نمایش مبدأ برای ستاره

[[پرونده:Starsinthesky.jpg|چپ|بندانگشتی|250px|یک ناحیه تولید ستارگان در [[ابر ماژلانی بزرگ]]، تصویر از [[اسا]] و [[ناسا]]]]
{{کاربردهای دیگر}}
'''سِتاره''' یا '''اَختَر''' یک [[اجرام آسمانی|شیء آسمانی]] درخشان و [[گوی‌وار]] است که از [[پلاسما (فیزیک)|پلاسما]] تشکیل شده و انسجام خود را توسط [[نیروی گرانش]] خود حفظ می‌کند. نزدیک‌ترین ستاره به زمین [[خورشید]] و پس از آن [[پروکسیما قنطورس]] است. ستارگانِ قابل دیدن در شب از روی زمین، به‌دلیل فاصلهٔ بسیار دورشان، به شکل نقاطی ثابت، روشن و گاهی چشمک‌زن دیده می‌شوند. در طول تاریخ، گروه‌های ستاره‌های برجسته‌تر، به‌نام [[صورت فلکی|صورت‌ها]] و [[صورتواره|صورت‌واره‌های فلکی]]، گروه‌بندی شده و روشن‌ترین ستارگان نیز نام‌گذاری شده‌اند.

[[کاتالوگ ستاره‌ای|کاتالوگ‌هایی از ستارگان]] توسط [[اخترشناس|اخترشناسان]] گردآوری شده است که ستارگان شناخته‌شده را مشخص می‌کند و نام‌های استانداردی برای ستارگان پیشنهاد می‌کنند. بیشتر ستارگان جهان از جمله تمامی ستارگان خارج از [[راه شیری|کهکشان راه شیری]] با [[چشم غیرمسلح]] از روی زمین قابل دیده شدن نیستند. در حقیقت بیشتر آن‌ها حتی از دید قوی‌ترین [[تلسکوپ]]ها نیز پنهان می‌مانند. [[پرونده:The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA's Solar Dynamics Observatory - 20100819.jpg|بندانگشتی|تصویربرداری رنگ کاذب از [[خورشید]]، یک [[ستاره نوع جی رشته اصلی]] و نزدیک‌ترین ستاره به [[زمین]] است.]]
یک ستاره حداقل در بخشی از عمر خود، به‌دلیل [[همجوشی هسته‌ای]] [[هیدروژن]] به [[هلیم]] در مرکز آن، می‌درخشد. انرژی ایجاد شده از بخش درونی ستاره می‌گذرد و به [[ماورای جو|فضای بیرونی]] اطراف تابیده می‌شود. وقتی ذخیرهٔ هیدروژن در هستهٔ یک ستاره رو به اتمام می‌رود، تقریباً تمام عناصر طبیعی سنگین‌تر از هلیم از طریق [[هسته‌زایی (فیزیک)|هسته‌زایی]]، یا در برخی از ستارگان از طریق هسته‌زایی [[ابرنواختر]]ی در هنگام انفجار آن‌ها پدید می‌آیند. ستاره در اواخر عمر خود ممکن است شامل [[ماده تباهیده]] نیز باشد. [[اخترشناس|اخترشناسان]] با بررسی حرکت ستاره‌ها در فضا، [[فروزندگی|درخشندگی]] آن‌ها و [[طیف‌سنجی نجومی]] می‌توانند [[جرم (فیزیک)|جرم]]، سن، [[فلزینگی]] ([[ترکیب شیمیایی]] ستاره) و سایر ویژگی‌های ستاره‌ها را به‌دست‌آورند. جرم کلی یک ستاره تعیین‌کنندهٔ مراحل [[تکامل ستارگان|تکامل]] و سرنوشت نهایی آن است. سایر مشخصات یک ستاره مانند قطر و دما در [[طول عمر]] ستاره متغیر هستند. با استفاده از نموداری به‌نام [[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] دمای بسیاری از ستارگان، نسبت به روشنایی آن‌ها مشخص می‌شود که از طریق آن می‌توان وضعیت تکامل و [[عمر ستارگان|سن ستاره]] را تعیین نمود.

