Преглед на кодот на Ѕвезда

[[Податотека:The Sun in white light.jpg|мини|Слика на [[Сонцето]], [[Жолто џуџе|ѕвезда од главната низа од типот G]], најблиску до Земјата]]
'''Ѕвезда''' — масивно [[небесно тело]] од јонизиран [[гас]] (главно [[водород]]) во надворешната вселена, што произведува или произведувало енергија преку [[јадрено соединување]]. Најпозната и најблиска ѕвезда до [[Земја (планета)|Земјата]] е [[Сонце]]то. За разлика од [[планета|планетите]], една ѕвезда поради интензивната топлина зрачи [[светлина]]. Научно, ѕвездите се дефинираат како [[гравитација|самогравитирачки]] сфери од [[плазма (физика)|плазма]], што создаваат нивна сопствена [[енергија]] преку процесот на јадрено соединување. Науката што се занимава со проучување на ѕвездите се нарекува [[ѕвездена астрономија]]<ref>{{Наведена мрежна страница |url=http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |title=NASA worldbook |accessdate=2009-07-19 |archive-date=2005-05-08 |archive-url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |url-status=dead }}</ref>.

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

Една типична ѕвезда наликува на [[Сонце]]то. Нејзината маса е околу 10{{exp|30}} [[килограм]]и, и нејзиниот пречник е неколку милиони [[километар|километри]]. Моќта на зрачењето на една ѕвезда како Сонцето е околу 10{{exp|26}} [[ват]]и.

Образувањето на ѕвездите е проследено со собирање и со загревање на облак од гас поради дејствувањето на [[гравитација]]та. Доколку загревањето е доволно, тоа може да започне јадрени реакции во срцето на облакот. Енергијата ослободена со овие реакции е доволна за да се спречи собирањето. Тоа значи дека стабилноста на ѕвездата зависи од две меѓусебно спротивставени сили: 
* термонукларните реакции кои ослободуваат огромна енергија доведуваат до фантастичен притисок во јадрото на ѕвездата и така настојуваат да го распрснат материјалот на ѕвездата во околниот простор;
* силата на гравитација, која се спротивставува на тоа, настојува да ја одржи масата на ѕвездата на едно место.

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

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

Просечната галаксија содржи околу 100 милијарди ѕвезди. Бројот на ѕвезди во [[универзум]]от е проценет помеѓу 10{{exp|22}} и 10{{exp|23}}, што е приближно еднакво на бројот на [[молекула|молекули]] во кубен сантиметар [[воздух]].

==Етимологија==
Зборот „ѕвезда“  потекнува од [[Праиндоевропски јазик|праиндоевропскиот]] корен „''h₂stḗr''“, исто така што значи ''ѕвезда'', но дополнително може да се анализира како h₂eh₁s- („''да гори''“, а исто така е извор на зборот „''пепел''“) + -tēr (наставка). Зборот е споредлив со [[Латински јазик|латинското]] ''стела'', [[Грчки јазик|грчкото]] ''астер'', [[Германски јазик|германското]] ''Стерн''. Некои научници веруваат дека зборот е позајмица од [[Акадски јазик|акадскиот]] „''истар''“ ([[Венера (божица)|Венера]]). „Ѕвезда“ е сроден (го дели истиот корен) со следните зборови: ѕвездичка, астероид, астрална, соѕвездие, Естер.<ref>{{cite web |last=Harper |first=Douglas |date=2001–2022 |title=*ster- (2) |url=https://www.etymonline.com/word/*ster-#etymonline_v_52592 |access-date=28 February 2022 |website=Online Etymology Dictionary}}</ref>

== Набљудување на ѕвездите ==
{{Главна|Ѕвездите во астрологијата}}
[[Податотека:Dibuix_de_Leo.png|мини|десно|250п|Карта на која е претставена формата на соѕвездието [[Лав (соѕвездие)|Лав]]]]

Историски гледано, ѕвездите биле многу важни за цивилизациите кои живееле во [[Стар век|стариот век]]. Тие биле дел од религиозните обреди и биле користени за навигација во просторот. Многу антички астрономи верувале дека ѕвездите се прицврстени на [[небесната сфера]] и дека не се движа, додека „ѕвездите скитници“ односно планетите забележливо се движат во однос на неподвижните ѕвезди во текот на денови или недели.<ref>{{cite web |date=n.d. |title=Ancient Greek Astronomy and Cosmology |url=https://www.loc.gov/collections/finding-our-place-in-the-cosmos-with-carl-sagan/articles-and-essays/modeling-the-cosmos/ancient-greek-astronomy-and-cosmology |access-date=28 February 2022 |website=Digital Collections |publisher=The [[Library of Congress]]}}</ref>

