج رادیویی از طریق مادون قرمز ، نور مرئی، فرابنفش ، تا کوتاه ترین اشعه ایکس و پرتوهای گاما. از نقطه نظر انرژی کل ساطع شده از یک ستاره، همه اجزای تشعشعات الکترومغناطیسی ستاره قابل توجه نیستند، اما همه فرکانس ها بینشی در مورد فیزیک ستاره ارائه می دهند. [174]
با استفاده از طیف ستاره ای ، ستاره شناسان می توانند دمای سطح، گرانش سطح ، فلزی بودن و سرعت چرخش یک ستاره را تعیین کنند. اگر فاصله ستاره پیدا شود، مثلاً با اندازه گیری اختلاف منظر، درخشندگی ستاره را می توان بدست آورد. سپس جرم، شعاع، گرانش سطح و دوره چرخش را می توان بر اساس مدل های ستاره ای تخمین زد. (جرم را می توان برای ستارگان در سیستم های دوتایی با اندازه گیری سرعت و فواصل مداری آنها محاسبه کرد. از ریز لنز گرانشی برای اندازه گیری جرم یک ستاره استفاده شده است. [177] ) با این پارامترها، ستاره شناسان می توانند سن ستاره را تخمین بزنند. [178]
درخشندگی یک ستاره مقدار نور و سایر اشکال انرژی تابشی است که در واحد زمان تابش می کند. دارای واحدهای قدرت است . درخشندگی یک ستاره با شعاع و دمای سطح آن تعیین می شود. بسیاری از ستاره ها به طور یکنواخت در سراسر سطح خود تابش نمی کنند. به عنوان مثال، ستاره به سرعت در حال چرخش وگا ، شار انرژی (قدرت در واحد سطح) در قطب های خود بیشتر از استوای خود دارد. [179]
لکه های سطح ستاره با درجه حرارت و درخشندگی کمتر از حد متوسط به عنوان لکه های ستاره شناخته می شوند . ستارگان کوچک و کوتوله مانند خورشید معمولاً دارای قرص های بی خاصیت با لکه های کوچک ستاره ای هستند. ستارگان غول پیکر دارای لکه های ستاره ای بسیار بزرگتر و آشکارتر هستند [180] و تاریک شدن اندام ستاره ای قوی را نشان می دهند . یعنی روشنایی به سمت لبه قرص ستاره کاهش می یابد. [181] ستارگان شعله ور کوتوله قرمز مانند UV Ceti ممکن است ویژگی های برجسته ای داشته باشند. [182]
درخشندگی ظاهری یک ستاره بر حسب قدر ظاهری آن بیان می شود . این تابعی از درخشندگی ستاره، فاصله آن از زمین، اثر انقراض غبار و گاز بین ستاره ای و تغییر نور ستاره هنگام عبور از جو زمین است. قدر ذاتی یا مطلق مستقیماً با درخشندگی یک ستاره مرتبط است و قدر ظاهری یک ستاره است اگر فاصله بین زمین و ستاره 10 پارسک (32.6 سال نوری) باشد. [183]
هر دو مقیاس قدر ظاهری و مطلق واحدهای لگاریتمی هستند : یک تفاوت عدد کامل در قدر برابر است با تغییر روشنایی در حدود 2.5 برابر [185] ( ریشه پنجم 100 یا تقریباً 2.512). این به این معنی است که یک ستاره قدر اول (+1.00) حدود 2.5 برابر درخشان تر از یک ستاره قدر دوم (+2.00) و حدود 100 برابر روشن تر از یک ستاره قدر ششم (+6.00) است. کم نورترین ستارگانی که با چشم غیرمسلح در شرایط دید خوب قابل مشاهده هستند تقریباً قدر 6+ دارند. [186]
در هر دو مقیاس قدر ظاهری و مطلق، هر چه عدد قدر کوچکتر باشد، ستاره درخشان تر است. هر چه عدد قدر بزرگتر باشد، ستاره کم نورتر است. درخشان ترین ستارگان، در هر مقیاس، دارای اعداد قدر منفی هستند. تغییر در روشنایی (ΔL ) بین دو ستاره با کم کردن عدد قدر ستاره درخشانتر ( mb ) از عدد قدر ستاره کم نورتر ( m f ) محاسبه می شود، سپس از اختلاف به عنوان توان برای عدد پایه استفاده می شود. 2.512; یعنی می گویند:
نسبت به درخشندگی و فاصله از زمین، قدر مطلق ستاره ( M ) و قدر ظاهری ( m ) معادل نیستند. [185] برای مثال، ستاره درخشان سیریوس دارای قدر ظاهری 1.44- است، اما قدر مطلق آن 1.41+ است.
