Redigerer Stjerne

{{andrebetydninger}}
{{Flere bilder
| justering   = right
| retning     = vertikal
| bredde      = 280
| bilde1      = Starsinthesky.jpg
| bildetekst1 = En stjernedannende region i [[den store magellanske skyen]].{{Byline|[[Hubble-teleskopet]]}}
| bilde2      = NGC602.jpg
| bildetekst2 = [[NGC 602]] er betegnelsen for en bestemt ung, lys og åpen stjernehop som ligger i [[den lille magellanske skyen]], en satellittgalakse til [[Melkeveien]].{{Byline|Hubble-teleskopet}}
}}
En '''stjerne''' er et massivt og lyssterkt [[himmellegeme]] som består av delvis [[Ionisering|ionisert]] gass, såkalt [[plasma]]. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del [[degenerert materie]]. Den nærmeste stjernen sett fra [[jorden]] er [[solen]], 
som forsyner planeten med nok [[energi]] til å opprettholde [[liv]] her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller [[lysforurensning|menneskeskapt belysning]]. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter. 

Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen i [[stjernebilde]]r og [[asterisme]]r og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre [[teleskop]]er gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte [[stjernebetegnelse]]r. [[Astronom]]er kan dessuten bestemme [[masse]], alder, [[metallisitet|kjemisk sammensetning]] og andre egenskaper ut fra en stjernes [[Astronomisk spektroskopi|spektrum]], [[luminositet]] og [[Stjernekinematikk|bevegelse]] gjennom rommet. 

I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra [[kjernefysisk fusjon]] av [[atomkjerne]]r. Energien transporteres gjennom stjernen og [[Stråling|stråles]] ut i [[ytre rom|verdensrommet]]. [[stjernenukleosyntese|Fusjonsprosesser]] i tunge stjerner, samt [[supernovanukleosyntese|prosesser]] når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende [[grunnstoff]]ene i [[universet]].

En stjernes liv starter med et [[gravitasjonskollaps]] i en [[molekylsky]] bestående av [[hydrogen]], [[helium]] og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang.<ref name="sunshine" /> En kombinasjon av stråling og [[Konveksjon|konvektive]] prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot [[Tyngdekraft|gravitasjonskreftene]] og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogen[[drivstoff]]et i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4&nbsp;[[solmasse]]r<ref name="late stages" /> seg og blir [[rød kjempe|røde kjemper]]. I noen tilfeller fusjoneres tyngre [[grunnstoff]] i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer.<ref name="forskning" />

[[Dobbeltstjerne|Dobbelt]]- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile [[bane]]r. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling.<ref name="iben" /> Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en [[Stjernehop|hop]] eller en [[galakse]].

En stjerne lyser på grunn av [[fusjon]]. Stjernen består stort sett av [[hydrogen]] og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid.

== Observasjonshistorie==
{{Utdypende artikkel|Stjerneforskningens historie}}
[[Fil:Dibuix de Leo.png|thumb|Mennesker har sett mønstre i stjernene siden antikken.<ref name="forbes" group=L /> Denne skildringen av stjernebildet [[Løven]] fra 1690 er av [[Johannes Hevelius]].<ref name="Hevelius1690" group=L />]]
Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, for [[Astronomisk navigasjon|navigasjon]] og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen om [[fiksstjerne]]r utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen i [[stjernebilde]]r. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokale [[religion]]en.<ref name="storia delle costellazioni" /> 

Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av [[Babylonia|babylonerne]] som ga de nåværende stjernebildene i [[Dyrekretsen]] sine navn.<ref name="Dyrekretsen" /> De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også [[oldtidens Egypt]] hadde fremstående kunnskaper innen astronomi og [[astrologi]]. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) [[stjernekart]] som er funnet i nærheten av [[Luxor]] i [[Egypt]].<ref name="Spaeth" />

Astronomene i [[antikkens Hellas]] og [[Romerriket]] stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet var [[Hipparkhos (astronom)|Hipparkhos fra Nikea]] den første til å observere en [[nova (stjerne)|nova]], og basert på estimater utarbeidet han en katalog som inkluderte posisjonen til {{formatnum:1020}}&nbsp;stjerner.<ref name="Pinotsis" /> Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra den [[gresk mytologi|greske mytologien]].<ref name="Stjernebilder" /> Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalte {{språk|el|πλανῆται}} (''planētai'', ''vandrere'')<ref name="Lidell" /> fikk navn etter noen av [[Olympos]]' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene. I dag vet vi at dette ikke er stjerner, men [[planet]]ene i vårt eget [[solsystemet|solsystem]].<ref name="Lidell" />

I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomen [[Abu Rayhan Biruni|Al-Biruni]] vår [[galakse]], [[Melkeveien]], som en samling av [[Stjernetåke|tåkete]] stjerner.<ref name=Saliba /> Også datidens [[Kinesisk astronomi|kinesiske astronomer]] innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var [[supernova]]er, som de møysommelig registrerte.<ref name="clark" />

I 1584 publiserte [[Giordano Bruno]] verket ''De l'infinito universo e mondi'', der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem.<ref name="he history" /> For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo [[Isaac Newton]] at de var jevnt fordelt i alle retninger.<ref name="Archives" /> [[William Herschel]], som oppdaget [[dobbeltstjerne]]ne, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i [[universet]]. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet [[Skytten]].<ref name="Proctor" />

[[Joseph von Fraunhofer]] og [[Pietro Angelo Secchi]] var to pionerer innen [[spektroskopi|stjernespektroskopien]], som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet [[Elektromagnetisk spekter|spektrum]] av solen med andre stjerner, for eksempel [[Sirius]], og fant forskjeller i [[spektrallinje]]nes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum,<ref name="MacDonnell" /> men det nåværende systemet ble utviklet av [[Annie Jump Cannon]].

På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy var [[fotografi]]et. [[Karl Schwarzschild]] oppdaget at en stjernes farge, og dermed dens [[effektiv temperatur|effektive temperatur]], kunne måles ved å sammenligne stjernenes [[tilsynelatende størrelsesklasse]] ved ulike [[bølgelengde]]r. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført av [[Ejnar Hertzsprung]] og [[Henry Norris Russell]], da de utviklet [[Hertzsprung-Russell-diagram]]met. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen [[kvantemekanikk]]en som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå den [[kjemi]]ske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.<ref name="new cosmos" group=L />

Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte [[eksoplanet]]er. I 1990 ble [[pulsar]]en [[PSR B1257+12]] oppdaget i stjernetegnet [[Jomfruen]], 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren &ndash; som dermed ble det første kjente [[planetsystem]]et utenfor vårt eget solsystem.<ref name="PSR" /> Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per {{Antall eksoplaneter|dato}} er totalt {{Antall eksoplaneter|antall_planeter}} eksoplaneter blitt oppdaget.<ref name="Encyclopedia" />

== Stjernebetegnelser==
{{Utdypende artikkel|Stjernebetegnelse|Astronomiske navnekonvensjoner|Stjernekatalog}}
Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra den [[babylon]]ske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs den [[Ekliptikken|ekliptiske]] banen, ble grunnlaget for [[astrologi]]en.<ref name="koch95" group=L /> Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med [[arabisk]]e eller [[latin]]ske betegnelser.

I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egne [[mytologi|myter]].<ref name="mythology" /> For [[Antikkens Hellas|antikkens grekere]] representerte noen «stjerner», kjent som [[planet]]er ({{språk|el|πλανήτης|lenke}} (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planetene [[Merkur]], [[Venus]], [[Mars (planet)|Mars]], [[Jupiter]] og [[Saturn]] fikk navn etter.<ref name="mythology" /> [[Uranus]] og [[Neptun (planet)|Neptun]] er også oppkalt etter [[Gresk mytologi|greske]] og [[Romersk mytologi|romerske guder]], men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.

Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen [[Johann Bayer]] skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som [[Bayerbetegnelse|betegnelse]] for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er [[Alfa Centauri]]. Senere nummersystemer basert på stjerners [[rektascensjon]] ble oppfunnet og lagt til [[John Flamsteed]]s stjernekatalog i hans bok ''«Historia coelestis Britannica»'' (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt ''[[Flamsteedbetegnelse]]'' eller ''Flamsteednummerering''.<ref name="IAU2009" /><ref name="SEDS" /> Et eksempel på ''Flamsteedbetegnelse'' er [[51 Pegasi]]. 

I dag navngis stjerner og andre himmellegemer av [[Den internasjonale astronomiske union]] (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer.<ref name="naming" /> Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempel [[International Star Registry]], som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet,<ref name="naming" /> og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn.<ref name="Adams" />

== Måleenheter ==
De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i [[SI-systemet|SI-enheter]] som standard, men [[CGS-systemet|CGS-enheter]] brukes også (for eksempel måles ofte [[luminositet]] i [[erg]] per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:

:{|
|[[solmasse]]:
|''M<sub>&#664;</sub>'' = 1,9891×10<sup>30</sup>&nbsp;[[kilogram|kg]]<ref name="constants" />
|-
|[[solluminositet]]:
|''L<sub>&#664;</sub>'' = 3,827×10<sup>26</sup>&nbsp;[[watt]]<ref name="constants" />
|-
|[[solradius]]:
|''R<sub>&#664;</sub>'' = 6,960×10<sup>8</sup>&nbsp;[[Meter|m]]<ref name="Tripathy" />
|}

Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den [[store halvakse]]len hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte i [[astronomisk enhet|astronomiske enheter]] (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).

== Dannelse og utvikling ==
[[Fil:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|En kunstners tolkning av en stjernes fødsel.]]
{{Utdypende artikkel|Stjerneutvikling}}
Stjerner dannes gjennom [[gravitasjonskollaps]] i [[molekylsky]]er, områder med høyere [[Interstellar materie|materie]]tetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et [[vakuumkammer]] på jorden. Skyene består hovedsakelig av [[hydrogen]], rundt 23&ndash;28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er [[Oriontåken]].<ref name="Woodward" /> Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og [[ion]]iserer dem, noe som skaper en såkalt [[H II-region]].

Ved å observere stjernens [[Elektromagnetisk spekter|spektrum]], [[luminositet]] og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes [[masse]], alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et [[Hertzsprung-Russell-diagram]], gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.

=== Dannelsen av en protostjerne ===
{{Utdypende artikkel|Stjernedannelse|Protostjerne}}
Ifølge [[kinetisk teori]] befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes [[kinetisk energi|kinetiske energi]] og [[Gravitasjonskollaps|kollaps]] på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en [[supernova]] eller gjennom en kollisjon mellom to [[galakse]]r (kjent som [[starburstgalakse]]r). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for [[Jeans' ustabilitet]], begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.

Når skyen kollapser, dannes enorme ansamlinger av støv og gass som kalles [[Bok-kule]]r. Disse kan inneholde materialer tilsvarende opp til 50 solmasser. Når en kule kollapser og tettheten øker, omdannes etterhvert gravitasjonsenergien til varme og temperaturen stiger. En protostjerne dannes når kulen er blitt så kompakt at trykket i kjernen er høyt nok til at fusjon av hydrogen til helium begynner. Denne reaksjonen avgir nok energi til å motvirke videre kollaps og kulen når en [[hydrostatisk likevekt]].<ref name="Seligman" /> Disse nye stjernene er ofte omringet av en [[protoplanetarisk skive]].

Nye stjerner med mindre enn to solmasser kalles [[T Tauri-stjerne]]r og stjerner med større masser [[Herbig-Ae/Be-stjerne]]r. Disse nyfødte stjernene sender ut jetstrømmer av gass langs rotasjonsaksen, noe som skaper et fenomen kalt [[Herbig-Haro-objekt]].<ref name="Bally" />

=== Hovedserien ===
{{Utdypende artikkel|Hovedserien}}
Den lengste og mest stabile fasen i en stjernes livssyklus er perioden der den fusjonerer hydrogen til helium. Stjerner som er i denne fasen sies å tilhøre ''hovedserien''. Rundt 90 % av alle kjente stjerner befinner seg i hovedserien, og solen er et typisk eksempel.