عمر یک ستاره از [[رمبش گرانشی]] یک [[سحابی]] گازی [[ستاره‌زایی|آغاز می‌شود]] که عمدتاً شامل هیدروژن به همراه هلیم و کمی از عناصر دیگر است. وقتی که چگالی هسته ستاره به اندازه کافی می‌رسد، هیدروژن در فرایندی پایدار توسط همجوشی هسته‌ای به هلیم تبدیل شده و انرژی فراوانی آزاد می‌شود.<ref name="sunshine">{{cite web
 | last = Bahcall | first = John N.
 | date = June 29, 2000
 | url = http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 | title = How the Sun Shines | publisher = Nobel Foundation
 | accessdate = 2006-08-30}}</ref> سایر قسمت‌های داخلی ستاره این انرژی را از طریق فرایندهای [[تابش]] و [[همرفت]] به بیرون انتقال می‌دهند. فشار داخلی ستاره از فروریختن آن براثر نیروی گرانشی خودش جلوگیری می‌کند. وقتی که سوخت هیدروژن ستاره به پایان می‌رسد، اگر جرم ستاره حداقل ۰٫۴ بار از خورشید بزرگ‌تر باشد، منبسط شده و تبدیل به [[غول سرخ]] می‌گردد.<ref name="late stages">{{cite web
 | last = Richmond | first = Michael
 | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html
 | title = Late stages of evolution for low-mass stars
 | publisher = Rochester Institute of Technology
 | accessdate = 2006-08-04}}</ref> پس از آن ستاره به مرحلهٔ تباهیدگی رسیده و بخشی از جرم خود را در فضا دفع می‌کند که بعدها در تشکیل ستارگان نسل جدیدتر با عناصر سنگین‌تر به‌کار می‌رود<ref>{{cite web
 | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | archivedate = ۱۰ فوریه ۲۰۰۸
 | title = Stellar Evolution & Death
 | publisher = NASA Observatorium
 | accessdate = 2006-06-08
 | dead-url = yes
 }}</ref> و هستهٔ ستاره هم به بقایای ستاره‌ای تبدیل می‌شود که ممکن است [[کوتوله سفید]]، [[ستاره نوترونی]] یا در صورت کافی بودن جرم [[سیاه‌چاله]] باشد.

[[ستاره دوگانه]] یا چندگانه شامل دو یا چند ستاره کوچک می‌شود که در [[میدان گرانشی|میدان گرانش]] یکدیگر اسیر هستند و معمولاً در مدارهای پایداری به دور یکدیگر می‌گردند. وقتی دو ستاره خیلی به هم نزدیک باشند، برهمکنش گرانشی میان آن‌ها بر تکامل آن‌ها تأثیر می‌گذارد.<ref name="iben">{{cite journal
 | last = Iben | first = Icko, Jr.
 | title=Single and binary star evolution
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | date=1991 | volume=76 | pages=55–114
 | bibcode=1991ApJS...76...55I
 | doi=10.1086/191565 | issn = 0067-0049 }}</ref> ستارگان می‌توانند بخشی از ساختارهای بزرگ مثل [[خوشه ستاره‌ای|خوشه‌های ستاره‌ای]] یا [[کهکشان]]ها باشند.

برخی ستارگان درخشان‌تر و برخی کم‌نورتر هستند، برخی آبی به‌نظر می‌رسند، برخی سفید، و برخی هم زرد کمرنگ یا سرخ به‌نظر می‌آیند. خورشید مانند دیگر ستاره‌های [[کیهان]]، کره‌ای عظیم و روشن و داغ است و از گازهایی سوزان تشکیل شده که به واسطهٔ جاذبهٔ درونی آن در کنار هم نگاه داشته شده‌اند. خورشید به‌همراه ۴۰۰ میلیارد ستارهٔ دیگر در کهکشان راه شیری واقع است.