По договор, астрономите ги групирале познатите ѕвезди во [[Астеризам|астеризми]] и [[Соѕвездие|соѕвездија]] и ги користеле за следење на движењата на планетите и заклучената позиција на [[Сонцето]].<ref name="forbes">{{cite book
 | last1=Forbes | first1=George | title=History of Astronomy
 | publisher=Watts & Co. | location=London | date=1909
 | url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172
 | isbn=978-1-153-62774-0}}</ref> Движењето на Сонцето наспроти позадината од ѕвезди (и хоризонтот) е употребено за да се состави [[сончев календар|календар]], кој се користел за регулирање на земјоделството.<ref>{{Наведена мрежна страница | last = Tøndering | first = Claus | url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | title = Other ancient calendars | publisher = WebExhibits | accessdate = 2006-12-10 | archive-date = 2019-11-21 | archive-url = https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | url-status = dead }}</ref>[[Грегоријанскиот календар]], кој денес се користи речиси насекаде во светот, претставува [[сончев календар]] којшто е направен врз основа на аголот на [[Земјино вртење|вртење]] на [[Земја|Земјината]] оска во однос на најблиската ѕвезда - [[Сонцето]].

Најстарата точно датирана [[ѕвездена карта]] е резултат на древната [[египетска астрономија]] во 1534 п.н.е.<ref>{{наведено списание
 | last=von Spaeth | first=Ove
 | title=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | journal=Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology
 | year=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | accessdate=2007-10-21 }}</ref> Најраните [[Вавилонски каталози на ѕвезди|познати каталози]] на ѕвезди биле составени од древните [[вавилон]]ски астрономи од [[Месопотамија]] во доцниот 2-ри милениум п.н.е., за време на [[Касити|Каситскиот период]] (околу  1531 п.н.е. - околу  1155 п.н.е.).<ref name="north 1995 30 31">{{cite book
 | last=North | first=John | date=1995
 | title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 | url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort | url-access=registration | location=New York and London | pages=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30–31]
 | publisher=W.W. Norton & Company | isbn=978-0-393-03656-5}}</ref>
[[File:Свет от деревни - panoramio.jpg|alt=Alternative text|thumb|Ѕвезди на ноќно небо]]

Старогрчкиот астроном [[Аристел]] го создал првиот [[ѕвезден каталог]] во 300 г.п.н.е. со помош на [[Тимохарис од Александија]].<ref>{{Наведена книга | last=Murdin | first=P. | year=2000 | department=Aristillus (c. 200 BC) | doi=10.1888/0333750888/3440 | title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics | chapterurl=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE3440 | accessdate=2009-06-02 | archive-date=2013-07-27 | archive-url=https://web.archive.org/web/20130727103453/http://adsabs.harvard.edu/abs/2000eaa..bookE3440 | url-status=dead }}</ref>

Ѕвездениот каталог на [[Хипарх]] (2 век п.н.е.) вклучувал 1.020 ѕвезди и бил користен за составување на каталогот на ѕвезди на [[Клавдиј Птоломеј|Птоломеј]].<ref>{{cite book
 | first=Gerd | last=Grasshoff | date=1990
 | title=The history of Ptolemy's star catalogue
 | url=https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras | publisher=Springer | pages=[https://archive.org/details/historyofptolemy0000gras/page/n18 1]–5 | isbn=978-0-387-97181-0}}</ref> Хипарх е познат по откривањето на првата забележана [[нова]] (нова ѕвезда).<ref>{{cite web |last=Pinotsis |first=Antonios D. |date=2008 |title=Astronomy in Ancient Rhodes |url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20210907070144/http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html |archive-date=September 7, 2021 |access-date=February 28, 2022 |website=Protostellar Jets In Context |publisher=[[University of Athens]], Greece}}</ref> Многу од соѕвездијата и имињата на ѕвездите што се користат денес потекнуваат од [[Старогрчка астрономија|грчката астрономија]].

Без оглед на очигледната непроменливост на небото, кинеските астрономи биле свесни дека може да се појават нови ѕвезди.<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | book-title=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=1981-06-29 | location=Cambridge, UK
 | bibcode=1982ASIC...90..355C
}}</ref> Во 185 н.е., тие станале првите кои набљудувале и напишале податоци за [[супернова]], денес позната како [[SN 185]].<ref>{{cite journal |last1=Zhao |first1=Fu-Yuan |last2=Strom |first2=R. G. |last3=Jiang |first3=Shi-Yang |date=2006 |title=The Guest Star of AD185 must have been a Supernova |journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics |volume=6 |issue=5 |pages=635 |bibcode=2006ChJAA...6..635Z |doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |doi-access=free }}</ref> Најсветлиот ѕвезден настан во запишаната историја била суперновата [[SN 1006]], која била забележана во [[1006]] година и за која пишувале египетскиот астроном [[Али ибн Ридван]] и неколку кинески астрономи.<ref>{{cite web |last1=Isbell |first1=Douglas |last2=Benoit |first2=Phil |date=5 March 2003 |title=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star |url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html |url-status=dead |archive-url=https://web.archive.org/web/20030402121341/http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html |archive-date=2 April 2003 |access-date=28 February 2022 |website=NOIRLab |publisher=National Optical Astronomy Observatory}}</ref> Суперновата [[SN 1054]], која ја родила [[Раковидна Маглина|Раковидната Маглина]], била забележана и од кинески и исламски астрономи.<ref name="SN1054">{{cite web
 | last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
 | date=2006-08-30 | work=SEDS
 | publisher=University of Arizona
 | title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409| doi-access=free}}<br />
{{Cite journal
 | last1=Mayall | first1=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410
| doi-access=free }}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | date=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B}}</ref>