Etterhvert som hydrogen forbrennes, vil det bli stadig mindre hydrogen og stadig mer helium i stjernens kjerne. Stjernens temperatur og luminositet øker da for at takten i fusjoneringen skal kunne opprettholdes.<ref name="Mengel" /> For solen har det blitt estimert at luminositeten har økt med rundt 40 % siden den nådde hovedserien for rundt 4,6 milliarder år siden.<ref name="Sackmann" />

Alle stjerner skaper en [[stjernevind]] av [[partikkel|partikler]] som forårsaker en kontinuerlig strøm av gass til verdensrommet. For de fleste stjerner er mengden materie som forsvinner ubetydelig. Solen taper bare 10<sup>-14</sup> solmasser hvert år, eller 0,01 % i løpet av hele dens livslengde.<ref name="Wood" /> Svært massive stjerner kan tape mellom 10<sup>-7</sup> og 10<sup>-5</sup> solmasser hvert år, noe som kan påvirke utviklingen deres betydelig.<ref name="Loore" /> Supermassive stjerner som begynner med mer enn 50 solmasser, kan miste over halvparten av sin masse i løpet av tiden de tilhører hovedserien.<ref name="Royal Greenwich" />

{{HR-diagram|width=280}}

Tiden en stjerne tilbringer i hovedserien avhenger først og fremst av mengden brensel og hastigheten den forbrenner dette brenslet med &ndash; med andre ord av den opprinnelige masse og luminositeten. For solen er denne tiden anslått å være rundt 10 milliarder år. Større stjerner bruker opp brenselet svært raskt og lever kun i kort tid i astronomisk målestokk. Små stjerner, kalt [[rød dverg|røde dverger]], bruker opp brenslet svært sakte, og det kan vare i flere titalls eller hundretalls milliarder år. Ved slutten av deres liv blir de helt enkelt mer lyssvake og går til slutt over til [[sort dverg|sorte dverger]].<ref name="late stages" /> Men ettersom livstiden hos røde dverger er langt over universets antatte alder på 13,7 milliarder år, ville funnet av en sort dverg medføre at noen gjeldede teorier må revurderes.

Foruten masse kan også andelen grunnstoff tyngre enn helium spille en betydelig rolle i stjernenes utvikling. Innen astronomien betraktes alle stoff tyngre enn helium som «[[metall]]iske» og den kjemiske [[Konsentrasjon (kjemi)|konsentrasjonen]] av disse stoffene kalles [[metallisitet]]. Denne metallisiteten kan påvirke hvor lang tid det tar for en stjerne å forbrenne sitt brensel, kontrollere dannelsen av [[magnetfelt]] og endre styrken til stjernevinden.<ref name="Pizzolato" /><ref name="UCL Astrophysics Group" /> Eldre stjerner, såkalte [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] II-stjerner, har markant tyngre metallisitet enn yngre populasjon I-stjerner på grunn av sammensettingen av molekylskyen de ble skapt i. Dette avhenger av at visse skyer anrikes med tyngre stoff ettersom eldre stjerner dør og støter bort store deler av sin materie.

=== Etter hovedserien ===
{{Utdypende artikkel|Rød kjempe}}
Når stjerner med en masse på minst 0,4 solmasser er i ferd med å bruke opp lageret sitt av hydrogen i kjernen, begynner de ytre delene å ekspandere voldsomt og kjøles ned; stjernen forvandles til en såkalt rød kjempe.<ref name="late stages" /> Rødfargen kommer av den senkede temperaturen. Om rundt 5 milliarder år, når solen blir en rød kjempe, kommer den til å bli så stor at den vil sluke [[Merkur]] og antakelig også [[Venus]]. Modeller anslår at solen kommer til å ekspandere til rundt 99 % av avstanden til jorden i dag (1 AU). Samtidig beregnes imidlertid jordens omløpsbane å ekspandere til rundt 1,7&nbsp;AU på grunn av solens tap av masse, og derfor antas det at jorden unngår å bli en del av solen.<ref name="sun_future" /> Jordens atmosfære og hav kommer imidlertid til å forsvinne fordi solens luminositet kommer til å øke et tusentalls ganger.

I en rød kjempe opp til 2,25 solmasser vil hydrogenfusjonen forsette i et skallager rundt kjernen.<ref name="hinshaw" /> Til slutt vil kjernen bli tilstrekkelig komprimert til å starte [[heliumfusjon]], stjernen krymper i radius og overflatetemperaturen øker igjen. For større stjerner går kjernereaksjonene i kjernen direkte over fra fusjon av hydrogen til fusjon av helium.<ref name="iben" />

Etter at stjernen har brukt opp heliumet i kjernen, fortsetter fusjonen i et skall rundt en het kjerne av [[karbon]] og [[oksygen]]. Stjernen følger så en utvikling som minner om den første fasen som rød kjempe, men med høyere overflatetemperatur.

==== Massive stjerner ====
{{Utdypende artikkel|Rød superkjempe}}

I løpet av fasen av heliumforbrenning ekspanderer stjerner med veldig høy masse (mer enn 9 [[solmasse]]r) til røde superkjemper. Når dette brenslet er brukt opp, kan de fortsette å fusjonere tyngre grunnstoff enn helium. Kjernen trykkes sammen av gravitasjonen til temperatur og trykk er tilstrekkelig høyt til å fusjonere karbon. Denne prosessen fortsetter med påfølgende stadier drevet av [[oksygen]], [[neon]], [[silisium]] og [[svovel]]. Mot slutten av stjernens livstid kan fusjonen skje i skall innover i stjernen (kan minne om løk i oppbygging). Hvert skall fusjonerer et bestemt stoff der det ytterste skallet forbrenner hydrogen, neste skall forbrenner helium og så videre, dog ikke samtidig.<ref name="Royal Greenwich Observatory" />

Den siste fasen nås når stjernen begynner å produsere [[jern]]. Siden jernkjerner er [[Bindningsenergi|tettere bundet]] enn alle andre grunnstoff, vil fusjon av jern ikke frigjøre energi, men tvert imot konsumere energi.<ref name="hinshaw" /> I supermassive stjerner dannes derfor en stor kjerne av jern. Disse tunge stoffene kan ta seg opp til overflaten av stjernene, som da kalles [[Wolf-Rayet-stjerne]]r som har en tett stjernevind som støter bort den ytre atmosfæren.

==== Kollaps ====
[[Fil:Crab Nebula.jpg|thumb|[[Krabbetåken]], restene av en [[supernova]] hvor supernova-eksplosjonen ble observert av flere ulike sivilisasjoner den 4. juli 1054.]]
En utviklet gjennomsnittlig stjerne kommer etter gjennomført forbrenning av tilgjengelig materiale til å støte bort sine ytre lag til en [[planetarisk tåke]]. Dersom det som da gjenstår er mindre enn 1,4 solmasser, krymper den til et relativt lite objekt (rundt jordens størrelse) som ikke er massivt nok til å komprimeres ytterligere. Disse [[kompakt objekt|kompakte objektene]] kalles [[hvit dverg|hvite dverger]].<ref name="Liebert" /> Den elektron-degenererte massen inne i en hvit dverg er ikke lenger en [[plasma]], selv om stjerner generelt beskrives som kuler av plasma. Hvite dverger vil til slutt kjøles ned til [[Sort dverg|sorte dverger]] etter svært lang tid.

I mer massive stjerner (over 1,4 solmasser) kommer fusjonen til å fortsette frem til jernkjernen har vokst seg så stor at den ikke lenger kan støtte sin egen masse. Ettersom fusjonen av jern ikke er en [[eksoterm reaksjon]], opphører det utgående termiske trykket som tidligere har hindret stjernen i å komprimeres ytterligere av gravitasjonen. Kjernen kommer plutselig til å kollapse når trykket blir så stort at [[elektron]]ene trykkes inn i [[proton]]ene, som så danner [[nøytron]]er og [[nøytrino]]er i et utbrudd av inverse [[betahenfall]]. Den lettere materien i de ytre delene av stjernen faller omgående inn mot nøytronkjernen og kastes så voldsomt tilbake i en [[supernova]]eksplosjon, på samme måte som en bølge «spretter» tilbake når den møter en vegg. Supernovaer er så kraftige at de for en kort periode kan lyse sterkere enn hele galaksen de befinner seg i. Når de oppstår i Melkeveien, har de historisk blitt observert som nye stjerner der ingen fantes tidligere.<ref name="supernova" />

Hoveddelen av materien i en stjerne blåses bort av supernova-eksplosjonen (noe som danner tåker som [[Krabbetåken]]),<ref name="supernova" /> og det som gjenstår er kompakte objekter som en [[nøytronstjerne]] (som noen ganger fremstår som en [[pulsar]]) eller, for de aller tyngste stjernene med en gjenværende masse på over fire solmasser, et såkalt [[sort hull]].<ref name="Fryer" /> I en nøytronstjerne er all materie i en tilstand kjent som nøytron-degenerert materie, muligens med enda mer eksotiske former for [[degenerert materie]] i kjernen. Inne i sorte hull er materien i en tilstand som enda ikke forstås av vitenskapen. De ytre bortstøtte lagene av døde og døende stjerner inneholder tyngre grunnstoff som kan gjenvinnes under dannelsen av nye stjerner. Dette er nødvendig for at jordlignende planeter, som nesten utelukkende består av tunge grunnstoffer, skal kunne oppstå. [[Stjernevind]]en fra store stjerner og utstrømningen fra supernovaer spiller en viktig rolle for den interstellare materiens egenskaper.<ref name="supernova" />

Når stjernen har gått tom for hydrogen sveller stjernen opp og blir til det vi kaller en rød kjempe. Disse kan være så store at de har en diameter stor nok til å kunne sluke jorda. På dette punktet vil stjernen også begynne å fusjonere tyngre stoffer. Helium vil bli brukt og stoffene blir tyngre og tyngre.

== Fordeling og antall ==
[[Fil:Sirius A and B artwork.jpg|thumb|En kunstnerisk fremstilling av en hvit dvergstjerne i bane rundt [[Sirius]].]]
Foruten isolerte stjerner som [[solen]], kan et [[Planetsystem|stjernesystem]] bestå av flere stjerner bundet til hverandre ved gravitasjon. Den enkleste og vanligste typen flerstjernesystem er [[dobbeltstjerne]]r, men system med tre eller flere stjerner kan også finnes. For systemer med tre stjerner er det vanlig at to av dem roterer rundt hverandre relativt nært, mens den tredje roterer rundt begge de to andre på en betydelig lengre avstand, siden en slik konfigurasjon er enklere å stabilisere enn mer symmetrisk konfigurasjoner. Større grupper, kalt [[stjernehop]]er, finnes også. Disse kan være alt fra et fåtall løst bundne stjerner til enorme [[Kulehop|kuleformede stjernehoper]] med opp til flere hundre tusen stjerner.

Det ble lenge feilaktig antatt at majoriteten av stjernene befinner seg i flerstjernesystemer. For veldig massive [[spektralklasse|klasse]] O- og B-stjerner har man lenge kjent til at kun rundt 20 % er alene. Fra dette ble det antatt at rundt samme forholdstall gjelder for samtlige stjerner. Undersøkelser av stjerner med lav masse har imidlertid vist at andelen enkeltstjerner øker jo lengre ned i størrelse man går, og for røde dverger er forholdet nesten omvendt med 75 % enkeltstjerner. Siden rundt 85 % av alle stjerner antas å være røde dverger, er de fleste stjerner følgelig enkeltstjerner.<ref name="Harvard-Smithsonian" />

Stjerner er gruppert i [[galakse]]r sammen med [[Interstellar materie|interstellar gass]] og støv. En typisk galakse inneholder hundretalls milliarder stjerner, og det finnes mer enn 100 milliarder galakser i [[det observerbare universet]].<ref name="Royal Greenwich Observatory2" /> Stjerner befinner seg imidlertid ikke kun i galakser – også intergalaktiske stjerner har blitt oppdaget.<ref name="Hubble News Desk" /> Totalt finnes det minst 70 [[trilliard]]er stjerner i det observerbare universet,<ref name="BBC News" /> 230 milliarder ganger flere enn de rundt 300 milliarder stjerner som [[Melkeveien]] antas å inneholde.