اصل حاکم بر ستاره‌ها یکسان است: ستاره‌ها با همجوشی اتم‌ها در هستهٔ خود، تولید نور و گرما می‌کنند. این راز زندگی ستارگان است.
زمانیکه به آسمان شب نگاه می‌کنید اجرام مختلفی را می‌بینید. برای مثال ممکن است ماه را ببینید. گاهی ممکن است نقاط روشنی را ببینید که مانند ستاره‌ها چشمک نمی‌زنند. این نقاط روشن سیارات هستند. اگر تلسکوپ یا دوربین دو چشمی داشته باشید می‌توانید برخی قمرهای سیارات را هم اطراف آنها ببینید و از حملهٔ آنها چهار قمر روشن‌تر سیارهٔ مشتری را هم احتمالاً بتوانید ببینید.
اما در اغلب شب‌های تاریک و صاف تنها ستارگان را می‌بینید. ستارگان نقاط روشن و نورانی هستند که چشمک می‌زنند. هزاران ستاره در دایرهٔ دید ما قرار دارند و هرچقدر آسمان تاریک تر باشد تعداد بیشتری ستاره خواهید دید. میلیونها ستاره هم هستند که خارج از حوزهٔ دید ما هستند. تمام ستارگان بجز خورشید بسیار از ما دورند و خارج از [[منظومه شمسی|منظومهٔ شمسی]] ما قرار دارند. نزدیکترین ستاره که پروکسیما-قنطورس است ۴٫۲ سال نوری از ما فاصله دارد.
ستاره ای که هیدورژنش را مصرف می‌کند تا هلیوم تولید کند را ستارهٔ رشتهٔ اصلی می‌نامند. وقتی تمام هیدروژن ستاره در نتیجهٔ تبدیل به هلیوم مصرف شد هسته (به دلیل ناکافی بودن فشار بیرونی تشعشعات جهت برقراری توازن با نیروی جاذبه) منقبض می‌شود. در این حالت دمای هسته به دلیل فشرده شدن افزایش یافته و هلیوم با همجوشی به کربن تبدیل می‌شود. در این حالت ستاره به شکل غول سرخ در می‌آید.
ستاره‌های پر جرم منفجر شده و ابرنواختر را می‌سازند. به این ترتیب مواد سازندهٔ ستاره به فضا پراکنده می‌گردند. آشناترین مثال در مورد سحابی‌ها [[سحابی خرچنگ]] در [[گاو (صورت فلکی)|صورت فلکی ثور]] است. هستهٔ ستارهٔ اصلی در زمان تبدیل ستاره به ابرنواختر یا ستارهٔ نوترونی می‌شود یا به شکل چالهٔ سیاه در می‌آید.

== تاریخچهٔ مشاهدات ==
[[پرونده:Dibuix de Leo.png|بندانگشتی|مردم از دوران باستان الگوهایی در ستارگان می‌دیدند.<ref name=":0">{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books?id=hcLXcpUDqPgC&printsec=frontcover&redir_esc=y|عنوان=History of Astronomy|نام خانوادگی=Forbes|نام=George|ناشر=Plain Label Books|شابک=9781603031592|زبان=en}}</ref> این تصویر مربوط به سال ۱۶۹۰ از [[شیر (صورت فلکی)|صورت فلکی شیر]] است که توسط [[یوهانس هولیوس]] کشیده شده است.<ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.com.my/books/about/Johannis_Hevelii_Firmamentum_Sobiescianu.html?id=e9QeSQAACAAJ&redir_esc=y|عنوان=Johannis Hevelii Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia totum coelum stellatum … exhibens|نام خانوادگی=Hevelius|نام=Johannes|تاریخ=1690-01-01|زبان=la}}</ref>]]
از نظر تاریخی ستارگان برای تمدن‌های مختلف در سراسر تاریخ اهمیت داشته‌اند. گاهی ستارگان بخشی از آیین‌های مذهبی بوده‌اند و برای [[ناوبری فلکی]] و جهت‌یابی از آن‌ها استفاده می‌شده است. بسیاری از ستاره‌شناسان باستان بر این باور بودند که ستارگان به‌طور دائمی به کره آسمانی دوخته شده‌اند و هرگز تغییر نمی‌کنند. ستاره‌شناسان بر مبنای قراردادهایی ستارگان را در قالب [[صورت فلکی|صور فلکی]] دسته‌بندی می‌کردند و از آن‌ها برای ردیابی مسیر حرکت سیارات و موقعیت خورشید استفاده می‌کردند.<ref name=":0"/> از حرکت خورشید نسبت به ستارگان پس‌زمینه و افق در ساختن [[گاه‌شمار]] استفاده شد که در قاعده‌مند کردن فعالیت‌های کشاورزی به‌کار می‌رفت.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html|عنوان=Other Ancient Calendars {{!}} Calendars|ناشر=www.webexhibits.org|بازبینی=2016-12-12}}</ref> [[گاه‌شماری میلادی|گاه‌شمار میلادی]] که امروزه در بسیاری از نقاط دنیا مورد استفاده قرار می‌گیرد، یک [[گاه‌شماری خورشیدی|گاه‌شمار خورشیدی]] بر اساس زاویهٔ محور چرخشی زمین نسبت به ستارهٔ محلی‌اش خورشید است.