Средновековните исламски астрономи им дале арапски имиња на многу ѕвезди кои сè уште се користат денес и измислиле бројни астрономски инструменти со кои ја одредувале местоположбата на ѕвездите. Тие ги изградиле првите големи истражувачки институти за опсерваторија, главно за изработка на каталози на ѕвезди ''Зиџ''.<ref>{{cite journal
 |last=Kennedy |first=Edward S. |date=1962
 |title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili
 |journal=[[Isis (journal)|Isis]] |volume=53
 |issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558}}</ref> Меѓу нив, ''[[Книга за неподвижни ѕвезди|Книгата за фиксни ѕвезди]]'' (964) е напишана од персискиот астроном [[Ел-Суфи|Абд ел-Рахман ел-Суфи]], кој набљудувал голем број ѕвезди, [[Ѕвездено јато|ѕвездени јата]] (вклучувајќи ги [[Омикрон Едро]] и [[Брокиево јато]]) и галаксии (вклучувајќи ја и галаксијата [[Андромеда (галаксија)|Андромеда]]).<ref name=Jones>{{cite book
 | title=Messier's nebulae and star clusters
 | url=https://books.google.com/books?id=IuhLR35I9QUC
 | first=Kenneth Glyn | last=Jones
 | publisher=[[Cambridge University Press]]
 | date=1991 | isbn=978-0-521-37079-0 | page=1}}</ref> Во XI в. [[Ел-Бируни]] го опишал [[Млечен Пат|Млечниот Пат]] како множество од делови кои имаат својства на замаглени ѕвезди, а исто така ги опишал и местоположбите на повеќе ѕвезди за време на затемнувањето на [[Месечина]]та во 1019 г.<ref>{{cite web
 | last=Zahoor | first=A. | date=1997
 | url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
 | archive-date=2008-06-26
 | title=Al-Biruni | publisher=Hasanuddin University
 | access-date=2007-10-21}}</ref>

Според Јосеп Пуиг, [[Андалусија|андалузискиот]] астроном [[Ибн Баџа]] предложил дека [[Млечниот Пат]] се состои од многу ѕвезди кои речиси се допирале една со друга и изгледале како континуирана слика поради ефектот на [[Прекршување (физика)|прекршување]] од подлунарен материјал, наведувајќи го неговото набљудување на спојот на [[Јупитер]] и [[Марс (планета)|Марс]] во 500 година (1106/1107 н.е.) како доказ.<ref name=Montada>{{cite encyclopedia
 | first=Josep Puig | last=Montada
 | title=Ibn Bajja | encyclopedia=[[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]
 | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
 | date=2007-09-28 | access-date=2008-07-11}}</ref>

Раните европски астрономи како што е [[Тихо Брахе]] пронашле нови ѕвезди на ноќното небо (подоцна наречени [[нова|нови]]), сугерирајќи дека небото не е непроменливо. Во [[1584]] година, [[Џордано Бруно]] сугерирал дека ѕвездите се како Сонцето и дека можеби имаат други планети, можеби дури и слични на [[Земја (планета)|Земјата]], во орбитата околу нив,<ref name="he history">{{cite web
 | last=Drake | first=Stephen A. | date=2006-08-17
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
 | title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
 | publisher=NASA HEASARC | access-date=2006-08-24
}}</ref> идеја што била предложена порано од античките грчки филозофи, [[Демокрит]] и [[Епикур]],<ref>{{cite web | first1=Peter | last1=Greskovic | first2=Peter | last2=Rudy | date=2006-07-24 | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | title=Exoplanets | publisher=ESO | access-date=2012-06-15 | archive-date=10 October 2008 | archive-url=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | url-status=dead }}</ref> и од средновековните исламски космолози<ref>{{cite journal
 | title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
 | first=I. A. | last=Ahmad | journal=Vistas in Astronomy
 | volume=39 | issue=4 | date=1995
 | pages=395–403 [402]
 | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode= 1995VA.....39..395A}}</ref> како што е [[Фахр ел-Дин ел-Рази]].<ref name="Setia">{{cite journal|title= Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey|first= Adi|last= Setia|journal= Islam & Science|volume= 2|date= 2004|issue= 2|url= http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|access-date= 26 May 2018|archive-date= 9 January 2020|archive-url= https://web.archive.org/web/20200109010911/http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|url-status= dead}}</ref> До следниот век, идејата за ѕвездите да бидат исти како Сонцето постигнувала консензус помеѓу астрономите. За да објасни зошто овие ѕвезди не вршат нето [[гравитациона сила]] на [[Сончевиот Систем]], [[Исак Њутн]] предложил дека ѕвездите се подеднакво распоредени во секоја насока, идеја поттикната од теологот [[Ричард Бентли]].<ref>{{cite journal
 | last=Hoskin | first=Michael | date=1998
 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html
 | title=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy
 | journal=Library and Information Services in Astronomy III | volume=153 | pages=207 | access-date=2006-08-24| bibcode=1998ASPC..153..207H }}</ref>