Den nærmeste stjernen sett fra [[jorden]], utenom solen, er [[Proxima Centauri]] som er 4,2 [[lysår]] unna, noe som tilsvarer 39,9 billioner (10<sup>12</sup>) kilometer. Det tar dermed 4,2 år for lys fra Proxima Centauri å nå jorden. Skulle man reise med samme hastighet som den romfergene oppnår (rundt {{formatnum:30000}}&nbsp;km/t) ville det tatt {{formatnum:150000}}&nbsp;år å reise dit.<ref name="Reise" group="lower-alpha" /> Dette er en vanlig avstand i den galaktiske skiven inkludert [[solsystemet]]s omgivelser.<ref name="Holmberg" /> Stjerner kan være mye nærmere hverandre nær galaksenes kjerner eller i kuleformede stjernehoper, og mye lengre fra hverandre i den [[galaktisk halo|galaktiske haloen]].

På grunn av de lange avstandene mellom stjerner utenfor galaksekjernene anses kollisjoner å være uvanlige. I tettere regioner, som i kjernen av de kuleformede stjernehopene eller i de galaktiske kjernene, kan det være vanligere.<ref name="DarkMatter" /> Slike kollisjoner antas å kunne resultere i [[blå etterslenger]] ([[engelsk]] ''blue stragglers''). Disse uvanlige stjernene har en høyere overflatetemperatur (og dermed blåere farge) enn andre hovedseriestjerner med samme [[luminositet]] i stjernehopen.<ref name="Lombardi" />

== Egenskaper ==
[[Fil:The sun1.jpg|thumb|Solen er den nærmeste stjernen fra jorden.]]
Nesten alle egenskaper ved en stjerne bestemmes av den opprinnelige massen; både viktige egenskaper som luminositet og størrelse og andre forhold som stjernens utvikling, livslengde og skjebne.

=== Alder ===
De fleste stjerner er mellom én og ti milliarder år gamle. Enkelte kan til og med være så gamle som nærmere 13,7 milliarder år, tilsvarende alderen på [[Universet]]. Den eldste stjernen som har blitt oppdaget, [[HE 1523–0901]], antas å være 13,2 milliarder år gammel.<ref name="Frebel" />

Jo mer massiv en stjerne er, desto kortere blir levetiden. Dette kommer først og fremst av at de største stjernene har et mye høyere trykk i kjerneregionen som fører til en raskere fusjon av hydrogen. De absolutt største stjernene har en levetid på ca. 10&nbsp;millioner år, mens de minste røde dvergene anslås å kunne eksistere opp til flere hundre milliarder år.<ref name="Naftilan" /><ref name="Laughlin" />

=== Kjemisk sammensetning ===
{{utdypende artikkel|Metallisitet}}
Når en stjerne dannes består massen av ca. 70 % [[hydrogen]], 28 % [[helium]], og en mindre andel tyngre [[grunnstoff]]. Disse tyngre stoffene kalles ''metaller'' innen astronomien, selv om mange av stoffene ikke regnes som metaller i andre sammenhenger. Målet på andelen tyngre grunnstoff angis derfor som [[metallisitet]]. Metallisiteten anslås ofte ut fra på andelen [[jern]] i stjernens atmosfære, fordi jern er et vanlig grunnstoff som er enkelt å oppdage og måle ved hjelp av [[Astronomisk spektroskopi|spektroskopi]]. Siden [[molekylsky]]ene der stjerner dannes stadig berikes med metaller fra supernova-eksplosjoner, kan en stjernes metallisitet gi en indikasjon på når stjernen ble dannet.<ref name="ESO 2006-09-12" />

Stjerner med kjente [[planet]]er, har en høyere andel tyngre grunnstoff enn gjennomsnittet av stjerner. Dette betyr at metallisiteten kan brukes som en indikator på hvor sannsynlig det er at stjerner har store planeter som kan være mulig å oppdage.<ref name="Fischer" /> Forholdet skyldes at en høyere andel tyngre grunnstoff påskynder prosessen med å danne «frøene», såkalte [[planetesimal]]er og [[protoplanet]]er, som etterhvert utvikles til planeter. For at store gasskjemper, som enkelt kan oppdages fra jorden, skal dannes, må eventuelle planetkjerner ha oppnådd en kritisk størrelse for å trekke til seg en stor del av gassen i omgivelsene før [[protostjerne]]n blåser bort gasskyen med sin kraftige [[stjernevind]].<ref name="metallicity" />

Stjernen med det laveste målte jerninnholdet er [[dvergstjerne]]n HE1327-2326 med bare 0,005&nbsp;[[promille|‰]] av solens jerninnhold.<ref name="ScienceDaily" /> Samtidig finnes stjerner som [[Mu Leonis|Rasalas]] med nesten dobbelt så mye jern som solen, og [[14 Herculis]] som har vist seg å ha et planetsystem med nesten tre ganger så mye jern.<ref name="Feltzing" /> Det finnes også kjemisk avvikende stjerner som viser uvanlig like mengder av visse stoff i sine spekter, spesielt [[krom]] og [[sjeldne jordarter|sjeldne grunnstoffer]].<ref name="Gray" group=L />

=== Diameter ===
[[Fil:Star-sizes.jpg|left|thumb|Stjerner varierer mye i størrelse. I hvert bilde i sekvensen vises objektene til høyre som det venstre objektet i den neste bolken. Jorden vises til høyre i bolk 1 og solen er den andre fra høyre i bolk 3.]]
På grunn av den store avstanden fra jorden ser alle stjerner bortsett fra solen ut til å være lysende punkter på nattehimmelen for det menneskelige øyet. De ser ofte ut til å [[Scintillasjon|blinke]] på grunn av optiske forstyrrelser i form av [[turbulens]] mellom varm og kald luft i [[jordens atmosfære]]. Disse temperaturforskjellene og forstyrrelsene i luften får lyset til å brytes i noe ulike retninger, noe som får oss til å tro at stjernen blinker, men det er bare en illusjon. Solen er også en stjerne, men den er nær nok til at øyet kan oppfatte den som en overflate i stedet for et punkt. Foruten solen er den stjernen som har størst diameter sett fra jorden, [[R Doradus]] med bare 0,057 [[buesekund]]er.<ref name="ESO 1997-03-11" />

De fleste stjerner har alt for liten [[vinkeldiameter]] til å kunne observeres fra jorden som mer enn et punkt med nåværende jordbaserte optiske [[teleskop]]. Derfor benyttes i stedet [[interferometri]]ske teleskoper for å kunne avbilde disse objektene. En annen teknikk for å måle vinkeldiameteren er gjennom [[okkultasjon]]. Ved å måle lysstyrken hos en stjerne så nøyaktig som mulig når den forsvinner bak [[månen]] (eller økningen i lysstyrken når den dukker opp igjen), kan stjernens vinkeldiameter beregnes.<ref name="Ragland" />

Stjerner varierer i størrelse fra [[nøytronstjerne]]r, som er mellom 20 og 40&nbsp;km i diameter, til superkjemper som [[Betelgeuse]] i [[stjernebilde]]t [[Orion (stjernebilde)|Orion]] med en diameter rundt 650 ganger større enn solens (rundt 0,9&nbsp;milliarder kilometer). Betelgeuse har imidlertid en lavere [[densitet|tetthet]] enn solen.<ref name="Davis" />

=== Stjernenes bevegelser ===
[[Fil:Pleiades large.jpg|thumb|[[Pleiadene]], en åpen [[stjernehop]] med stjerner i [[stjernebilde]]t [[Tyren]]. Disse stjernene deler en felles bevegelse gjennom rommet.<ref name="Loktin2006" />{{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende artikkel|Stjernekinematikk}}
Observasjoner av en stjernes bevegelse kan gi verdifull informasjon om stjernen, for eksempel kan det avgjøre om en stjerne er [[tyngdekraft|gravitasjonelt]] bundet til en gruppe andre stjerner. Målinger av stjerners bevegelser er også viktige for økt forståelse av galaksers struktur og dynamikk. 

En stjernes hastighet måles som to komponenter; [[radialhastighet]] i forhold til solen, og en tangentiell komponent som kalles stjernens [[egenbevegelse]]. Radialhastigheten finnes ved å måle [[rødforskyvning]]en i stjernens [[spektrallinje]]r som kommer fra [[dopplereffekt]]en. Jo større rødforskyvning, jo raskere beveger en stjerne seg bort fra oss. Motsatt vil blåforskyvning innebære at stjernen beveger seg mot oss. Egenbevegelsen måles med presise astronomiske instrumenter i milli[[buesekund]]er per år. Gjennom å måle opp stjernenes [[parallakse]] kan siden egenbevegelsen konverteres til hastighet. Stjerner med høy egenbevegelse er sannsynligvis relativt nær solen, noe som gjør dem til gode kandidater for målinger av parallaksen.<ref name="ESA 1999-09-10" />

Når begge hastighetene er kjente, kan stjernens romlige hastighet i forhold til solen eller galaksen beregnes. Blant nærliggende stjerner er det konstatert at [[Populasjon (astronomi)|populasjon]] I-stjerner generelt har lavere hastigheter enn eldre populasjon II-stjerner. Sistnevnte har elliptiske baner som er vinklet mot galaksens plan.<ref name="Johnson 54" /> Sammenligningen av bevegelsene hos nærliggende stjerner har også ført til oppdagelsen av stjerneassosiasjoner som sannsynlig er grupper av stjerner som deler et felles opphavssted i de gigantiske [[molekylsky]]ene.<ref name="Elmegreen 264" />

=== Magnetfelt ===
[[Fil:Tausco.jpg|thumb|Magnetfeltet på overflaten til [[SU Aurigae|SU&nbsp;Aur]] (en ung [[T Tauri-stjerne]]), rekonstruert ved hjelp av [[Zeeman-Doppler-metoden]].]]
{{Utdypende artikkel|Stjernemagnetfelt}}
En stjernes [[magnetfelt]] dannes i de indre regionene hvor [[konveksjon|konvektiv]] sirkulasjon finner sted. Disse bevegelsene av ledende plasma fungerer som en [[dynamoteori|dynamo]] og genererer magnetiske felt som strekker seg gjennom stjernen. Styrken på feltet varierer med massen og sammensetningen, mens mengden overflateaktivitet avhenger av stjernens rotasjonshastighet. Denne overflateaktiviteten skaper [[solflekk]]er som er regioner med sterke magnetfelt og lavere temperatur enn normalt. [[Koronaloop]]er er buer av magnetfelt som strekker seg ut i [[korona]]en fra aktive regioner. [[Solfakkel|Solfakler]] er voldsomme utbrudd av høyenergi-partikler fra solens overflate som sendes ut på grunn av samme magnetiske aktivet.<ref name="Brainerd 2005-07-06" />

Unge, raskt roterende stjerner har en tendens til å ha høye nivåer av overflateaktivitet på grunn av magnetfeltet. Disse feltene kan påvirke stjernens [[solvind]], som fungerer som en bremse, som sakte men sikkert reduserer stjernens rotasjon etter hvert som den blir eldre. Dermed har eldre stjerner som solen mye lavere rotasjonshastighet og mindre overflateaktivitet. Aktiviteten hos langsomt roterende stjerner varierer normalt i sykluser og kan nesten forsvinne helt i perioder.<ref name="Berdyugina 2005" /> Under for eksempel [[Maunder Minimum]] hadde solen en nær 70-årig periode nesten helt uten solflekker.

=== Masse ===
En av de mest massive stjernene man kjenner til er [[Eta Carinae]], med en masse på så mye som 100&ndash;150&nbsp;solmasser.<ref name="Nathan 1998" /> Den forventes å få et svært kort liv, maksimalt et par millioner år. En studie av [[Archeshopen]] antyder at 150 solmasser kan være nær den øvre grensen for stjerner i universets nåværende æra.<ref name="NASA 2005-03-03" /> Bakgrunnen for denne grensen er ikke helt kjent, men den kommer delvis av [[Eddington-luminositet|Eddington-grensen]], som definerer den maksimale mengden luminositet som kan passere gjennom en stjernes atmosfære uten å trykke denne med seg ut.

[[Fil:Ngc1999.jpg|thumb|[[Refleksjonståke]]n lyses opp av V380 Orionis (midten), en variabel stjerne med rundt 3,5&nbsp;ganger solens masse. Den sorte flekken i skyen er en enormt tomt hull og ikke en mørk tåke som tidligere antatt.{{Byline|NASA}}]]

De første stjernene som ble dannet etter [[Big Bang]] kan ha vært større, opp til 300 solmasser eller mer,<ref name="HSCA 2005-09-22" /> på grunn av at sammensetningen manglet grunnstoff tyngre enn [[litium]]. Den generasjonen med supermassive [[Metallisitet|populasjon III-stjerner]] er imidlertid borte for lenge siden og forekommer nå bare som teoretiske objekter.