قدیمی‌ترین [[نقشه آسمان]] که تاریخ دقیقی دارد، حاصل تلاش‌های اخترشناسی [[مصر باستان]] در سال ۱۵۴۸ پیش از میلاد است.<ref>{{یادکرد وب|نام خانوادگی=Spaeth|نام=Ove von|نشانی=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|عنوان=Dating Egypt's oldest star map|ناشر=www.moses-egypt.net|بازبینی=2016-12-12}}</ref> قدیمی‌ترین کاتالوگ ستارگان کشف شده توسط اخترشناسان بابلی [[بین‌النهرین]] در اواخر هزارهٔ دوم پیش از میلاد در دوره [[کاسیان|کاسی‌ها]] گردآوری شده است (۱۵۳۱–۱۱۵۵ پیش از میلاد).<ref>{{یادکرد کتاب|نشانی=https://books.google.co.uk/books/about/The_Norton_History_of_Astronomy_and_Cosm.html?id=NoB5QgAACAAJ|عنوان=The Norton History of Astronomy and Cosmology|نام خانوادگی=North|نام=John David|تاریخ=1994-01-01|ناشر=Norton|شابک=9780393311938|زبان=en}}</ref>

== نام‌گذاری ==
بر اساس سنت باستانی ستارگان هر کدام در یک صورت فلکی که مجموعه‌ای بصری از ستارگان است قرار می‌گیرند و ستارگان پرنورتر یا ویژه، نام یا عنوان خاصی داشتند که گاه نسبت آن‌ها را با صورت فلکی‌شان معین می‌کند (مانند ستارهٔ [[قلب‌العقرب]] در [[صورت فلکی عقرب]]).

در سال ۱۶۰۳ میلادی ستاره‌شناس آلمانی [[یوهان بایر]] ۱۶ نقشهٔ صورت‌های فلکی را ترسیم کرد و به هریک از ستارگان یکی از حروف الفبای یونانی را اختصاص داد، به این ترتیب که نخستین حرف الفبا ویژه روشن‌ترین ستاره آن صورت باشد و به همین ترتیب از حرفی به حرف دیگر برسد و اگر شمارهٔ ستارگان صورتی از عدد ۲۴ شمارهٔ حروف [[الفبای یونانی]] تجاوز کرده، باقی ستارگان را با حروف الفبای لاتینی نمایانده است.<ref name="ReferenceA">آرام، احمد: اطلاعاتی دربارهٔ قسمتی از علم نجوم عربی و اسلامی (بروج - منازل قمر - انواء به دو مفهوم عربی و یونانی آن. در: مجله «معارف اسلامی» (سازمان اوقاف). اسفند ۱۳۴۵ - شماره ۲. (از صفحه ۶۶ تا ۸۴).</ref>

پس از آن‌که با اکتشاف دوربین‌های بزرگ شمارهٔ ستارگان هر صورت فلکی رو به فزونی گذاشته، اخترشناسان از نشانه‌های دیگری، ازجمله اعداد، برای شناساندن بازماندهٔ ستارگان هر صورت استفاده کردند.
نخستین کسی که چنین کرد ستاره‌شناس انگلیسی [[جان فلمستید]] بود. وی در جدول مشهور ستارگان خویش که چاپ آن در ۱۷۲۵ م پایان پذیرفت، نزدیک به سه هزار ستاره را با تعیین طول و عرض آن‌ها آورده است. امروزه هر زمان از جدول او انتخابی شود، ستاره مورد نظر را با عدد آن جدول می‌نمایند و پیش از آن حرف Fl را که اشاره به نام فلمستید است قرار می‌دهند.<ref name="ReferenceA"/>

== درخشندگی ==
{| class="wikitable" style="float: left; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''بیست ستاره روشن قدر اول''
! ترتیب{{سخ}}روشنایی !! ستاره !! قدر{{سخ}}ظاهری!!درجه{{سخ}}قدر
|-
| ۱||[[شباهنگ (ستاره)|شباهنگ]]|| ۱٫۴۵- ||I
|-
| ۲||[[سهیل]]|| ۰٫۶۵-||I
|-
| ۳|| [[کرکس نشسته]]|| ۰٫۰۰||I
|-
| ۴||[[عیوق]] || ۰٫۰۵||I
|-
| ۵||[[آلفا قنطورس]] || ۰٫۱۰||I
|-
| ۶||[[نگهبان شمال]]|| ۰٫۱۵||I
|-
| ۷||[[رجل الجبار]] ||۰٫۱۵||I
|-
| ۸||[[شعرای شامی]] ||۰٫۴۰ ||I
|-
| ۹|| [[ابط الجوزا]]|| ۰٫۴۵||I
|-
| ۱۰|| [[آخرالنهر]]|| ۰٫۴۵||I
|-
| ۱۱||[[بتا قنطورس]] ||۰٫۵۵ ||I
|-
| ۱۲|| [[کرکس پرنده]]||۰٫۷۵ ||I
|-
| ۱۳|| [[بزبان]]||۰٫۸۵||I
|-
| ۱۴||[[قلب العقرب]] ||۱٫۰۵ ||I
|-
| ۱۵||[[بتا جوزا]] ||۱٫۱۵ ||I
|-
| ۱۶|| [[فم الحوت]]|| ۱٫۱۵||I
|-
| ۱۷|| [[ذنب]]|| ۱٫۲۵||I
|-
| ۱۸|| [[آلفا صلیب]]|| ۱٫۲۵||I
|-
| ۱۹|| [[بتا صلیب]]|| ۱٫۲۵||I
|-
| ۲۰|| [[قلب الاسد]]|| ۱٫۳۵||I
|}