خورشید دارای قدر ظاهری 26.7- است، اما قدر مطلق آن تنها 4.83+ است. سیریوس، درخشان‌ترین ستاره در آسمان شب که از زمین دیده می‌شود، تقریباً 23 برابر درخشانتر از خورشید است، در حالی که کانوپوس ، دومین ستاره درخشان آسمان شب با قدر مطلق 5.53-، تقریباً 14000 برابر درخشانتر از خورشید است. خورشید علیرغم اینکه کانوپوس بسیار درخشان تر از سیریوس است، ستاره دوم درخشان تر از این دو به نظر می رسد. این به این دلیل است که سیریوس تنها 8.6 سال نوری از زمین فاصله دارد، در حالی که Canopus در فاصله 310 سال نوری بسیار دورتر از زمین است. [187]
درخشان ترین ستارگان شناخته شده دارای قدر مطلق تقریباً 12- است که معادل 6 میلیون برابر درخشندگی خورشید است. [188] از نظر تئوری، کم نورترین ستارگان در حد پایین جرمی هستند که در آن ستارگان قادر به پشتیبانی از همجوشی هسته ای هیدروژن در هسته هستند. ستارگان درست بالاتر از این حد در خوشه NGC 6397 قرار گرفته اند . کم نورترین کوتوله های قرمز در این خوشه قدر مطلق 15 هستند، در حالی که هفدهمین کوتوله سفید با قدر مطلق کشف شده است. [189] [190]
سیستم طبقه‌بندی ستارگان کنونی در اوایل قرن بیستم آغاز شد، زمانی که ستارگان از A تا Q بر اساس قدرت خط هیدروژن طبقه‌بندی شدند . [192] تصور می شد که قدرت خط هیدروژن تابع خطی ساده دما است. در عوض، پیچیده‌تر بود: با افزایش دما تقویت شد، نزدیک به 9000 کلوین به اوج رسید و سپس در دماهای بیشتر کاهش یافت. از آن زمان، طبقه‌بندی‌ها بر اساس دما، که طرح مدرن بر آن استوار است، مرتب شدند. [193]
ستارگان با توجه به طیف هایشان یک طبقه بندی تک حرفی دارند، از نوع O که بسیار داغ هستند تا M که آنقدر خنک هستند که ممکن است مولکول ها در اتمسفرشان تشکیل شوند. طبقه بندی های اصلی به ترتیب کاهش دمای سطح عبارتند از: O، B، A، F، G، K و M. انواع طیفی نادر طبقه بندی های ویژه ای دارند. رایج ترین آنها انواع L و T هستند که سردترین ستاره های کم جرم و کوتوله های قهوه ای را طبقه بندی می کنند. هر حرف دارای 10 بخش فرعی است که به ترتیب کاهش دما از 0 تا 9 شماره گذاری شده اند. با این حال، این سیستم در دماهای بسیار بالا خراب می شود زیرا کلاس های O0 و O1 ممکن است وجود نداشته باشند. [194]
علاوه بر این، ستارگان ممکن است با تأثیرات درخشندگی موجود در خطوط طیفی آنها طبقه بندی شوند، که با اندازه فضایی آنها مطابقت دارد و با گرانش سطح آنها تعیین می شود. اینها از 0 ( هیپرغول ها ) تا III ( غول ها ) تا V (کوتوله های دنباله اصلی) هستند. برخی از نویسندگان VII (کوتوله های سفید) را اضافه می کنند. ستارگان دنباله اصلی هنگامی که بر اساس قدر مطلق و نوع طیفی آنها نمودار می شوند، در امتداد یک نوار باریک و مورب قرار می گیرند. [194] خورشید دنباله اصلی کوتوله زرد G2V با دمای متوسط و اندازه معمولی است. [195]
نامگذاری اضافی به شکل حروف کوچک به انتهای نوع طیفی اضافه شده است تا ویژگی های عجیب و غریب طیف را نشان دهد. به عنوان مثال، " e " می تواند وجود خطوط انتشار را نشان دهد. " m " سطوح غیرعادی قوی فلزات را نشان می دهد و " var " می تواند به معنای تغییرات در نوع طیفی باشد. [194]