Италијанскиот астроном [[Џеминиано Монтанари]] забележал набљудувачки варијации во сјајноста на ѕвездата [[Алгол]] во [[1667]] година. [[Едмонд Халеј]] ги објави првите мерења на [[сопствено движење]] на пар блиски „неподвижни" ѕвезди, покажувајќи дека тие ги промениле своите места од времето на античките [[Античка Грција|грчки]] астрономи [[Клавдиј Птоломеј|Птоломеј]] и [[Хипарх]].<ref name="he history" />

[[Вилијам Хершел]] бил првиот астроном кој да го прикаже распоредот на ѕвездите на небото. Во текот на 1780-тите, тој направил серии од мерења во 600 правци и линерано ги подредил според нивната светлосна величина. Со ова, тој заклучил дека бројот на ѕвезди постојано се зголемувал кон едната страна на небото, во правец на јадрото на [[Млечниот Пат]]. Неговиот син [[Џон Хершел]] го повторил неговото истажување во јужната полутопка и открил совпаѓачко покачување во истиот правец.<ref>{{cite journal
 | last=Proctor | first=Richard A.
 | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
 | date=1870 | pages=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode= 1870Natur...1..331P| doi-access=free}}</ref> Како додаток на неговите други постигнувања, Вилијам Хершел е запомнат и по неговото откритие дека некои ѕвезди не лежат само по иста линија на видот, туку се физички придружници кои формираат [[Двојна ѕвезда|двојни]] [[Ѕвезден систем|ѕвездени системи]].<ref name="Magill1992">{{cite book|author=Frank Northen Magill|title=Magill's Survey of Science: A-Cherenkov detectors|url=https://books.google.com/books?id=W33WAAAAMAAJ|year=1992|publisher=Salem Press|isbn=978-0-89356-619-7|page=219}}</ref>

Први кои започнале да ја проучуваат [[ѕвездена спектроскопија|ѕвездената спектроскопија]] биле [[Јозеф фон Фраунхофер]] и [[Анџело Секи]]. Со споредување на спектрите на ѕвездите како што е [[Сириус]] со [[Сонце]]то, тие откриле разлики во јачината и бројот на нивните [[Спектрална линија|спектрални линии]] - темните линии во ѕвездените спектри предизвикани од впивање на специфични честоти од атмосферата. Во [[1865]] година, Секи започнал да ги [[Ѕвездена класификација|класифицира ѕвездите]] во групи според нивниот спектар.<ref>{{cite web
 | last=MacDonnell | first=Joseph
 | url=http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20110721210124/http://www.faculty.fairfield.edu/jmac/sj/scientists/secchi.htm
 | archive-date=2011-07-21
 | title=Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics
 | publisher=[[Fairfield University]]
 | access-date=2006-10-02}}</ref> Современата верзија на моделот за класификација на ѕвездите бил развиен од [[Ени Џамп Канон]] во раните 1900-ти.<ref name="HubenyMihalas2014">{{cite book|author1=Ivan Hubeny|author2=Dimitri Mihalas|title=Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis|url=https://books.google.com/books?id=TmuYDwAAQBAJ&pg=PA23|date=2014|publisher=Princeton University Press|isbn=978-0-691-16329-1|pages=23}}</ref>

Првите директни мерења на растојанието до некоја ѕвезда ([[61 Лебед]] на 11,4 [[Светлосна година|светлосни години]]) било направено во [[1838]] година од [[Фридрих Бесел]] кој ја употребил техниката [[паралакса]]. Мерењата на паралаксата го покажале огромното растојание на ѕвездите на небото.<ref name="he history" />

Набљудувањето на [[Двојна ѕвезда|двојните ѕвезди]] добило сè поголемо значење во текот на [[19 век]]. Во [[1834]] година, [[Фридрих Бесел]] забележал промени во [[сопствено движење|сопственото движење]] на ѕвездата [[Сириус]] и заклучил дека таа поседува скриен придружник. [[Едвард Пикеринг]] ја открил првата спектроскопска двојна ѕвезда во [[1899]] година кога го набљудувал периодичното расцепување на спектралните линии на ѕвездата [[Мизар (ѕвезда)|Мизар]] во период од 104 денови. Детални набљудувања на многу двојни ѕвездени системи биле собрани од астрономи како [[Фридрих Георг Вилхелм фон Струве]] и Ш. В. Бурнам, дозволувајќи им на масите на ѕвездите да се одредат од пресметување на орбиталните елементи. Првото решение за проблемот со изведување на орбитата на двојни ѕвезди од набљудувањата на телескопот било направено од [[Феликс Савар]] во [[1827]] година.<ref>{{cite book
 | first=Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars | page=66
 | publisher=Dover Publications Inc. | location=New York
 | date=1964 | isbn=978-0-486-61102-0}}</ref>