Med en masse på kun 93&nbsp;[[Jupitermasse|''M''<sub>j</sub>]] er [[AB Doradus|AB Doradus C]] en av de minste, kjente stjernene som har en aktiv fusjonsprosess.<ref name="ESO 2005-01-01" /> For stjerner med en metallisitet som ligner solens beregnes den teoretisk minste mulige massen for å fortsatt kunne opprettholde fusjon av hydrogen i kjernen til å være rundt 75 ''M''<sub>j</sub>.<ref name="Boss 2001-04-03" /><ref name="Shiga 2006-08-17" /> Mindre stjerner enn dette kalles [[brun dverg|brune dverger]], noe som hører til et dårlig definert grenseland mellom stjerner og [[gasskjempe]]r. Hos disse forekommer ingen fusjon i kjernen.

Kombinasjonen av radius og masse hos en stjerne avgjør overflategravitasjonen. Superkjemper har en mye lavere overflategravitasjon enn hovedseriestjerner, mens det motsatte gjelder for degenererte, kompakte stjerner som [[hvit dverg|hvite dverger]]. Overflategravitasjonen kan påvirke utseendet til stjernens spekter, siden høy gravitasjon kan forårsake en utvidelse av [[absorpsjon]]s[[Spektrallinje|linjene]].<ref name="new cosmos" group=L />

=== Rotasjon ===
[[Fil:Achernar.jpg|thumb|Den deformerte stjernen [[Achernar]] (α Eridani) har fått sitt særegne utseende på grunn av den voldsomme rotasjonen.]]
{{Utdypende artikkel|Stjernerotasjon}}
Stjerners rotasjonshastighet kan estimeres enten gjennom [[spektroskopi|spektroskopiske målinger]], eller mer presist gjennom å spore [[Solflekk|stjerneflekker]]. Unge stjerner kan rotere over 100&nbsp;km/s ved ekvator. Eksempelvis har B-klasse-stjernen [[Achernar]] en rotasjonshastighet på minst 225&nbsp;km/s ved ekvator. Dette gjør at diameteren over ekvator er hele 50 % større enn mellom polene. Denne hastigheten er ikke langt fra den kritiske hastigheten på 300&nbsp;km/s, som ville bety at stjernen ville ha brutt fra hverandre.<ref name="ESO 2003-07-11" /> Til sammenligning roterer solen kun én gang per 25&ndash;35 dager med en ekvatorialhastighet på 1&nbsp;994&nbsp;km/s. Stjerners rotasjon bremses ned betydelig over tid på grunn av stjernens magnetfelt og stjernevind.<ref name="Fitzpatrick 2006-02-16" />

[[Kompakt objekt|Degenererte stjerner]] har krympet til en ekstremt kompakt masse, noe som resulterer i en rask rotasjon. De har imidlertid ganske lave rotasjonshastigheter sammenlignet med hva som kan forventes å bevare [[drivmoment]]et. Dette forklares av at en stor del av stjernens bevegelsemengdemoment går tapt i det omfattende massetapet gjennom stjernevinden.<ref name="Villata 1992" /> Til tross for dette kan rotasjonen være svært rask; en [[pulsar]] i hjertet av [[Krabbetåken]] roterer 30 runder per sekund.<ref name="ESO 1996-05-30" /> En pulsars rotasjonshastighet kommer til å avta sakte over tid blant annet fordi den sender ut stråling.

=== Temperatur ===
Overflatetemperaturen hos en hovedseriestjerne bestemmes av stjernens radius og hvor raskt energi frigjøres i kjernen, og avgjør ofte stjernens [[fargeindeks]].<ref name="astronomynotes 2007-08-20" /> Temperaturen gis ofte som den [[effektiv temperatur|effektive temperaturen]], noe som er temperaturen hos et ideelt [[svart legeme]] som stråler ut sin energi med samme luminositet per areal som stjernen. Merk at de effektive tallene bare er en representativ verdi, ettersom stjerner faktisk har en temperaturgradient som minker med økende avstand fra stjernen.<ref name="Seligman 2007" /> Temperaturen i kjerneregionen hos en stjerne er flere millioner [[Kelvin]] (K).<ref name="aps_mss" />

Stjernetemperaturen gir karakteristiske absorpsjonslinjer i spekteret. Overflatetemperaturen hos en stjerne brukes sammen med den [[absolutt størrelsesklasse|absolutte størrelsesklassen]] og spesielle kjennetegn i absorbsjonslinjene for å klassifisere stjernen.<ref name="new cosmos" group=L />

Massive hovedseriestjerner kan ha en overflatetemperatur på {{formatnum:50000}}&nbsp;Kelvin. Mindre stjerner, som solen, har en overflatetemperatur på et par tusen grader, mens røde kjemper har en relativt lav temperatur på rundt {{formatnum:3600}}&nbsp;K, men de har også en lav luminositet på grunn av sitt store areal.

== Stråling==
Den energien som frigjøres fra fusjon i stjerner, stråles til slutt ut i rommet som [[elektromagnetisk stråling]] og [[partikkelstråling]]. Partikkelstrålingen består av elektrisk ladede partikler som [[proton]]er, [[Alfapartikkel|alfapartikler]] og [[Betahenfall|betapartikler]] fra stjernens ytre lag, såkalt [[stjernevind]], og en konstant strøm av [[nøytrino]]er fra kjernen.

De store mengdene energi som frigjøres fra kjernen er grunnen til at stjerner lyser så sterkt. Hver gang to eller flere atomkjerner slås sammen for å danne en ny [[atomkjerne]] av et tyngre grunnstoff, frigjøres det energi i form av [[gammastråling]] fra reaksjonen. Denne energien omdannes til andre former for [[Elektromagnetisk stråling|elektromagnetisk energi]], inkludert [[lys|synlig lys]], gjennom den lange ferden fra stjernens sentrum og ut til overflaten.

[[Fil:Solar AM0 spectrum with visible spectrum background (no).png|thumb|250px|[[Svart legeme]]-modellen gir en god approksimasjon for stjerners strålingsspektra. Her ser vi hvordan solens spektrum (AM 0) ligger tett opptil spekteret til et ideelt svart legeme på 5777 [[kelvin|K]] før det har blitt filtrert gjennom atmosfæren.]]

En stjernes elektromagnetiske strålingsspekter kan i stor grad approksimeres som spekteret til et [[svart legeme]]. Et slikt spekter kjennetegnes ved at det bare avhenger av temperaturen – for stjerner den effektive [[Fotosfære|overflatetemperaturen]]. Hvilken farge stjernen fremstår å ha avhenger av i hvilket bølgelengdeområde strålingen har størst intensitet. Solen fremstår som hvit fordi den stråler med omtrent like sterk intensitet i hele det synlige området. Kaldere stjerner vil fremstå mer rødlige, mens varmere vil fremstå mer blålige. Oppfattet farge avhenger også av [[atmosfæren]] og av øyets ulike sensitivitet for ulike bølgelengder.<ref name="ATOE 2004" /> Utover det synlige området strekker strålingen seg særlig inn i [[UV]] og [[IR]]-området, sistnevnte kjenner vi som varme.

Ved å undersøke stjerners [[Elektromagnetisk spekter|spekter]] kan astronomer fastslå en rekke ulike egenskaper hos stjernen, blant annet overflatetemperatur, stoffsammensetning og hvor raskt stjernen roterer. Hvis avstanden til stjernen er kjent, kan også [[luminositet]]en regnes ut og med dette kan også massen og størrelse med mer avgjøres. Massen kan også måles direkte for stjerner i flerlegemesystemer, som for eksempel dobbeltstjerner. En annen teknikk for å beregne masser hos stjerner, er [[gravitasjonell mikrolinsing]].<ref name="Hubblesite 2004" /> Med disse parameterne kan også stjernens alder estimeres.<ref name="Garnett 2002" />

=== Luminositet ===
Innen astronomien er luminositet mengden [[lys]] og andre former for [[Elektromagnetisk stråling|strålingsenergi]] som en stjerne stråler ut per [[tid]]senhet. En stjernes luminositet avhenger av størrelsen og overflatetemperaturen. Flere stjerner viser imidlertid ikke en like stor strøm av energi over alt på overflaten. For eksempel har den raskt voksende stjernen [[Vega (stjerne)|Vega]] en høyere strøm av energi per kvadratmeter ved polområdene enn ved ekvator.<ref name="NOAO 2006" />

Vanlige variasjoner av energistrømmen er overflateflekker med lavere temperaturer og luminositet enn gjennomsnittet. Disse kalles for stjerneflekker, mer kjent som [[solflekk]]er i solens tilfelle. Kjempestjerner, spesielt de som tilhører et system med to eller flere stjerner, har generelt større og tydeligere stjerneflekker enn mindre stjerner og de kan dekke mer enn halve overflaten. Små røde dverger som [[Luyten 726-B|UV Ceti]] kan også ha omfattende stjerneflekker.<ref name="Berdyugina 2010-10-04" />

=== Størrelsesklasse ===
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''Antall stjerner lysere enn størrelsesklasse''
!Tilsynelatende<br />størrelsesklasse
!Antall&nbsp;<br />stjerner<ref name="NSO-SP 2010-10-04" />
|-
|style="text-align: center;"|0
|style="text-align: center;"|4
|-
|style="text-align: center;"|1
|style="text-align: center;"|15
|-
|style="text-align: center;"|2
|style="text-align: center;"|48
|-
|style="text-align: center;"|3
|style="text-align: center;"|171
|-
|style="text-align: center;"|4
|style="text-align: center;"|513
|-
|style="text-align: center;"|5
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 1602 }}
|-
|style="text-align: center;"|6
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 4800 }}
|-
|style="text-align: center;"|7
|style="text-align: center;"|{{formatnum: 14000 }}
|}
{{Utdypende artikkel|Tilsynelatende størrelsesklasse|Absolutt størrelsesklasse}}
Størrelsesklasse er et mål på stjerners og andre himmellegemers lysstyrke fordelt på tilsynelatende størrelsesklasse og absolutt størrelsesklasse. Tilsynelatende størrelsesklasse er lysstyrken hos en stjerne, som vi ser den fra jorden, noe som avhenger av stjernens luminositet, avstand, og hvorvidt lyset er filtrert på veien til observatøren på jorden &ndash; eksempelvis gjennom interstellare gasskyer og [[jordens atmosfære]]. De mest lyssterke stjernene i form av tilsynelatende størrelsesklasse, foruten solen, er [[Sirius]], [[Canopus]], [[Arcturus]], [[Alfa Centauri]], [[Vega (stjerne)|Vega]], [[Rigel]], [[Procyon]], [[Achernar]], [[Betelgeuse]] og [[Hadar|Beta Centauri]]. Absolutt størrelsesklasse er hva den tilsynelatende størrelsesklasse ville ha vært dersom avstanden mellom jorden og stjernen hadde vært 10&ndash;[[parsec]] (32,6&ndash;[[lysår]]) og er direkte relatert til stjernens luminositet.

Både den tilsynelatende og absolutte størrelsesklassen benytter en [[logaritmisk skala]]; en nivåforskjell på én på skalaen innebærer en forskjell i lysstyrke på ca. 2,5 ganger,<ref name="ATOE 2004-07-19" /> ([[Kvadratrot|Femteroten]] av hundre for å være nøyaktig). Dette betyr at en stjerne av første størrelsesklasse (+1,00) er rundt 2,5 ganger lysere enn en stjerne av andre størrelsesklasse (+2,00) og rundt 100 ganger lysere enn en stjerne av sjette størrelsesklasse (+6,00). De svakeste stjernene som kan sees av det menneskelige øyet under gode forhold, ligger rundt størrelsesklasse +6.