ستاره های کوتوله سفید کلاس مخصوص به خود را دارند که با حرف D شروع می شود . این بسته به انواع خطوط برجسته موجود در طیف، بیشتر به کلاس‌های DA ، DB ، DC ، DO ، DZ و DQ تقسیم می‌شود. به دنبال آن یک مقدار عددی وجود دارد که دما را نشان می دهد. [196]
ستارگان متغیر به دلیل ویژگی‌های درونی یا بیرونی، درخشندگی دوره‌ای یا تصادفی دارند. از بین ستارگان ذاتا متغیر، انواع اولیه را می توان به سه گروه اصلی تقسیم کرد.
در طول تکامل ستاره ای خود، برخی از ستارگان از مراحلی عبور می کنند که می توانند به متغیرهای ضربانی تبدیل شوند. ستارگان متغیر تپنده در طول زمان شعاع و درخشندگی متفاوتی دارند و بسته به اندازه ستاره با دوره‌هایی از چند دقیقه تا چند سال منقبض می‌شوند. این دسته شامل ستارگان قیفاووس و شبه قیفاووس و متغیرهای دوره طولانی مانند میرا است . [197]
متغیرهای فوران ستارگانی هستند که به دلیل شعله ور شدن یا رویدادهای پرتاب جرم، درخشندگی ناگهانی را افزایش می دهند. [197] این گروه شامل پیش ستاره ها، ستارگان Wolf-Rayet، و ستاره های شعله ور، و همچنین ستارگان غول پیکر و ابرغول است.
ستارگان متغیر فاجعه‌آمیز یا انفجاری آنهایی هستند که تغییرات چشمگیری در ویژگی‌های خود دارند. این گروه شامل نواخترها و ابرنواخترها می شود. یک منظومه ستاره‌ای دوتایی که شامل یک کوتوله سفید نزدیک است می‌تواند انواع خاصی از این انفجارهای ستاره‌ای تماشایی، از جمله نوا و یک ابرنواختر نوع 1a را ایجاد کند. [88] این انفجار زمانی ایجاد می‌شود که کوتوله سفید هیدروژن را از ستاره همراه جمع می‌کند و تا زمانی که هیدروژن تحت همجوشی قرار می‌گیرد، جرم ایجاد می‌کند. [198] برخی از نواها عود کننده هستند و دارای فوران های دوره ای با دامنه متوسط هستند. [197]
درخشندگی ستارگان به دلیل عوامل بیرونی مانند دوتایی گرفتگی و همچنین ستارگان چرخشی که لکه های ستاره ای شدید ایجاد می کنند، می توانند متفاوت باشند. [197] یک مثال قابل توجه از یک دوتایی گرفت، الگول است که به طور منظم در قدر از 2.1 تا 3.4 در یک دوره 2.87 روز تغییر می کند. [199]
درون یک ستاره پایدار در حالت تعادل هیدرواستاتیکی قرار دارد : نیروهای وارد بر هر حجم کوچک تقریباً دقیقاً همدیگر را متعادل می کنند. نیروهای متعادل نیروی گرانشی به سمت داخل و یک نیروی بیرونی ناشی از گرادیان فشار درون ستاره هستند. گرادیان فشار توسط گرادیان دمای پلاسما ایجاد می شود. قسمت بیرونی ستاره سردتر از هسته است. دمای هسته یک دنباله اصلی یا ستاره غول پیکر حداقل در حد درجه است10 7 K. دما و فشار حاصل در هسته هیدروژن سوز یک ستاره دنباله اصلی برای وقوع همجوشی هسته ای و تولید انرژی کافی برای جلوگیری از فروپاشی بیشتر ستاره کافی است. [200] [201]