Дваесеттиот век забележал сè побрз напредок во научното проучување на ѕвездите. [[Фотографија]]та станала вредна астрономска алатка. [[Карл Шварцшилд]] открил дека бојата на ѕвездата, а со тоа и нејзината температура, може да се одредат со споредување на привидната величина со фотографската големина. Развојот на фотоелектричниот [[фотометар]] овозможило прецизни мерења на големината во интервали со повеќе [[Бранова должина|бранови должини]]. Во 1921 година, [[Алберт Мајкелсон|Алберт А. Мајкелсон]] ги направил првите мерења на ѕвездениот пречник со помош на [[Интерферометрија|интерферометар]] на телескопот „Хукер“ во [[Опсерваторија „Маунт Вилсон“|опсерваторијата „Маунт Вилсон“]].<ref>{{cite journal
 | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G.
 | title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | journal=Astrophysical Journal | date=1921 | volume=53 | issue=5 | pages=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi= 10.1086/142603 | pmid=16586823 | pmc=1084808 | s2cid=21969744 }}</ref>

Важна теоретска работа за физичката структура на ѕвездите се случила во првите децении на дваесеттиот век. Во [[1913]] година, бил развиен [[Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]], кој го поттикнало астрофизичкото проучување на ѕвездите. Биле развиени успешни модели за да се објасни внатрешноста на ѕвездите и [[Ѕвезден развој|развојот на ѕвездите]]. [[Сесилија Пејн Гапошкин]] прва предложила дека ѕвездите се направени првенствено од [[водород]] и [[хелиум]] во нејзината докторска теза од [[1925]] година.<ref>{{cite web
 |url        = http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |archive-url = https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |url-status=dead
 |archive-date = 2005-03-18
 |title      = " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 |publisher  = [[University of California]]
 |access-date = 2013-02-21
}}</ref> Спектрите на ѕвездите биле дополнително разбрани преку напредокот во [[квантната физика]]. Ова овозможило да се одреди хемискиот состав на ѕвездената атмосфера.<ref name="new cosmos">{{cite book
 | last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos
 | publisher=Springer | location=New York
 | date=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216
 | isbn=978-3-540-67877-9}}</ref>
[[File:Milky Way IR Spitzer.jpg|thumb|Инфрацрвена слика од Вселенскиот телескоп „Спицер“ на НАСА покажува стотици илјади ѕвезди во галаксијата [[Млечниот Пат]]]]

Со исклучок на ретките настани како што се [[Супернова|супернови]] и измамници на супернови,<ref name=gordon2016>{{Cite journal|last1=Gordon|first1=Michael S.|last2=Humphreys|first2=Roberta M.|last3=Jones|first3=Terry J.|date=July 2016|title=Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-red Supergiant Evolution|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=825|issue=1|pages=50|doi=10.3847/0004-637X/825/1/50|arxiv=1603.08003|bibcode=2016ApJ...825...50G|s2cid=119281102|issn=0004-637X |doi-access=free }}</ref> поединечни ѕвезди првенствено биле забележани во [[Месна Група|Месната Група]],<ref>{{cite Gaia EDR3}}</ref> и особено во видливиот дел на Млечниот Пат (како што е прикажано со деталните каталози на ѕвезди достапни за Млечниот Пат) и нејзините сателити. Поединечни ѕвезди како што се променливите [[Кефеида|Кефеиди]] биле забележани во галаксиите [[Месје 87|M87]]<ref>{{cite journal |bibcode=2020ApJS..246....3D |title=Clustering of Local Group Distances: Publication Bias or Correlated Measurements? VI. Extending to Virgo Cluster Distances |last1=De Grijs |first1=Richard |last2=Bono |first2=Giuseppe |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series |year=2020 |volume=246 |issue=1 |page=3 |doi=10.3847/1538-4365/ab5711 |arxiv=1911.04312 |s2cid=207852888 |doi-access=free }}
</ref> и [[Месје 100|M100]] на јатото [[Девица (галактичко јато)|Девица]],<ref>{{cite web
 | last1=Villard | first1=Ray | last2=Freedman | first2=Wendy L.
 | date=1994-10-26
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | title=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 | publisher=Hubble Site
 | access-date= 2007-08-05}}</ref> како и сјајни ѕвезди во некои други релативно блиски галаксии.<ref>{{cite journal |bibcode=2020MNRAS.497.4834S |title=New luminous blue variable candidates in the NGC 247 galaxy |last1=Solovyeva |first1=Y. |last2=Vinokurov |first2=A. |last3=Sarkisyan |first3=A. |last4=Atapin |first4=K. |last5=Fabrika |first5=S. |last6=Valeev |first6=A. F. |last7=Kniazev |first7=A. |last8=Sholukhova |first8=O. |last9=Maslennikova |first9=O. |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |year=2020 |volume=497 |issue=4 |page=4834 |doi=10.1093/mnras/staa2117 |doi-access=free |arxiv=2008.06215 |s2cid=221451751 }}
</ref> Со помош на гравитационата леќа, една ѕвезда (наречена [[Икар (ѕвезда)|Икар]]) е забележана на оддалеченост од 9 милијарди светлосни години.<ref name="NA-20180402">{{cite journal |author=Kelly, Patrick L. |display-authors=etal |title=Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens |date=2018-04-02 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=2 |issue=4 |pages=334–342 |doi=10.1038/s41550-018-0430-3 |arxiv=1706.10279 |bibcode=2018NatAs...2..334K |s2cid=125826925 }}</ref><ref name="SPC-20180402">{{cite web |last=Howell |first=Elizabeth |title=Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen |url=https://www.space.com/40171-cosmic-alignment-reveals-most-distant-star-yet.html |date=2018-04-02|work=[[Space.com]] |access-date=2018-04-02 }}</ref>