{{اصلی|قدر ظاهری}}
از زمان باستان ستارگان بر اساس درخشندگی ظاهری تقسیم می‌شده‌اند. چشم ظاهری حدود ۶۰۰۰ ستاره را می‌تواند مشاهده کند. از نظر [[قدر ظاهری|روشنایی [قدر] ظاهری]] رتبه‌بندی [قدر] ستارگان چنین است:<ref>جهان دانش، ابن مسعودی، مؤسسه فرهنگی اهل قلم، ۱۳۸۱، ص ۸۸.</ref>
* قدر اول: ۲۰ ستاره روشنتر
* قدر دوم: حدود ۵۰ ستاره
* قدر سوم: حدود ۲۰۰ ستاره معرفی شده‌اند
* قدر چهارم: تنها حدود ۴۷۰ ستاره به‌طور ویژه معرفی شده‌اند
* قدر پنجم: تنها حدود ۲۲۰ ستاره به‌طور ویژه معرفی شده‌اند
* قدر ششم: تنها حدود ۵۰ ستاره به‌طور ویژه معرفی شده‌اند

== اندازه‌گیری ==
به علت بزرگ بودن ستارگان بیان ابعاد آن‌ها در [[واحدهای اس‌آی]] کار دشواری است و به همین دلیل اندازه دیگر ستارگان را بر اساس اندازه خورشید بیان می‌کنند:

:{|
|[[جرم خورشید]]:
|<math>\begin{smallmatrix}M_\odot = 1.9891 \times 10^{30}\end{smallmatrix}</math> [[کیلوگرم]]<ref name="constants">{{cite journal | author = Sackmann, I. -J. ; Boothroyd, A. I. | title=Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars | journal=The Astrophysical Journal | year=2003 | volume=583 | issue=2 | pages=1024–۱۰۳۹ | bibcode=2003ApJ...۵۸۳٫۱۰۲۴S | doi=10٫۱۰۸۶/۳۴۵۴۰۸ |arxiv = astro-ph/۰۲۱۰۱۲۸}}</ref>
|-
|[[درخشندگی خورشید]]:
|<math>\begin{smallmatrix}L_\odot = 3.827 \times 10^{26}\end{smallmatrix}</math> [[وات]]<ref name="constants"/>
|-
|[[شعاع خورشید]]:
|<math>\begin{smallmatrix}R_\odot = 6.960 \times 10^{8}\end{smallmatrix}</math> [[متر]]<ref>{{cite journal
 | author= Tripathy, S. C. ; Antia, H. M.
 | title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius
 | journal=Solar Physics | year=1999
 | volume=186 | issue=1/۲ | pages=1–۱۱
 | bibcode=1999SoPh..۱۸۶....۱T | doi = 10٫۱۰۲۳/A:۱۰۰۵۱۱۶۸۳۰۴۴۵
}}</ref>
|}

== انرژی ==
[[انرژی]] ستارگان ناشی از [[واکنش هسته‌ای|واکنش‌های]] هسته‌ای است. ماده اصلی تشکیل‌دهندهٔ ستارگان [[رشته اصلی]]، [[هیدروژن]] است. هیدروژن موجود در ستارگان طی [[فرایند]] [[همجوشی هسته‌ای]] به [[هلیوم]] تبدیل می‌شود و در حین این واکنش گرما و [[نور]] بسیار زیادی [[تابش الکترومغناطیسی|تابش]] می‌یابد.