از آنجایی که هسته های اتمی در هسته ذوب می شوند، انرژی را به شکل پرتوهای گاما ساطع می کنند. این فوتون ها با پلاسمای اطراف برهم کنش می کنند و به انرژی حرارتی در هسته می افزایند. ستارگان روی دنباله اصلی هیدروژن را به هلیوم تبدیل می کنند و نسبت هلیوم را به آرامی اما پیوسته در حال افزایش در هسته ایجاد می کنند. در نهایت محتوای هلیوم غالب می شود و تولید انرژی در هسته متوقف می شود. در عوض، برای ستارگان بیش از 0.4 M ☉ ، همجوشی در یک پوسته به آرامی در حال انبساط در اطراف هسته هلیوم منحط رخ می دهد . [202]
علاوه بر تعادل هیدرواستاتیک، درون یک ستاره پایدار تعادل انرژی تعادل حرارتی را حفظ می کند . یک گرادیان حرارتی شعاعی در سراسر فضای داخلی وجود دارد که منجر به جریانی از انرژی به سمت بیرون می شود. شار خروجی انرژی که از هر لایه ای در ستاره خارج می شود دقیقاً با شار ورودی از پایین مطابقت دارد. [203]
منطقه تابش ناحیه ای از فضای داخلی ستاره است که در آن شار انرژی به بیرون وابسته به انتقال حرارت تابشی است، زیرا انتقال حرارت همرفتی در آن ناحیه ناکارآمد است. در این ناحیه پلاسما مختل نخواهد شد و هرگونه حرکت جرمی از بین خواهد رفت. در جایی که اینطور نیست، پلاسما ناپایدار می شود و همرفت رخ می دهد و یک ناحیه همرفتی را تشکیل می دهد . این می تواند، برای مثال، در مناطقی که شارهای انرژی بسیار بالا رخ می دهد، مانند نزدیک هسته یا در مناطقی با کدورت بالا (که انتقال حرارت تابشی را ناکارآمد می کند) مانند پوشش بیرونی رخ می دهد. [201]
وقوع همرفت در پوشش بیرونی یک ستاره دنباله اصلی به جرم ستاره بستگی دارد. ستارگانی با جرم چندین برابر خورشید دارای یک ناحیه همرفتی در اعماق درون و یک ناحیه تابشی در لایه های بیرونی هستند. ستارگان کوچکتر مانند خورشید دقیقا برعکس هستند و ناحیه همرفتی در لایه های بیرونی قرار دارد. [204] ستارگان کوتوله سرخ با کمتر از 0.4 M ☉ همرفتی هستند که از تجمع هسته هلیوم جلوگیری می کند. [85] برای بیشتر ستارگان، مناطق همرفتی در طول زمان با پیر شدن ستاره ها و تغییر ساختار داخلی تغییر می کند. [201]
فوتوسفر قسمتی از ستاره است که برای ناظر قابل مشاهده است. این لایه ای است که در آن پلاسمای ستاره نسبت به فوتون های نور شفاف می شود. از اینجا، انرژی تولید شده در هسته آزاد می شود تا در فضا منتشر شود. در داخل فتوسفر است که لکه های خورشیدی ، مناطقی با دمای کمتر از متوسط، ظاهر می شوند. [205]
بالاتر از سطح فوتوسفر، جو ستاره ای است. در یک ستاره دنباله اصلی مانند خورشید، پایین‌ترین سطح جو، درست بالای فتوسفر، ناحیه کروموسفر نازک است ، جایی که اسپیکول‌ها ظاهر می‌شوند و شعله‌های ستاره‌ای شروع می‌شوند. بالاتر از این منطقه انتقال است، جایی که دما در فاصله 100 کیلومتری (62 مایلی) به سرعت افزایش می یابد. فراتر از این تاج ، حجمی از پلاسمای فوق گرم است که می تواند تا چندین میلیون کیلومتر به بیرون گسترش یابد. [206] به نظر می رسد وجود تاج به یک منطقه همرفتی در لایه های بیرونی ستاره وابسته است. [204] تاج با وجود دمای بالای خود، به دلیل چگالی گاز کم، نور بسیار کمی از خود ساطع می کند. [207] ناحیه تاج خورشید معمولاً فقط در طی یک خورشید گرفتگی قابل مشاهده است .