== Именување на ѕвездите ==
{{Main|Ѕвездени ознаки и имиња|Ѕвезден каталог}}

За време на [[вавилон]]скиот период било познато дека постоел концептот на соѕвездија. Античките набљудувачи на небото сметале дека ѕвездите на небото се поставени така што образуваат некои природни облици или ликови од митовите. Дванаесет од овие формации се наоѓале по должината на појасот на еклиптиката и тие станале основа на [[астрологијата]].<ref name=koch95>{{cite book |last1= Koch-Westenholz |first1= Ulla |last2= Koch |first2= Ulla Susanne |date= 1995 |title= Mesopotamian astrology: an introduction to Babylonian and Assyrian celestial divination |page= 163 |volume= 19 |series= Carsten Niebuhr Institute Publications |publisher= Museum Tusculanum Press |isbn= 978-87-7289-287-0}}</ref> На повеќе од овие ѕвезди им биле давани имиња и тоа најчесто со потекло од [[арапски јазик|арапскиот]] и [[латински јазик|латинскиот]] јазик.

Исто така и некои соѕвездија, а и [[Сонце]]то како ѕвезда имаат свои [[мит]]ови.<ref name="mythology">{{Наведена мрежна страница
 | last = Coleman | first = Leslie S
 | url = http://www.frostydrew.org/observatory/courses/myths/booklet.htm
 | title = Myths, Legends and Lore
 | publisher = Frosty Drew Observatory
 | accessdate = 2006-08-13 }}</ref> Луѓето сметале дека тие претставуваат души на нивните мртви богови. На пример ѕвездата Алгол се смета дека го претставува окото на Горгона Медуза.

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

Околу 1600 година, имињата на соѕвездијата се користеле за именување на ѕвездите во соодветните подрачја на небото. Германскиот астроном [[Јохан Бајер]] создаде серија ѕвездени карти на кои додал грчки букви како ознаки на ѕвездите во секое соѕвездие. Подоцна бил воведен систем за нумерирање заснован на [[Ректасцензија|десното искачување]] на ѕвездата и додаден во каталогот на ѕвезди на [[Џон Фламстид]] во неговата книга „''Historia coelestis Britannica''“ (издание од [[1712]] година), при што овој систем на нумерирање стана познат како [[Флемстидово означување]].<ref>{{cite web
 | url= http://www.iau.org/public/naming/ | title= Naming Astronomical Objects
 | publisher= [[International Astronomical Union]] (IAU)
 | access-date= 2009-01-30}}</ref><ref>{{cite web
 | url= http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | title= Naming Stars
 | publisher= [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
 | access-date= 2009-01-30}}</ref>

Единственото тело коешто може да ги именува ѕвездите и другите небесни тела е [[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]].<ref name= space_law09>{{cite book |last1= Lyall |first1= Francis |last2= Larsen |first2= Paul B. |title= Space Law: A Treatise |url= https://archive.org/details/spacelaw00lyal |url-access= limited |page= [https://archive.org/details/spacelaw00lyal/page/n190 176] |publisher= Ashgate Publishing, Ltd. |date= 2009 |isbn= 978-0-7546-4390-6 |chapter= Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies}}</ref>
<ref name="naming">{{Наведена мрежна страница
 | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309
 | title = The Naming of Stars
 | publisher = National Maritime Museum
 | accessdate = 2006-08-13
 | archive-date = 2007-10-29
 | archive-url = https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309
 | url-status = dead
 }}</ref>[[Меѓународен астрономски сојуз|Меѓународниот астрономски сојуз]] (МАС) ја одржува [[Работна група за имиња на ѕвезди|Работната група за имиња на ѕвезди]] (РГИЅ)<ref name="WGSN">{{cite web | url=https://www.iau.org/science/scientific_bodies/working_groups/280/ | title=IAU Working Group on Star Names (WGSN)|access-date=2016-05-22}}</ref> која ги каталогизира и стандардизира соодветните имиња за ѕвездите.<ref>{{cite web |url=https://www.iau.org/public/themes/naming_stars/ |title=Naming Stars |access-date=2021-02-05}}</ref><ref name= bl_disclaimer>{{cite web |title= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |work= British Library |publisher= The British Library Board |url= http://www.bl.uk/names.html |archive-url= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |archive-date= 2010-01-19 |access-date= 2010-06-29}}</ref> Голем број приватни компании продаваат имиња на ѕвезди кои не се признати од МАС,<ref name= bl_disclaimer>{{cite web |title= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |work= British Library |publisher= The British Library Board |url= http://www.bl.uk/names.html |archive-url= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |archive-date= 2010-01-19 |access-date= 2010-06-29}}</ref> професионалните астрономи или аматерската астрономска заедница<ref name= andersen10>{{cite web |first= Johannes |last= Andersen |title= Buying Stars and Star Names |publisher= International Astronomical Union |url= http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |access-date= 2010-06-24}}</ref>. Британската библиотека ова го нарекува нерегулирано комерцијално претпријатие<ref name=astrometry05>{{cite web |title= Star naming |date= 2005 |publisher= Scientia Astrophysical Organization. |url= http://www.astrometry.org/starnaming.php |access-date= 2010-06-29 |url-status=dead |archive-url= https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |archive-date= 2010-06-17 }}</ref>
, и Одделот за заштита на потрошувачите и работниците во Њујорк издало прекршување против една таква компанија со именување ѕвезди поради вклучување во измамничка трговска практика.<ref name= pliat02>{{cite book |first= Philip C. |last= Plait |author-link= Phil Plait| date= 2002 |title= Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax" |pages= [https://archive.org/details/badastronomymisc00plai_621/page/n247 237]–240 |publisher= John Wiley and Sons |isbn= 978-0-471-40976-2|title-link= Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax" }}</ref><ref name=sclafani19980508>{{cite news |first= Tom |last= Sclafani |date=1998-05-08 |title= Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One" |publisher= National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory |url= http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |archive-url= https://web.archive.org/web/20060111052632/http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |url-status=dead |archive-date=2006-01-11 |access-date= 2010-06-24 }}</ref>