I begge skalaene innebærer en lavere verdi en lysere stjerne, og en høyere verdi innebærer en lyssvakere stjerne. De lyseste stjernene på begge skalaene har negative størrelsesklasser. Solen har en tilsynelatende størrelsesklasse på -26,7, mens den absolutte størrelsesklassen er knappe +4,83. Den lyseste stjernen på jordens stjernehimmel, Sirius, har en tilsynelatende størrelsesklasse på -1,44 og en absolutt størrelsesklasse på +1,41 (ca. 23 ganger sterkere enn solen). [[Canopus]], den nest lyseste stjernen på stjernehimmelen, har en svært høy absolutt størrelsesklasse på -5,53, noe som gjør at den har en luminositet som er rundt {{formatnum:14000}} ganger høyere enn solen. Men siden Sirius er betydelig nærmere jorden med en avstand 8,6&nbsp;lysår, sammenlignet med Canopus' 310&nbsp;lysår, ser Sirius enda lysere ut fra jorden, til tross for den store forskjellen i absolutt størrelsesklasse.

Stjernen [[LBV 1806-20]] har en av de høyeste absolutte størrelsesklassen man har funnet så langt, med en absolutt størrelsesklasse på -14,2. Hvis den befant seg på 10&nbsp;parsecs avstand fra jorden, ville den lyse flere ganger sterkere på himmelen enn fullmånen (tilsynelatende størrelsesklasse -12,6) og være vel så synlig i fullt dagslys. Stjernens luminositet er minst fem millioner ganger høyere enn solens.<ref name="LBV 1806-20" /> De svakeste stjerne man har oppdaget er røde dverger med en størrelsesklasse på 26, og en hvit dverg med størrelsesklasse på 28. De er så lyssvake at et lite stearinlys på månen ville være lettere å se fra jorden.<ref name="Hubblesite 2006" />

== Spektralklasse ==
{{Utdypende artikkel|Spektralklasse}}
[[Fil:Morgan-Keenan spectral classification.png|thumb|Morgan-Keenans oppdeling i spektralklasser.]]
Stjerner klassifiseres etter sine spekter fra type ''O'' som er svært varme til type ''M'' som er så kjølige at [[molekyl]]er kan dannes i atmosfæren. Hovedklassene, ordnet etter synkende overflatetemperatur, er ''O, B, A, F, G, K'' og ''M''. En rekke sjeldne spektralklasser har spesielle grupperinger, og de vanligste av disse er ''L'' og ''T'' som de kaldeste lavmassestjernene og [[brun dverg|brune dverger]] tilhører.

Hver bokstav har ti underklasser, fra varmest til kaldest, ''0'' til ''9''. Skalaen fungerer godt opp til de aller høyeste temperaturene, men de mest ekstreme stjernene på skalaen, klasse ''O0'' og ''O1'', eksisterer muligens ikke.<ref name="spektrum" />

Stjerner kan også klassifiseres etter ''luminositeteffekten'' i spektrallinjene, noe som korrelerer med størrelsen og bestemmes av overflategravitasjonen. Disse klassene finnes fra ''0'' ([[hyperkjempe]]r) og ''III'' ([[kjempestjerne]]r) til ''V'' (hovedseriedverger) og ''VII'' ([[Hvit dverg|hvite dverger]]). De fleste stjerner tilhører [[hovedserien]] som består av vanlig [[hydrogenforbrenning|hydrogenfusjonerende]] stjerner som opptrer som et smalt, diagonalt bånd når stjernene fremstilles på en graf med den absolutte størrelsesklassen oppstilt mot spektraltypen.<ref name="spektrum" /> Vår sol er en hovedseriestjerne av klasse ''G2V'' (gul dverg), noe som betyr at den har en middels høy temperatur og en normal størrelse.

Ytterligere betegnelser i form av gemene bokstaver kan følge spektraltypen for å indikere spesielle egenskaper i spekteret. For eksempel betyr en «''e''» at emisjonslinjer finnes, «''m''» betegner høye nivåer av metaller og «''var''» viser til variasjoner av spektraltype.<ref name="spektrum" />

Hvite dverger har egne typer som begynner med bokstaven ''D''. Disse er videre oppdelt i typene ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' og ''DQ'', avhengig av hvilke spektrallinjer som er mest fremtredende i spekteret. Disse bokstavene følges av en numerisk verdi som indikerer temperaturen.<ref name="WDRC" />

<div style="clear:both"></div><br />
<center>

{| class="wikitable"
|-
! Klasse
! Overflate temperatur<ref name=calib /><br />([[kelvin]])
! abbr="color" | Konvensjonell farge
! abbr="color" | Tilsynelatende farge<ref name="möre_1992"/><ref name="star-colours_2007"/><ref name=Charity/>
! Masse<ref name=calib/><br />([[Solmasse|M<sub>☉</sub>]])
! Radius<ref name=calib /><br />([[Solradius|R<sub>☉</sub>]])
! Luminositet<ref name=calib /><br />([[Solluminositet|L<sub>☉</sub>]])
! Eksempelstjerne
! Andel av alle<br />[[Hovedserien|hovedseriestjerner]]<ref name="LeDrew2001"/>
|- style="background:#9bb0ff;"
! O
| ≥&nbsp;33,000&nbsp;K
| style="background:#9aafff;" | blå
| style="background:#9bb0ff;" | blå
| ≥&nbsp;16 
| ≥&nbsp;6,6 
| ≥&nbsp;30 000 
| [[Alfa Camelopardalis|α Camelopardalis]]
| ~0,00003%
|- style="background:#aabfff;"
! B
| 10 000–33 000 K
| style="background:#cad7ff;" | blå til blåhvit
| style="background:#aabfff;" | blåhvit
| 2,1–16 
| 1,8–6,6
| 25–30 000
| [[Rigel]]
| 0,13%
|- style="background:#cad7ff;"
! A
| 7 500–10 000&nbsp;K
| style="background:#f8f7ff;" | hvit
| style="background:#cad7ff;" | hvit til blåhvit
| 1,4–2,1
| 1,4–1,8
| 5–25 
| [[Altair]]
| 0,6%
|- style="background:#f8f7ff;"
! F
| 6 000–7 500&nbsp;K
| style="background:#FCFFD3;" | gulhvit
| style="background:#f8f7ff;" | hvit
| 1,04–1,4 
| 1,15–1,4 
| 1,5–5 
| [[Procyon|Procyon A]]
| 3%
|- style="background:#fff4ea;"
! G
| 5 200–6 000&nbsp;K
| style="background:#fff2a1;" | gul
| style="background:#Fff4ea;" | gulhvit
| 0,8–1,04
| 0,96–1,15
| 0,6–1,5
| [[Solen]]
| 7,6%
|- style="background:#ffd2a1;"
! K
| 3 700–5 200 K
| style="background:#FFA351;" | orange
| style="background:#Ffd2a1;" | gulorange
| 0,45–0,8
| 0,7–0,96 
| 0,08–0,6
| [[Gliese 892]]
| 12,1%
|- style="background:#ffcc6f;"
! M
| ≤&nbsp;3 700&nbsp;K
| style="background:#ff6151; color:#fff;"| rød
| style="background:#ffcc6f;" | orangerød
| ≤&nbsp;0,45
| ≤&nbsp;0,7
| ≤&nbsp;0,08 
| [[Barnards stjerne]]
| 76,45%
|}
</center>

== Variable stjerner ==
{{Utdypende artikkel|Variabel stjerne}}
[[Fil:Mira 1997.jpg|left|thumb|200px|Det asymmetriske utseende hos [[Mira]], en oscillerende variabel stjerne.{{byline|[[NASA]] [[Hubble-teleskopet|HST]]}}]]
Variable stjerner har periodiske eller tilfeldige forandringer av luminositeten. Alle stjerner er mer eller mindre variable, men kun de som viser kraftige endringer betegnes som variable stjerner. Grunnene til disse variasjonene kan være flere.

Under visse stjerners utvikling gjennomgår de en fase der de kan bli pulserende variable stjerner. Disse varierer i radius og luminositet over tid, med ekspansjoner og kontraksjoner som har en periode på alt fra minutter til år, avhengig av stjernens størrelse. Til denne kategorien hører såvel [[Kefeide|Kefeidevariabler og Kefeide-lignende stjerner]] som langperiodiske variabler som [[Miravariabel|Miravariabler]].<ref name="variabler" />

Eruptive variabler er stjerner som fremviser plutselige økninger i luminositet på grunn av [[Solstorm|solutbrudd]] eller [[koronamasse-utbrudd]].<ref name="variabler" /> Til denne gruppen hører [[Wolf-Rayet-stjerne]]r og [[Luyten 726-B|UV Ceti]]-stjerner i tillegg til kjempestjerner og superkjemper.

En tredje kategori er eksplosive variabler som gjennomgår omfattende forandringer i egenskapene. Til denne kategorien hører [[Nova (stjerne)|novaer]] og [[supernova]]er. Et dobbeltstjernesystem som inneholder en nærliggende hvit dverg kan skape visse typer spektakulære stjerneeksplosjoner, inklusive novaer og Type 1a-supernovaer.<ref name="iben" /> Eksplosjonen skapes når den hvite dvergen samler opp hydrogen fra tvillingstjernen og bygger opp masse frem til fusjonen innledes.<ref name="NASA 2004" /> Visse novaer er også gjentakende med periodiske utbrudd av middels styrke.<ref name="variabler" />

Stjerners luminositet kan også variere avhengig av andre faktorer, for eksempel kan et dobbeltstjernesystem variere i luminositet, siden den ene stjernen iblant dekker den andre. En variabelstjerne av denne typen er [[Algol (stjerne)|Algol]] hvor størrelsesklasse regelmessig varierer mellom 2,3 og 3,5 over en periode på 2,87 dager. En annen årsak til varierende luminositet kan være de ekstreme solflekkene, som kan dekke store flater hos raskt roterende stjerner.<ref name="variabler" />

== Struktur ==
[[Fil:Sun_parts_big-sv.jpg|thumb|right|Denne tegningen viser en hovedseriestjernes struktur.{{Byline|NASA}}]]
{{Utdypende artikkel|Stjernestruktur}}
En stabil stjernes indre befinner seg i [[hydrostatisk likevekt]], der den innadrettede [[tyngdekraft]]en og den utadrettede kraften fra temperaturgradienten er i balanse. Temperaturen og trykket i kjernen av en hovedseriestjerne er tilstrekkelig for [[Kjernefysikk|kjernefusjon]], og gjennom fusjon frigjøres tilstrekkelig energi til å oppretteholde temperaturgradienten og hindre stjernen i å kollapse.<ref name="hansen" group=L /> Temperaturen er høyest i stjernens sentrum, og synker radielt utover mot overflaten.

[[Strålingssone]]n er det område i stjernens indre hvor energioverføringen gjennom stråling er tilstrekkelig effektiv for å opprettholde energistrømmen. Her forstyrres ikke plasmaen, og massens bevegelser avtar og dør ut. Når disse forholdene ikke er til stede, blir plasmaen ustabil, noe som fører til [[konveksjon]] og dermed dannes [[konveksjonssone]]n. Dette kan for eksempel skje nær kjernen, som har svært høy energistrøm per volumenhet og i de ytre delene med høy [[opasitet]].<ref name="Schwarzschild" group=L />

Hvor konveksjonen skjer i en hovedseriestjerne avhenger av massen. Stjerner med masse flere ganger større enn solens, har en konveksjonssone dypt inne stjernen og en strålingssone i de ytterste delene. For mindre stjerner, som solen, gjelder det motsatte &ndash; med konveksjonssoner ved overflaten.<ref name="imagine" /> Hos røde dverger med mindre enn 0,4 solmasser forekommer kun konveksjon som hindrer helium i å samles i kjernen.<ref name="late stages" /> De fleste sonene til stjerner vil variere med tiden, når stjernen blir eldre og innholdet i de indre delene endres.<ref name="Schwarzschild" group=L />

Den delen av stjernene som er synlig for en observatør, kalles [[fotosfære]]n. Dette er laget hvor stjernenes plasma blir gjennomsiktig for synlig lys. Herfra blir energien som frigjøres i kjernen fri og beveger seg ut i rommet. Innenfor fotosfæren oppstår regioner med lavere temperaturer enn gjennomsnittet, såkalte [[solflekk]]er.

Over fotosfæren finnes [[stjerneatmosfære]]n. Hos en hovedseriestjerne som solen er den nederste delen av atmosfæren den tynne [[kromosfæren]], hvor [[spikul]]er og [[Solstorm|solutbrudd]] starter. Denne regionen omgis av en overgangsregion hvor temperaturen øker raskt over bare 100&nbsp;km. Utenfor dette finnes [[korona]]en, en samling med ekstremt varm plasma som kan strekke seg flere millioner kilometer ut fra stjernen.<ref name="ESO 2001-08-01" /> Forekomsten av en korona synes å være avhengig av en konveksjonssone i de ytre delene av en stjerne.<ref name="imagine" /> Til tross for høye temperaturer sendes svært lite lys ut fra koronaen, som normalt er den eneste synlige delen av solen under en [[solformørkelse]].