از تاج، باد ستاره ای از ذرات پلاسما به سمت بیرون از ستاره منبسط می شود، تا زمانی که با محیط بین ستاره ای برهم کنش می کند. برای خورشید، تأثیر باد خورشیدی آن در سراسر منطقه حبابی شکلی به نام هلیوسفر گسترش می یابد . [208]
هنگامی که هسته ها با هم ترکیب می شوند، جرم محصول ذوب شده کمتر از جرم قطعات اصلی است. این جرم از دست رفته با توجه به رابطه هم ارزی جرم و انرژی به انرژی الکترومغناطیسی تبدیل می شود . [209] انواع واکنش های همجوشی هسته ای در هسته ستارگان رخ می دهد که به جرم و ترکیب آنها بستگی دارد.
فرآیند همجوشی هیدروژن به دما حساس است، بنابراین افزایش متوسط در دمای هسته منجر به افزایش قابل توجهی در سرعت همجوشی خواهد شد. در نتیجه، دمای هسته ستارگان دنباله اصلی تنها از 4 میلیون کلوین برای یک ستاره کوچک کلاس M تا 40 میلیون کلوین برای یک ستاره پرجرم کلاس O متغیر است. [171]
در خورشید، با هسته ای 16 میلیون کلوین، هیدروژن در واکنش زنجیره ای پروتون-پروتون ذوب می شود و هلیوم را تشکیل می دهد : [210]
چند مسیر دیگر وجود دارد که در آنها 3 He و 4 He با هم ترکیب می‌شوند و 7 Be را تشکیل می‌دهند، که در نهایت (با اضافه شدن یک پروتون دیگر) دو 4 He به دست می‌آید.
همه این واکنش ها منجر به واکنش کلی می شود:
که γ یک فوتون پرتو گاما، ν e یک نوترینو است، و H و He به ترتیب ایزوتوپ های هیدروژن و هلیوم هستند. انرژی آزاد شده توسط این واکنش بر حسب میلیون ها الکترون ولت است. هر واکنش منفرد فقط مقدار کمی انرژی تولید می کند، اما از آنجا که تعداد زیادی از این واکنش ها به طور مداوم رخ می دهند، تمام انرژی لازم برای حفظ خروجی تابش ستاره را تولید می کنند. در مقایسه، احتراق دو مولکول گاز هیدروژن با یک مولکول گاز اکسیژن تنها 5.7 eV آزاد می کند.
در ستارگان پرجرم تر، هلیوم در چرخه ای از واکنش های کاتالیز شده توسط کربن به نام چرخه کربن-نیتروژن-اکسیژن تولید می شود . [210]
در ستارگان تکامل یافته با هسته های 100 میلیون کلوین و جرم های بین 0.5 تا 10 M☉ ، هلیم می تواند در فرآیند آلفای سه گانه به کربن تبدیل شود که از عنصر میانی بریلیم استفاده می کند : [210]
برای یک واکنش کلی از:
در ستارگان پرجرم، عناصر سنگین‌تر را می‌توان در یک هسته منقبض از طریق فرآیند سوزاندن نئون و فرآیند سوختن اکسیژن سوزاند . مرحله نهایی در فرآیند سنتز هسته ستاره ای فرآیند سوزاندن سیلیکون است که منجر به تولید ایزوتوپ پایدار آهن 56 می شود. [210] هر گونه همجوشی بیشتر یک فرآیند گرماگیر است که انرژی مصرف می کند، و بنابراین انرژی بیشتر فقط از طریق فروپاشی گرانشی تولید می شود.