==Мерни единици==

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

:{|
| [[Сончева сјајност|номинална сончева сјајност]]
| ''{{solar luminosity}}'' = {{val|3.828|e=26|u=W}} <ref name="Prsa16">
  {{cite journal
   | last1=Prsa | first1=A. | last2=Harmanec | first2=P. | last3=Torres | first3=G. | last4=Mamajek | first4=E.
   | display-authors=etal
   | title=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3| journal=Astronomical Journal
   | date=2016 | volume=152 | issue=2 | pages=41 | bibcode=2016AJ....152...41P
   | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788| s2cid=55319250
  | doi-access=free }}</ref>
|-
| [[Сончев полупречник|номинален сончев полупречник]]
| ''{{Solar radius}} = {{val|6.957|e=8|u=m}} <ref name="Prsa16"/>
|}

[[сончева маса]] {{сончева маса}} не била експлицитно дефинирана од страна на МАС поради големата релативна неизвесност({{val|e=−4}}) на [[Гравитациска константа|гравитациската константа]] ''G''. Бидејќи материјалот на Њутновата константа на гравитација и сончевата маса заедно (''G''{{solar mass}}) е одреден со многу поголема прецизност, МАС го дефинирала параметарот „номинална“ сончева маса да биде:
:{|
| параметар на номинална сончева маса:
| ''G{{solar mass}}'' = {{val|1.3271244|e=20|u=m3}}/s<sup>2</sup> <ref name="Prsa16"/>
|}
Параметарот на номиналната сончева маса може да се комбинира со најновата (2014 година) CODATA проценка на Њутновата гравитациска константа ''G'' за да се изведе сончевата маса да биде приближно {{val|1,9885|e=30|u=kg}}. Иако точните вредности за осветленоста, полупречникот, параметарот на масата и масата може малку да се разликуваат во иднина поради несигурности во набљудувањето, номиналните константи на МАС за 2015 година ќе останат исти SI-вредности бидејќи остануваат корисни мерки за цитирање на ѕвездените параметри.

Големите должини, како што е полупречникот на џиновска ѕвезда или [[Полуголема и полумала оска|полуголема оска]] на двоен ѕвезден систем, често се изразуваат во однос на [[астрономска единица]]- приближно еднакво на средното растојание помеѓу Земјата и Сонцето (150 милиони km или приближно 93 милиони милји). Во 2012 година, МАС ја дефинирал астрономската константа да биде точна должина во метри: 149.597.870.700 метри.<ref name="Prsa16"/>

== Настанок и развој ==
{{Главна|Ѕвезден развој}}

Ѕвездите се образуваат во проширени области на голема густина во меѓуѕвездениот простор, иако таа густина е пониска од густината на една обична [[вакуумска комора]]. Овие области се наречени [[молекуларен облак|молекуларни облаци]] и содржат најмногу водород, од 23-28% хелиум и неколку проценти потешки елементи. Еден таков пример за област каде се образува ѕвезда е [[Орионова маглина|Орионовата маглина]]<ref>
{{cite journal
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | date=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}
</ref>. Повеќето ѕвезди се формираат во групи од десетици до стотици илјади ѕвезди.<ref>
{{cite journal
 | last1=Lada | first1=C. J.
 | last2=Lada | first2= E. A.
 | title= Embedded Clusters in Molecular Clouds
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | date=2003 | volume= 41
 | issue=1 | pages= 57–115 | doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844
 | bibcode=2003ARA&A..41...57L
|arxiv = astro-ph/0301540 | s2cid=16752089
 }}
</ref> Масивните ѕвезди во овие групи може силно да ги осветлат тие облаци, јонизирајќи го водородот и создаваќи [[H II-подрачјеЖH II-подрачја]]. Таквите повратни ефекти, од формирањето на ѕвездите, на крајот може да го нарушат облакот и да спречат понатамошно формирање на ѕвезди.<ref>{{cite journal |doi=10.1088/0004-637X/729/2/133 |title=Star Formation Efficiencies and Lifetimes of Giant Molecular Clouds in the Milky Way |year=2011 |last1=Murray |first1=Norman |journal=The Astrophysical Journal |volume=729 |issue=2 |page=133 |arxiv=1007.3270 |bibcode=2011ApJ...729..133M |s2cid=118627665 }}</ref>