Fra koronaen strømmer en stjernevind av plasmapartikler ut fra stjernen til partiklene møter det [[Interstellar materie|interstellare materiet]]. For solens del kalles det bobleformede området som påvirkes av [[solvind]]en for [[heliosfæren]].<ref name="Burlaga 2005" />

== Kjernereaksjoner ==
{{Flere bilder
| justering   = right
| retning     = vertikal
| bredde      = 200
| bilde1      = FusionintheSun_no.svg
| bildetekst1 = Oversikt over «proton-proton»-kjeden
| bilde2      = CNO Cycle no.svg
| bildetekst2 = «Karbon-nitrogen-oksygen»-kjeden
}}
{{Utdypende artikkel|Stjernenukleosyntese}}
En rekke ulike kjernereaksjoner finner sted i stjernens indre, avhengig av masse og sammensetning, som en del av stjernenukleosyntesen. Den totale massen av de fusjonerte atomkjernene er mindre enn summen av bestanddelene. Den tapte massen forvandles til energi i følge det berømte forholdet [[Masseenergiloven|''E = mc''²]].<ref name="sunshine" />

Den viktigste kjernereaksjonen i hovedseriestjerner som for eksempel solen er omdanningen av hydrogen til helium gjennom [[proton-protonkjeden]]:<ref name="synthesis" />

:4[[Hydrogen|<sup>1</sup>H]] → 2[[Deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[nøytrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elektronvolt|eV]] + 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helium|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

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

der e<sup>+</sup> er et [[positron]], γ er et gammafoton, ν<sub>e</sub> er et [[nøytrino]] og H og He er hydrogen og helium.
Fusjonen av hydrogen er svært temperaturavhengig, noe som betyr at en moderat økning av kjernetemperaturen resulterer i en betydelig økning i fusjonshastigheten. Under hydrogenfusjonen varier temperaturen i kjernen fra «bare» rundt 4 millioner K for en liten stjerne i M-klassen til 40 millioner K for en enorm stjerne i O-klassen.<ref name="aps_mss" /> Solen har en kjernetemperatur på rundt 10 millioner grader.

I tyngre stjerner dannes helium i en reaksjonssyklus som er [[katalysator|katalysert]] av karbon, [[CNO-syklusen]] (karbon-nitrogen-oksygen-syklusen).<ref name="synthesis" />

Hos stjerner i sluttstadiet av sitt liv, med kjernetemperaturer på 100 millioner K og mellom 0,5 og 10 [[solmasse]]r, kan helium omdannes til karbon gjennom [[trippel-alfaprosess]]en som benytter stoffet [[beryllium]] som et mellomsteg i reaksjonen.

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

Som gir den totale reaksjonen:

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

I enda tyngre stjerner kan enda tyngre grunnstoff fusjoneres i en sammendradd kjerne gjennom [[neonforbrenning]] og [[oksygenforbrenning]]. Det siste stadiet i stjernenukleosyntesen er [[silisiumforbrenning]]en som danner den stabile [[isotop]]en [[jern|jern-56]]. Merk at disse reaksjonene er kjernereaksjoner og ikke [[forbrenning]] i tradisjonell forstand. Etter silisiumforbrenningen kan fusjonen kun fortsette gjennom en [[Endoterm reaksjon|endoterm prosess]], noe som innebærer at mer energi kreves for å fusjonere stoffet enn det som frigjøres som et resultat av den. Mer energi kan på den måten bare frigjøres gjennom en gravitasjonell kollaps.<ref name="synthesis" />

Eksempelet nedenfor viser den tiden som kreves for en stjerne med 20 ganger solens masse å forbrenne alt sitt kjernedrivstoff. Som en O-klassestjerne på hovedserien ville den ha 8 ganger solens radius og {{formatnum:62000}} ganger dens luminositet.<ref name="Woosley 2002" />

{| class="wikitable" style="float: center; margin: 1em auto 1em auto;"
!valign="bottom"| Drivstoff
!valign="bottom"| Temperatur<br />(millioner Kelvin)
!valign="bottom"| Densitet<br />(kg/cm³)
!valign="bottom"| Forbrenningstid<br />(τ i år)
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Hydrogen|H]]}}
|align="center"| 37
|align="center"| 0,0045
|align="center"| 8,1 millioner
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Helium|He]]}}
|align="center"| 188
|align="center"| 0,97
|align="center"| 1,2 millioner
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Karbon|C]]}}
|align="center"| 870
|align="center"| 170
|align="center"| 976
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Neon|Ne]]}}
|align="center"| 1&nbsp;570
|align="center"| 3&nbsp;100
|align="center"| 0,6
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Oksygen|O]]}}
|align="center"| 1&nbsp;980
|align="center"| 5&nbsp;550
|align="center"| 1,25
|-
|align="center"| {{kjemi|[[Svovel|S]]}}/{{kjemi|[[Silisium|Si]]}}
|align="center"| 3&nbsp;340
|align="center"| 33&nbsp;400
|align="center"| 0,0315
|}

== Kjente stjerner ==
{| cellpadding="2" cellspacing="2" border="0" style="width: 40%;"
|- valign="top"
|
*[[Achernar]]
*[[Aldebaran]]
*[[Alfa Centauri]]
*[[Algol (stjerne)|Algol]]
*[[Alkaid]]
*[[Altair]]
*[[Antares]]
|
*[[Arcturus]]
*[[Bellatrix]]
*[[Barnards stjerne]]
*[[Betelgeuse]]
*[[Canopus]]
*[[Capella]]
*[[Castor]]
|
*[[Deneb]]
*[[Dubhe]]
*[[Fomalhaut]]
*[[HE0107–5240]]
*[[Mizar]]
*[[Nordstjernen|Polarstjernen]]
*[[Procyon]]
|
*[[Proxima Centauri]]
*[[Regulus]]
*[[Rigel]]
*[[Sirius]]
*[[Spica]]
*[[Vega (stjerne)|Vega]]
*[[VY Canis Majoris]]
|}

== Noter og referanser ==
;Noter
<references group="lower-alpha">
<ref name="Reise" group="lower-alpha">3,99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365,25) = 1,5 × 10<sup>5</sup> år.</ref>
</references>

;Litteraturhenvisninger
<references group="L">
<ref name="forbes" group=L>[[#Forbes1909|Forbes]] (1909)</ref>

<ref name="Gray" group=L>[[#Gray1992|Gray]] (1992) s. 413-414</ref>

<ref name="hansen" group=L>[[#Hansen2004|Hansen]] (2004) s. 32–33</ref>

<ref name="Hevelius1690" group=L>[[#Hevelius1690|Hevelius]] (1690)</ref>

<ref name="koch95" group=L>[[#Koch1995|Koch-Westenholz]] (1995) s. 163</ref>

<ref name="Schwarzschild" group=L>[[#Scwarzschild1958|Scwarzschild]] (1958)</ref>

<ref name="new cosmos" group=L>[[#Unsöld1969|Unsöld]] (1969) s.180–185 og 215–216</ref>

</references>

;Tidsskriftsartikler, nettutgivelser o.l.
<references>
<!-- Referanser sortert etter parameteret «name» -->
<ref name="Adams">{{Kilde www|utgivelsesdato=1998-04-01|url=http://www.straightdope.com/classics/a3_385.html|tittel=Canyou pay $35 to get a star named after you?|utgiver=The StraightDope|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk|forfatter=Adams, Cecil}}</ref>

<ref name="aps_mss">{{Kilde www|utgivelsesår=2005|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|tittel=Main Sequence Stars|utgiver=astrophysicsspectator.com|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Archives">{{Kilde www|utgivelsesår=1998|url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html|tittel=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy| utgiver=Space Telescope Science Institute|besøksdato=2010-09-27|språk=engelsk|forfatter=Hoskin, Michael}}</ref>

<ref name="astronomynotes 2007-08-20">{{Kilde www|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|tittel=Properties of Stars: Color and Temperature|besøksdato=2010-10-04|utgivelsesdato=2007-08-20|verk=Astronomy Notes |utgiver=Primis/McGraw-Hill, Inc|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|arkivdato=2007-06-26 |forfatter=Strobel, Nick}}</ref>

<ref name="ATOE 2004">{{Kilde www|utgivelsesår=2004|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|tittel=The Colour of Stars|utgiver=Australia Telescope Outreachand Education|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ATOE 2004-07-19">{{Kilde www|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html|tittel=Luminosity of Stars|utgiver=Australian Telescope Outreach and Education|utgivelsesdato=2004-07-19|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Bally">{{Kilde www|forfatter=J.Bally, J. Morse, B. Reipurth |utgivelsesår=1996|tittel=The Birth ofStars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks|boktittel=Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshopheld in Paris, France, December 4–8, 1995|redaktør=Piero Benvenuti, F.D.Macchetto, og Ethan J. Schreier|utgiver=Space Telescope ScienceInstitute|side=491|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996swhs.conf..491B|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk }}</ref>

<ref name="Berdyugina 2005">{{Kilde www|utgivelsesår=2005|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|tittel=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo|utgiver=Living Reviews|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Berdyugina, Svetlana V.}}</ref>

<ref name="Berdyugina 2010-10-04">{{Kilde www|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|tittel=Starspots:  A Key to the Stellar Dynamo|utgiver=| besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Berdyugina, Svetlana V.}}</ref>

<ref name="BBC News">{{Kilde www|tittel=Astronomers count the stars|utgiver=BBC News|utgivelsesdato=2003-07-22|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Boss 2001-04-03">{{Kilde www|utgivelsesdato=2001-04-03|url=http://videos.ciw.edu:81/achilles_movies_download/news/News4-3,2001.html|tittel=Are They Planets or What?|utgiver=Carnegie Institutionof Washington|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Boss, Alan}}</ref>

<ref name="Brainerd 2005-07-06">{{Kilde www|utgivelsesdato=2005-07-06|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html|tittel=X-rays from Stellar Coronas|utgiver=The Astrophysics Spectator|besøksdato=2010-10-03|språk=engelsk|forfatter=Brainerd, Jerome James}}</ref>

<ref name="Burlaga 2005">{{Kilde artikkel|forfatter=Burlaga, L. F.; Ness, N. F.; Acuña, M. H.; Lepping, R. P.; Connerney, J. E. P.; Stone, E. C.; McDonald, F. B.|seksjon=Crossing the Termination Shock into the Heliosheath|tittel=Magnetic Fields|url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/309/5743/2027|publikasjon=Science|utgave=309|nummer=5743|utgivelsesår=2005|side=2027–2029|id=}}</ref>

<ref name="calib">Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''46''' (November 1981), pp. 193–237, {{bibcode|1981A&AS...46..193H}}. Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref>

<ref name=Charity>[http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ What color are the stars?], Mitchell Charity.</ref>

<ref name="clark">{{Kilde artikkel|forfatter=Clark, D.H.; Stephenson, F.R.|seksjon=The Historical Supernovae: A survey of current research|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1982sscr.conf..355C|tittel=The historical supernovae |publikasjon=Proceedings of theAdvanced Study Institute|volym=| nummer=| utgivelsesår=1981| side=355-370|id=}}</ref>

<ref name="constants">{{cite journal| author=I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd|title=Our Sun. V. A BrightYoung Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures onAncient Earth and Mars|journal=The Astrophysical Journal|year=2003| volume=583|issue=2|pages=1024–1039|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...583.1024S }}</ref>

<ref name="DarkMatter">{{Kilde www|tittel=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic|utgiver=CNN News|utgivelsesdato=2000-06-02|url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|besøksdato=2006-07-21|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Davis">{{Kilde www|utgivelsesdato=2000-12-01|url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|tittel=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis|utgiver=AAVSO|besøksdato=2010-10-03|språk=engelsk|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|arkivdato=2006-07-12|forfatter=Davis, Kate}}</ref>

<ref name="Dyrekretsen">{{Kilde www|tittel=Dyrekretsen|url=http://snl.no/Dyrekretsen|utgiver=[[Aschehoug og Gyldendals Store norske leksikon|Snl.no]]|besøksdato=2012-05-14}}</ref>