== سرگذشت ==
[[پرونده:H-R diagram -edited-3.gif|چپ|بندانگشتی|250px|[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]]]]
{{اصلی|تکامل ستارگان}}
به‌طور کلی چرخهٔ تبدیل مواد بینِ‌ستاره‌ای به ستاره‌ها که در نتیجهٔ این چرخه واکنش‌های هسته‌ای با عناصر سنگین غنی می‌شود و سپس به‌صورت [[باد ستاره‌ای]] یا [[سحابی سیاره‌نما|سحابی سیاره‌ای]] یا اَبَرنواختر به فضای میان‌ستاره‌ای بازمی‌گردد را اخترش <sup>astration</sup> می‌گویند.<ref>واژه‌های مصوّب فرهنگستان تا پایان سال ۱۳۸۹ (مجموع هشت دفتر فرهنگ واژه‌های مصوّب فرهنگستان)</ref>

=== زایش ===
{{اصلی|زایش ستارگان}}
تولد ستارگان در ناحیه‌هایی از فضا که نام [[سحابی]] دارند صورت می‌گیرد بدین صورت که ملکول‌های هیدروژن که در ناحیه‌های بزرگی از فضا پراکنده هستند آرام آرام به هم نزدیک می‌شوند و زمانی که ستاره به تعادل هیدرودینامیکی برسد [[پیش‌ستاره]] و زمانی که بتواند همجوشی هسته‌ای انجام دهد تا انرژی خود را آزاد کند یک ستارهٔ [[رشته اصلی]] به‌شمار می‌آید. حداقل جرم ستاره برای سوزاندن هیدروژن ۰٫۱ [[جرم خورشید]]، سوزاندن هلیوم ۰٫۴ جرم خورشید، سوزاندن کربن ۵ برابر جرم خورشید و سوزاندن نئون نیاز به جرمی برابر ۸ جرم خورشید دارد.

=== عمر ===
{{اصلی|عمر ستارگان}}
هر ستاره دارای دوره عمر می‌باشد که بسته به نوع ستاره متفاوت است. ستارگان حجیم با نور بیشتر و حرارت زیاد عمر کوتاهتری نسبت به ستارگان کم نور و کوچک دارند. پایان عمر هر ستاره بستگی به میزان ذخیره هیدروژن در آن دارد. زمانی که هیدروژن درون ستاره‌ای پایان یابد هلیوم تبدیل به سوخت اصلی می‌شود و می‌سوزد. سوختن هلیوم سبب ایجاد گرمای بسیار زیادی می‌شود که تا آن زمان در ستاره پیش نیامده بوده است (این مراحل تا سوزاندن سیلیسیم پیش می‌رود زیرا تولید آهن که از همجوشی سیلیسیم به وجود می‌آید فرایندی گرماگیر و نه گرماده است) این گرمای زیاد سبب انبساط ستاره می‌شود و حجم آن را چند برابر می‌کند؛ مثلاً اگر زمانی خورشید شروع به سوزاندن هلیوم کند آنقدر انبساط می‌یابد که زمین در حجم زیاد آن محو می‌شود. این انبساط تا سر حد مریخ ادامه پیدا کرده و سپس متوقف می‌شود. مرحلهٔ بعدی بستگی به نوع ستاره دارد. ستارگان عظیم پس از این مرحله آنقدر انبساط یافته‌اند که دیگر نمی‌تواند جاذبه‌ای روی سطوح بیرونی خود داشته باشند. پس از آن این ستارگان منفجر شده و تبدیل به [[نواختر]] می‌گردند. هرچه ستاره بزرگ‌تر باشد میزان نواختر بزرگ‌تر خواهد بود. غول‌ها تبدیل به [[ابرنواختر]] می‌گردند. پس از آن این ستاره‌ها بسته به نوع نواختر ادامه عمر می‌دهند. نواخترهای معمولی تبدیل به [[کوتوله سفید|کوتوله]] شده و عمری طولانی را آغاز می‌کنند. اما ابرنواخترها در خود فرو می‌ریزند و بسته به جرم هسته آن‌ها ستارگان بسیار کوچکی و چگالی به نام [[ستاره نوترونی|ستارگان نوترونی]] به‌وجود می‌آورند. این ستارگان عمر طولانی دیگری در پیش خواهند داشت. بعد از آن کوتوله‌ها یا کوتوله‌های سفید تبدیل به [[کوتوله سیاه]] شده و تا آخر جهان زندگی خواهند کرد. اگر جرم آن بسیار زیادتر از این موارد باشد تبدیل به [[سیاهچاله]] می‌شود.
{{-}}
{| class="wikitable" style="margin: 1em auto 1em auto;"
|-
!valign="bottom"| نوع{{سخ}}سوخت
!valign="bottom"| دمای سطح{{سخ}}(میلیون کلوین)
!valign="bottom"| چگالی{{سخ}}(kg/cm<sup>۳</sup>)
!valign="bottom"| مدت زمان سوزاندن{{سخ}}(سال)
|- style="text-align:center;"
|| [[هیدروژن]]
|| ۳۷
|| ۰٫۰۰۴۵
|| ۸٫۱ میلیون
|- style="text-align:center;"
|| [[هلیوم]]
|| ۱۸۸
|| ۰٫۹۷
|| ۱٫۲ میلیون
|- style="text-align:center;"
|| [[کربن]]
|| ۸۷۰
|| ۱۷۰
|| ۹۷۶
|- style="text-align:center;"
|| [[نئون]]
|| ۱٬۵۷۰
|| ۳٬۱۰۰
|| ۰٫۶
|- style="text-align:center;"
|| [[اکسیژن]]
|| ۱٬۹۸۰
|| ۵٬۵۵۰
|| ۱٫۲۵
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| ۳٬۳۴۰
|| ۳۳٬۴۰۰
|| ۰٫۰۳۱۵<ref>۱۱٫۵ روز یا ۰٫۰۳۱۵ سال.</ref>
|}

== ستارهٔ متغیر ==
{{اصلی|ستاره متغیر}}
[[پرونده:Mira 1997.jpg|بندانگشتی|این تصویر توسط تلسکوپ فضایی هابل شکل نامتقارن ستاره غول قرمز میرا را نشان می‌دهد. این ممکن است به دلیل چرخه‌های انبساط-انقباض یا ویژگی‌های سطحی حل نشده باشد.]]
تعادل ستاره زمانی بدست می‌آید که دو نیروی همجوشی (رو به بیرون) و گرانش (رو به درون) با هم برابر باشند اما هنگامی که یک ستاره به اواخر عمر خود می‌رسد و همجوشی آن دچار تغییراتی می‌شود روندی پیش می‌آید که گاهی همجوشی نیروی بیشتری وارد می‌کند و ستاره بزرگ و پرنور می‌شود و گاهی گرانش غلبه کرده و ستاره کوچک و کم‌نور می‌شود به این ستارگان ستارگان متغیر می‌گویند که آن‌ها دارای انواع زیادی هستند مانند [[متغیر دلتا قیفاووسی]]، [[متغیر دلتا سپری]]، [[متغیر آرآر شلیاقی]]، متغیر [[شگفت‌اختر|متغیر میرا]] و متغیر نامنظم

== رده‌بندی ستارگان ==
{| class="wikitable" style="float: left; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''دمای سطحی برای{{سخ}}کلاس‌های مختلفی از ستارگان''<ref>{{cite web
 | last = Smith | first = Gene | date =1999-04-16
 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title = Stellar Spectra
 | publisher = University of California, San Diego
 | accessdate = 2006-10-12}}</ref>
! کلاس
! دما
! ستاره نمونه
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| ۳۳٬۰۰۰ K یا بیشتر
| [[زتا مارافسای]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| ۱۰٬۵۰۰–۳۰٬۰۰۰ K
| [[پای شکارچی]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| ۷٬۵۰۰–۱۰٬۰۰۰ K
| [[کرکس پرنده]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| ۶٬۰۰۰–۷٬۲۰۰ K
| [[شعرای شامی]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| ۵٬۵۰۰–۶٬۰۰۰ K
| [[خورشید]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| ۴٬۰۰۰–۵٬۲۵۰ K
| [[اپسیلون هندی]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| ۲٬۶۰۰–۳٬۸۵۰ K
| [[پروکسیما قنطورس]]
|}
{{اصلی|رده‌بندی ستارگان}}
ستارگان بر اساس رنگ (که ناشی از دمای سطحی است) به دسته‌های O, B, A, F, G, K, M تقسیم می‌شوند.
{{-}}

== تجمع ستارگان ==
به گروهی از ستارگان که با نیروی گرانش به هم پیوستگی داشته باشند [[خوشه ستاره‌ای]] می‌گویند که در دو دستهٔ [[خوشه ستاره‌ای باز]] و [[خوشه ستاره‌ای کروی]] تقسیم می‌شوند. خوشه‌های ستاره‌ای کروی در مرکز کهکشان‌ها یافت می‌شوند و معمولاً عمر بسیار بیشتری دارند. اما اگر فقط دو ستاره در کنار هم باشند به آن [[ستاره دوتایی]] گفته می‌شود.