<ref name="Elmegreen 264">{{cite journal|author=B. Elmegreen, Y. N. Efremov|title=The Formation of Star Clusters|journal=American Scientist|year=1999|volume=86|issue=3|pages=264|url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1|accessdate=2006-08-23 }}</ref>

<ref name="Encyclopedia">{{Kilde www |tittel=Interactive Extra-solar Planets Catalog |verk=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |utgivelsesdato=2008-06-16 |besøksdato=2010-09-28|forfatter=Schneider, Jean }}</ref>

<ref name="ESO 1996-05-30">{{Kilde www|tittel=A History of the Crab Nebula|utgiver=ESO|utgivelsesdato=1996-05-30|url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1996/22/astrofile/|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ESO 1997-03-11">{{Kilde www|tittel=The Biggest Star in the Sky|utgiver=ESO|utgivelsesdato=1997-03-11|url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-1997/pr-05-97.html|besøksdato=2006-07-10|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ESA 1999-09-10">{{Kilde www|utgivelsesdato=1999-09-10|url=http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html|tittel=Hipparcos: High Proper Motion Stars|utgiver=ESA|besøksdato=2010-10-03|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ESO 2001-08-01">{{Kilde www |url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2001/pr-17-01.html  |tittel=The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar  Corona Detected with the VLT |utgiver=European Organisation for  Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO) |utgivelsesdato= 2001-08-01 |format=|språk=engelsk |besøksdato=2010-11-05 }}</ref>

<ref name="ESO 2003-07-11">{{Kilde www|tittel=Flattest Star Ever Seen|utgiver=ESO|utgivelsesdato=2003-07-11|url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-14-03.html|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ESO 2005-01-01">{{Kilde www|tittel=Weighing the Smallest Stars|utgiver=ESO|utgivelsesdato=2005-01-01|url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2005/pr-02-05.html|besøksdato=2006-08-13|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="ESO 2006-09-12">{{Kilde www|utgivelsesdato=2006-09-12|url=http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2006/pr-34-06.html|tittel=A "Genetic Study" of the Galaxy|utgiver=ESO|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Feltzing">{{cite journal|last=Feltzing|first=S.| coauthors=Gonzalez, G.|title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates|journal=Astronomy & Astrophysics|year=2000|volume=367|pages=253-265|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001A&A...367..253F|accessdate=2007-11-27}}</ref>

<ref name="Fischer">{{cite journal| author=D. A. Fischer, J. Valenti|title=The Planet-MetallicityCorrelation|journal=The Astrophysical Journal|year=2005|volume=622|issue=2|pages=1102–1117|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...622.1102F }}</ref>

<ref name="Fitzpatrick 2006-02-16">{{Kilde www|utgivelsesdato=2006-02-16|url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures1/index.html|tittel=Introduction to Plasma Physics: A graduate course|utgiver=The University of Texas at Austin|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Fitzpatrick, Richard}}</ref>

<ref name="forskning">{{Kilde www|url=http://www.forskning.no/artikler/2002/april/1017659196.47|tittel=Den magiske ovnen|verk=forskning.no|besøksdato=2012-03-15}}</ref>

<ref name="Frebel">{{Kilde www|forfatter=Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J.|tittel=Nearby Star Is A Galactic Fossil|utgiver=Science Daily|utgivelsesdato=2007-05-11|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm|besøksdato=2007-05-10|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Fryer">{{cite journal|author=C. L. Fryer|title=Black-hole formation from stellar collapse| journal=Classical and Quantum Gravity|year=2003|volume=20|pages=S73-S80|url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 }}</ref>

<ref name="Garnett 2002">{{Kilde artikkel|forfatter=D. R. Garnett, H. A. Kobulnicky|seksjon=Distance Dependence in the Solar Neighborhood| tittel=Age-Metallicity Relation|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9912031v1|publikasjon=The Astrophysical Journal|utgave=532|nummer=| år=2000|side=1192-1196|id=}}</ref>

<ref name="Harvard-Smithsonian">{{Kilde www|utgiver=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |utgivelsesdato=2006-01-30|url=http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0611.html|tittel=Most Milky Way Stars Are Single|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="he history">{{Kilde www|utgivelsesår=| url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html|tittel=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray)Astronomy|utgiver=NASA HEASARC|besøksdato=2010-09-27|språk=engelsk|forfatter=Drake, Stephen A.}}</ref>

<ref name="hinshaw">{{cite web| last=Hinshaw|first=Gary|date=23. august 2006| url=http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html|title=The Life and Death of Stars|publisher=NASA WMAP Mission|accessdate=2006-09-01 }}</ref>

<ref name="Pinotsis">{{Kilde www|forfatter=Pinotsis, Antonios D.|tittel=Astronomy in Ancient Rhodes|utgiver=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens|url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html|besøksdato=2012-05-14|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Holmberg">{{cite journal|author=J. Holmberg, C. Flynn|title=The local density of mattermappedby Hipparcos|journal=Monthly Notices of the RoyalAstronomicalSociety|volume=313|issue=2|year=2000|pages=209–216|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H|accessdate=2006-07-18 }}</ref>

<ref name="HSCA 2005-09-22">{{Kilde www|tittel=Ferreting Out The First Stars|utgiver=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|utgivelsesdato=2005-09-22|url=http://cfa-www.harvard.edu/press/pr0531.html|besøksdato=2006-09-05|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Hubble News Desk">{{Kilde www|tittel=Hubble Finds Intergalactic Stars|utgiver=Hubble News Desk|utgivelsesdato=14. januar 1997|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Hubblesite 2004">{{Kilde www|utgivelsesår=2004|url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/|tittel=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun|verk=Hubble News Desk|utgiver=hubblesite.org|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Hubblesite 2006">{{Kilde www|utgivelsesår=2006|url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2006/37/image/a|tittel=Hubble Sees Faintest Stars in a Globular Cluster|utgiver=hubblesite.org|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="IAU2009">{{Kilde www|url=http://www.iau.org/public_press/themes/naming/|tittel=Naming Astronomical Objects|utgiver=[[Den internasjonale astronomiske union]] (IAU)|besøksdato=2011-11-28|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="iben">{{cite journal|last=Iben|first=Icko,Jr.|title=Single and binary star evolution|journal=AstrophysicalJournal Supplement Series|year=1991|volume=76| pages=55–114|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1991ApJS...76...55I}}</ref>

<ref name="imagine">{{Kilde www|utgivelsesår=2006|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html |tittel=What is a Star?|utgiver=NASA |besøksdato=2010-11-05|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Johnson 54">{{cite journal| last=Johnson|first=Hugh M.|title=The Kinematics and Evolutionof Population I Stars|journal=Publications of the Astronomical Societyof the Pacific|year=1957|volume=69|issue=406|pages=54|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J }}</ref>

<ref name="LBV 1806-20">{{Kilde www|url=http://carlkop.home.xs4all.nl/lbv1806.html|utgivelsesdato=2004-01-05|tittel=LBV 1806-20: BIGGEST AND BRIGHTEST STAR|utgiver=News & Public Affairs - University of Florida|besøksdato=2012-02-10|språk=engelsk}}</ref> 

<ref name="late stages">{{Kilde www||url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|tittel=Late stages of evolution for low-mass stars|utgiver=RochesterInstitute of Technology|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk|forfatter=Richmond, Michael}}</ref>

<ref name="Laughlin">{{cite journal|author=Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.|title=The End of the Main Sequence|journal=The Astrophysical Journal|year=1997|volume=482|pages=420–432|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|accessdate=2007-05-11}}</ref>

<ref name="LeDrew2001">LeDrew, G.; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L The Real Starry Sky]'', Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. ''Merk:'' Tabell 2 har en feil feil, denne artikkelen antar 824 som det korrekte antall hovedseriestjerner.</ref>

<ref name="Lidell">Lidell, H.G.; Scott, R. (1940) ''A Greek–English Lexicon'', 9. utg., Clarendon Press, Oxford.</ref>

<ref name="Liebert">{{cite journal|author=J. Liebert|title=White dwarf stars|journal=Annual review of astronomy and astrophysics|year=1980|volume=18|issue=2|pages=363–398|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ARA&A..18..363L }}</ref>

<ref name="Lombardi">{{cite journal| author=J. C. Lombardi, Jr., J. S. Warren, F. A. Rasio, A. Sills, A.R. Warren|title=Stellar Collisions and the Interior Structure ofBlue Stragglers|journal=The Astrophysical Journal|year=2002| volume=568|pages=939–953|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L }}</ref>

<ref name="Loore">{{Kilde www|medforfatter=de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L.M.|tittel=Evolution of massive stars with mass loss by stellarwind|verk=Astronomy and Astrophysics|utgivelsesår=1977|utgave=61|nummer=2|side=251–259|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1977A&A....61..251D|språk=engelsk|forfatter=deLoore, C.}}</ref>

<ref name="Loktin2006">{{cite journal|last=Loktin|first=A. V.|title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster|journal=Astronomy Reports|volume=50|issue=9|pages=714–721|month=september|year=2006|doi=10.1134/S1063772906090058|bibcode=2006ARep...50..714L|language=engelsk}}</ref>

<ref name="MacDonnell">{{Kilde www|url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm|tittel=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics| format=| verk=| utgiver=Fairfield University|besøksdato=2010-09-27 | forfatter=MacDonnell, Joseph}}{{Registrering påkreves}}</ref>

<ref name="Mengel">{{Kilde www|forfatter=J.G. Mengel, P. Demarque, A. V.Sweigart, P. G. Gross|tittel=Stellarevolution from the zero-age main sequence|verk=Astrophysical JournalSupplement Series|utgivelsesår=1979|utgave=40 |side=733–791
|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="metallicity">{{Kilde www|url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=15261|tittel=Extrasolar Planets: A Matter of Metallicity|besøksdato=2008-11-15|forfatter=| etternavn=| fornavn=| medforfattere=| utgivelsesdato=| dato=2004|format=|verk=|utgiver=SpaceRef.com|sider=|språk=|doi=|arkiv_url=|arkivdato=|sitat=}}</ref>

<ref name="mythology">{{Kilde www|url=http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm|tittel=Myths, Legends and Lore|utgiver=Frosty Drew Observatory|besøksdato=2011-11-28|språk=engelsk|forfatter=Coleman, Leslie S.}}</ref>

<ref name="möre_1992">The Guinness book of astronomy facts & feats, Patrick Moore, 1992, 0-900424-76-1</ref>

<ref name="Naftilan">{{Kilde www|forfatter=Naftilan, S. A.; Stetson, P. B.|utgivelsesdato=2006-07-13|url=http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi|tittel=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?|utgiver=Scientific American|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="naming">{{Kilde www|url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309|tittel=The Naming of Stars|utgiver=National Maritime Museum|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="NASA 2004">{{Kilde www|utgivelsesår=2004|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html|tittel=Cataclysmic Variables|utgiver=NASA Goddard Space Flight Center|besøksdato=2010-11-03|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="NASA 2005-03-03">{{Kilde www|tittel=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy|utgiver=NASA News|utgivelsesdato=2005-03-03|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html|besøksdato=2006-08-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Nathan 1998">{{Kilde www|utgivelsesår=1998|url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|tittel=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender|utgiver=Astronomical Society of the Pacific|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Nathan, Smith}}</ref>

<ref name="NOAO 2006">{{Kilde www|utgivelsesår=2006|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html|tittel=Rapidly  Spinning Star Vega has Cool Dark Equator|utgiver=National Optical  Astronomy Observatory (NOAO)|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="NSO-SP 2010-10-04">{{Kilde www|url=http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html|tittel=Magnitude|utgiver=National Solar Observatory—Sacramento Peak|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html|arkivdato=2008-02-06}}</ref>

<ref name="Pizzolato">{{Kilde www|forfatter=N.Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela, S.Sciortino|tittel=Subphotospheric convection and magnetic activitydependence on metallicity and age: Models and tests|verk=Astronomy &Astrophysics|utgivelsesår=2001|nummer=373|side=597–607|url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html |språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Proctor">{{Kilde artikkel|forfatter=Proctor, Richard A.|tittel=Are any of the nebulæ star-systems?|url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=article&id=HistSciTech.Nature18700127&did=HistSciTech.Nature18700127.ProctorSystems&q1=Are%20any%20of%20the%20nebul%C3%A6%20star-systems|publikasjon=[[Nature]]|volym=| nummer=| utgivelsesår=1870|side=331-333|id=}}</ref>