== نظر پیشینیان ==
[[ابن سینا]] ستاره را چنین تعریف می‌کند: جسمی است بسیط، کروی که جایگاه طبیعی آن در فلک است. روشنی می‌بخشد و قابل کون و فساد نیست. بر فراز مرکز، بی‌آنکه بر آن احاطه داشته باشد در حرکت است.<ref>ابن سینا، حدود یا تعریفات با مقدمه و تعلیقات مترجم همراه با متن عربی، ترجمهٔ محمد مهدی فولادوند، دوم. تهران: انتشارات سروش ۱۳۶۶</ref>

== ستاره‌ها و سوخت جریان در مرکز کهکشان راه شیری ==
یک جریان خروجی بسیار بزرگ از ذرات شارژ شده که به شکل یک آبفشان است، در مرکز کهکشان راه شیری کشف گردید. این جریان خروجی به کشیدگی و درازای ۵۰٬۰۰۰ [[سال نوری]] از صفحه کهکشانی است. محققین بر این باورند که سوخت و انرژِی این جریان شدید ذرات، از شکل‌گیری ستاره‌ها تأمین می‌شود.<ref>{{cite web|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2013/01/130102140156.htm|title=Galactic Geysers Fueled by Star Stuff|publisher=(دانش روزانه)Science Daily|date=۲ ژانویه ۲۰۱۳|accessdate=۵ فوریه ۲۰۱۳}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nature.com/nature/journal/v493/n7430/full/nature11734.html|title=Giant magnetized outflows from the centre of the Milky Way|work=Nature|date=3 January 2013|accessdate=5 February 2013}}</ref>

== چشمک ستاره ==
[[پرونده:M40 (Winnecke 4) (noao-m40).jpg|بندانگشتی]]
به غیر از خورشید دیگر ستارگانی که در آسمان می‌بینیم، در فاصله بسیار دوری از ما قرار گرفته‌اند، به طوری که حتی از پشت تلسکوپ تنها به شکل نقطه ای نورانی به نظر می‌رسند، زمانی که به یک ستاره نگاه می‌کنیم، آشفتگی‌های موجود در [[جو زمین]] باعث می‌شود نوری که از آن ستاره به چشم ما می‌رسد در جهات مختلف دچار شکست شود. در نتیجه ستاره از نظر ما [[چشمک]] می‌زند.

ستاره‌های دوتایی ممکن است نامرئی باشند. در برخی حالات، ستاره دو سامانه ستارگان دو تایی کوتوله قهوه ای کم نور یا ستاره ای نوترون است که شناسایی آن تنها از طریق اثرات گرانشی که روی ستاره همدم خود می‌گذارد، امکان‌پذیر است.

== نگارخانه ==
<gallery>
پرونده:Edwin Blashfield - Spring Scattering Stars.jpg|alt=|[[بهار در حال پاشیدن ستاره‌ها]] اثر ادوین بلاشفیلد
پرونده:VanGogh-starry night ballance1.jpg|alt=|[[شب پرستاره]] اثر [[وینسنت ون گوگ]]
پرونده:Starry Night Over the Rhone.jpg|alt=|نقاشی [[شب پرستاره برفراز رن]]
</gallery>

== جستارهای وابسته ==
* [[تکامل ستارگان]]
* [[فهرست ستارگان]]
* [[فهرست صورت‌های فلکی]]
* [[ستاره متغیر]]
* [[فهرست نام‌های سنتی ستارگان]]
* [[فهرست بزرگ‌ترین ستارگان شناخته‌شده]]
* [[عمر ستارگان]]
* [[فهرست روشن‌ترین ستارگان]]

== منابع ==
{{پانویس|۲}}
* Wikipedia contributors, "Star," Wikipedia, The Free Encyclopedia, http://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Star&oldid=445855370 (accessed September 6, 2011).
http://space.about.com/od/stars/p/What-Is-A-Star.htm

== پیوند به بیرون ==
* [https://web.archive.org/web/20071208200544/http://www.khorshidvash.com/akhtarshenasi/setareha-ztf.html زایش، تکامل و فرجام ستارگان]

{{ستاره‌ها}}
{{تاریخ بزرگ}}

[[رده:اجرام آسمانی]]
[[رده:اخترشناسی ستارگان]]
[[رده:ستارگان|*]]
[[رده:مفهوم‌ها در اخترشناسی]]
[[رده:منابع روشنایی]]