<ref name="PSR">{{Kilde artikkel| forfatter=Wolszczan, A., Frail, D.|tittel=A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12|url=http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1992Natur.355..145W&db_key=AST&nosetcookie=1|publikasjon=[[Nature]]|utgave=355|nummer=| utgivelsesår=1992|side=145-147|id=}}</ref>

<ref name="Ragland">{{cite journal|author=Ragland, S.; Chandrasekhar, T.; Ashok, N. M.|title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared|journal=Journal of Astrophysics and Astronomy|year=1995|volume=16|pages=332|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1995JApAS..16..332R|accessdate=2007-07-05|language=engelsk}}</ref>

<ref name="Royal Greenwich">{{Kilde www|url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727|tittel=The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of theSun|utgiver=Royal GreenwichObservatory|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Royal Greenwich Observatory">{{Kilde www| url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/|tittel=What is a star?|utgiver=Royal Greenwich Observatory|besøksdato=2010-10-01 }}</ref>

<ref name="Royal Greenwich Observatory2">{{Kilde www|tittel=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe?|utgiver=Royal Greenwich Observatory|url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Sackmann">{{Kilde www|medforfatter=Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer||url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?1993ApJ...418..457S|tittel=Our Sun. III. Present and Future|verk=AstrophysicalJournal|utgave=418|side=457|språk=engelsk|dato=november 1993|forfatter=Sackmann, I.-Juliana}}</ref>

<ref name=Saliba>Saliba, George (1980), "Al-Biruni", in Joseph Strayer, ''Dictionary of the Middle Ages'', Vol. 2, p. 249. Charles Scribner's Sons, New York.</ref>

<ref name="ScienceDaily">{{Kilde www|utgivelsesdato=2005-04-17|url=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm|tittel=Signatures Of The First Stars|utgiver=ScienceDaily|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="SEDS">{{Kilde www|url=http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html|tittel=Naming Stars|utgiver=Students for the Exploration and Development of Space (SEDS)|besøksdato=2011-11-28|språk=engelsk|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20021014150732/http://seds.org/~spider/spider/Misc/naming.html|arkivdato=2002-10-14}}</ref>

<ref name="Seligman">{{Kilde www|etternavn=Seligman|fornavn=Courtney|url=http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm|tittel=Slow Contraction of Protostellar Cloud|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Seligman 2007">{{Kilde www|utgivelsesår=2007|url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm|tittel=Review of Heat Flow Inside Stars|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Seligman, Courtney}}</ref>

<ref name="Shiga 2006-08-17">{{Kilde www|utgivelsesdato=2006-08-17|url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html|tittel=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed|utgiver=New Scientist|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=Shiga, David}}</ref>

<ref name="Spaeth">{{Kilde artikkel|forfatter=von Spaeth, Ove |tittel=Dating the Oldest Egyptian Star Map|url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp|publikasjon=Centaurus International Magazine of the History ofMathematics, Science and Technology|bind=42|nummer=3|utgivelsesår=1999|side=159-179|id=}}</ref>

<ref name="spektrum">{{Kilde www|utgivelsesår=| url=http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html|tittel=The Spectral Types of Stars|verk=Sky and Telescope|besøksdato=2010-10-04|språk=engelsk|forfatter=MacRobert, Alan M.}}</ref> 

<ref name="star-colours_2007">{{cite web
| date = 2004-12-21
| url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
| title = The Colour of Stars
| publisher = Australia Telescope Outreach and Education
| accessdate = 2007-09-26
}}&nbsp;— forklarer forskjellen i oppfattet farge.</ref>

<ref name="Stjernebilder">{{Kilde www|url=http://snl.no/stjerne#menuitem6|utgiver=[[Aschehoug og Gyldendals Store norske leksikon|Snl.no]]|besøksdato=2012-05-14|tittel=Stjernebilder}}</ref>

<ref name="storia delle costellazioni">{{Kilde www|forfatter=Roberta Biagi|url=http://www.isaacnewton.it/?page_id=99|tittel=Storia dele costellazioni|besøksdato=2010-09-27|språk=italiensk}}</ref>

<ref name="sun_future">{{cite journal|author=I.J.Sackmann, A.I. Boothroyd, K.E. Kraemer|title=Our Sun. III. Present andFuture|pages=457|journal=Astrophysical Journal|year=1993| volume=418|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S }}</ref>

<ref name="sunshine">{{Kilde www|utgivelsesdato=2000-06-02|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html|tittel=How the Sun Shines|utgiver=NobelFoundation|besøksdato=2010-09-27|språk=engelsk|forfatter=Bahcall, John N.}}</ref>

<ref name="supernova">{{Kilde www|utgivelsesdato=2006-04-06|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|tittel=Introduction to Supernova Remnants|utgiver=Goddard Space Flight Center|besøksdato=2010-10-02|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="synthesis">{{cite journal|author=Wallerstein, G.; Iben Jr., I.; Parker, P.; Boesgaard, A. M.; Hale, G. M.; Champagne, A. E.; Barnes, C. A.; KM-dppeler, F.; Smith, V. V.; Hoffman, R. D.; Timmes, F. X.; Sneden, C.; Boyd, R. N.; Meyer, B. S.; Lambert, D. L.|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal=Reviews of Modern Physics|year=1999|volume=69|issue=4|pages=995–1084|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|bibcode=1997RvMP...69..995W}}</ref>

<ref name="Tripathy">{{cite journal|author=S. C. Tripathy, H. M. Antia|title=Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius|journal=Solar Physics|year=1999|volume=186|issue=1/2|pages=1–11|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999SoPh..186....1T }}</ref>

<ref name="UCL Astrophysics Group">{{Kilde www|url=http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|utgiver=UCL Astrophysics Group|utgivelsesdato=2004-06-18|tittel=Massloss and Evolution|utgiver=UCL AstrophysicsGroup|besøksdato=2010-09-28|språk=engelsk|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html|arkivdato=2004-11-22}}</ref>

<ref name="variabler">{{Kilde www|url=http://www.aavso.org/vstar/types.shtml|tittel=Types of Variable Stars|utgiver=AAVSO|besøksdato=2010-11-03|språk=engelsk|arkiv_url=http://web.archive.org/web/20030627004734/http://www.aavso.org/vstar/types.shtml|arkivdato=2003-06-27}}</ref>

<ref name="Villata 1992">{{cite journal| last=Villata|first=Massimo|title=Angular momentum loss by astellar wind and rotational velocities of white dwarfs|journal=MonthlyNotices of the Royal Astronomical Society|year=1992|volume=257| issue=3|pages=450–454|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1992MNRAS.257..450V }}</ref>

<ref name="WDRC">{{Kilde www|url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm|tittel=White Dwarf (wd) Stars|besøksdato=2010-10-02|utgiver=White Dwarf Research Corporation|arkiv_url=http://www.webcitation.org/5mpwDNMxT|arkivdato=2010-01-16}}</ref>

<ref name="Wood">{{Kilde www|forfatter=B.E. Wood, H.-R. Müller, G. P. Zank, J. L. Linsky|tittel=MeasuredMass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age andActivity|verk=The AstrophysicalJournal|utgivelsesår=2002|utgave=574|side=412–425|url=http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/journal/issues/ApJ/v574n1/55336/55336.text.html|språk=engelsk}}</ref>

<ref name="Woodward">{{Kilde www|forfatter=P.R. Woodward|tittel=Theoretical models of star formation|verk=Annualreview of astronomy andastrophysics|utgivelsesår=1978|utgave=16|side=555–584|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1978ARA&A..16..555W }}</ref>

<ref name="Woosley 2002">{{Kilde artikkel|forfatter=S. E. Woosley, A. Heger, T. A. Weaver|tittel=The evolution and explosion of massive stars|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002RvMP...74.1015W|publikasjon=Reviews of Modern Physics| bind=|nummer=4| utgivelsesår=2002|side=1015–1071|id=}}</ref>
</references>

== Litteratur ==
;Populærvitenskaplig litteratur på norsk
* [[Eirik Newth]], {{ikkerød|Anne B. Bull-Gundersen}}: ''Sola: vår egen stjerne'' illustrert av [[Ruben Eliassen]] 1994 ISBN 82-424-0784-3
* [[Knut Jørgen Røed Ødegaard]]: ''Bang! Kollisjoner og eksplosjoner i verdensrommet'' 2007 ISBN 978-82-8156-037-6 
* [[Pål Brekke]]: ''Sola: vår livgivende stjerne : en faktabok for barn og ungdom'' 2010 ISBN 978-82-994583-7-5
* ''Universet. Astronomi, Romfart, Galakser, Planeter, Stjernekart'' oversatt av {{ikkerød|Rune R. Moen}} ISBN 978-82-04-11115-9 

;Utenlandsk litteratur
*{{Kilde bok|forfatter=Forbes, George|tittel=History of Astronomy|forlag=Watts & Co.|utgivelsessted=London|utgivelsesår=1909|url=http://www.gutenberg.org/etext/8172|isbn=1153627744|språk=engelsk|ref=Forbes1909}}

*{{Kilde bok|forfatter=Gray, David F.|utgivelsesår=1992|tittel=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres|forlag=Cambridge University Press|isbn=0-521-40868-7|språk=engelsk|ref=Gray1992}}

*{{Kilde bok|forfatter=Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D., & Trimble, Virginia |utgivelsesår=2004 |tittel=Stellar Interiors |forlag=Springer |isbn=0387200894|språk=engelsk|ref=Hansen2004}}

*{{Kilde bok|forfatter=Hevelius, Johannis|utgivelsesår=1690|tittel=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia|utgivelsessted=Gdansk|språk=|ref=Hevelius1690}}

*{{Kilde bok|forfatter=Koch-Westenholz, Ulla; Koch, Ulla Susanne|utgivelsesår=1995|tittel=Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination|serie=Carsten Niebuhr Institute Publications|forlag=Museum Tusculanum Press|isbn=8772892870|språk=engelsk|ref=Koch1995}}

*{{Kilde bok|forfatter=Scwarzschild, Martin |utgivelsesår=1958 |tittel=Structure and Evolution of the Stars |forlag=Princeton University Press |isbn=0-691-08044-5|språk=engelsk|ref=Scwarzschild1958}}

*{{Kilde bok|forfatter=Unsöld, Albrecht |utgivelsesår=1969|tittel=The New Cosmos|utgivelsessted=New York |forlag=Springer-Verlag|språk=engelsk|ref=Unsöld1969}}

== Eksterne lenker ==
{{commons5|Stars|Stjerner}}
{{Portal3|Astronomi}}
*[http://hubblesite.org/newscenter/archive/category/star/ Hubblesite – Star]
*{{Kilde www|utgivelsesår=2005|tittel=Star|verk=World Book Online Reference Center|utgiver=World Book, Inc|url=http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html|språk=engelsk|forfatter=Green, Paul J}}
*{{Kilde www|tittel=Portraits of Stars and their Constellations|utgiver=University of Illinois|url=http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/sow.html|språk=engelsk|forfatter=Kaler, James}}
*{{Kilde www|tittel=Query star by identifier, coordinates or reference code|verk=SIMBAD|utgiver=Centre de Données astronomiques de Strasbourg|url=http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl|språk=engelsk}}
*{{Kilde www|tittel=How To Decipher Classification Codes|utgiver=Astronomical Society of South Australia|url=http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp|språk=engelsk}}
*{{Kilde www|tittel=Live Star Chart|utgiver=Dobsonian Telescope Community|url=http://www.mydob.co.uk/community_star.php|språk=engelsk}}
*{{Kilde www|forfatter=Prialnick, Dina; Wood, Kenneth; Bjorkman, Jon; Whitney, Barbara; Wolff, Michael; Gray, David; Mihalas, Dimitri|tittel=Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution|utgivelsesår=2001|utgiver=University of St. Andrews|url=http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html|språk=engelsk}}

{{stjerner}}
{{astronomi}}
{{universet}}
{{Portal|Astronomi}}
{{utmerket}}


















[[Kategori:Stjerner| ]]
[[Kategori:1000 artikler enhver Wikipedia bør ha]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]