Сите ѕвезди го поминуваат поголемиот дел од своето постоење како ѕвезди од [[главната низа]], поттикнати првенствено од [[јадрено соединување|јадреното соединување]] на [[водород]] во [[хелиум]] во нивните јадра. Меѓутоа, ѕвездите со различна маса имаат значително различни својства во различни фази од нивниот развој. Крајната судбина на помасивните ѕвезди се разликува од судбината на помалку масивните ѕвезди, како и нивната сјајност и влијанието што го имаат врз нивната околина. Според тоа, астрономите често ги групираат ѕвездите според нивната маса:<ref>
{{cite book
 | first=Sun | last=Kwok | date=2000 | pages=103–104
 | title=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-62313-1}}
</ref>
* ''Ѕвезди со многу мала маса'', со маса под {{Solar mass|0.5}}, се целосно конвективни и рамномерно го распределуваат хелиумот низ целата ѕвезда додека се на [[главната низа]]. Затоа, тие никогаш не стануваат [[црвен џин|црвени џинови]]. Откако ќе го исцрпат нивниот водород, тие стануваат хелиумски [[Бело џуџе|бели џуџиња]] и полека се ладат.<ref name=adams/> Бидејќи животниот век на ѕвездите од {{solar mass|0.5}} е подолг од [[Старост на вселената|староста на вселената]], ниту една таква ѕвезда сè уште не ја достигнала фазата на бело џуџе.
* ''Ѕвезди со мала маса'' (вклучувајќи го и Сонцето), со маса помеѓу {{solar mass|0.5}} и ~{{Solar mass|2.25}} во зависност од составот, стануваат црвени џинови бидејќи водородот во нивното јадро се исцрпува и тие почнуваат да горат хелиум во јадрото со [[хелиумски блесок]]; тие развиваат изродено јаглеродно-кислородно јадро подоцна на [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотичната гранка на џиновси]]; тие конечно ја дуваат својата надворешна обвивка како планетарна маглина и го оставаат зад себе нивното јадро во форма на бело џуџе.<ref name=Kolb2014>{{cite book
 | title=Astrobiology, An Evolutionary Approach
 | pages=21–25 | isbn=978-1466584617
 | publisher=Taylor & Francis | date= 2014
 | editor-first=Vera M. | editor-last=Kolb
 | url=https://books.google.com/books?id=75hBBAAAQBAJ&pg=PA23
}}</ref><ref name=Bisnovatyi-Kogan2013>{{cite book
 | title=Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability
 | first= G. S. | last=Bisnovatyi-Kogan | date=2013
 | translator1-first=A. Y. | translator1-last=Blinov
 | translator2-first=M. | translator2-last=Romanova
 | pages=108–125 | isbn=978-3662226391
 | publisher=Springer Berlin Heidelberg
 | url=https://books.google.com/books?id=AkjtCAAAQBAJ&pg=PA108
}}</ref>
* ''Ѕвезди со средна маса'', помеѓу ~{{solar mass|2.25}} и ~{{solar mass|8}}, минуваат низ развојни фази слични на ѕвездите со мала маса, но по релативно краток период на [[Гранка на црвени џинови|гранката на црвениот џин]] тие го запалуваат хелиумот без блесок и поминуваат подолг период во [[црвена грутка]] пред да се формира изродено јаглеродно-кислородно јадро.<ref name=Kolb2014/><ref name=Bisnovatyi-Kogan2013/>
* ''Масивни ѕвезди'' генерално имаат минимална маса од ~{{Solar mass|8}}.<ref>{{cite journal
 | title=The Metallicity Dependence of the Minimum Mass for Core-collapse Supernovae
 | last1=Ibeling | first1=Duligur | last2=Heger | first2=Alexander
 | journal=The Astrophysical Journal Letters
 | volume=765 | issue=2 | id=L43 | pages=4
 | date=March 2013 | doi=10.1088/2041-8205/765/2/L43
 | arxiv=1301.5783 | bibcode=2013ApJ...765L..43I
| s2cid=118474569 }}</ref> Откако ќе го исцрпат водородот во јадрото, овие ѕвезди стануваат [[суперџин]] и продолжуваат до [[јаглеродно соединување]] на елементи потешки од хелиумот. Многумина ги завршуваат своите животи кога нивните јадра ќе пропаднат и тие експлодираат како [[Супернова|супернови]].<ref name=Kolb2014/><ref>{{cite book
 | last1=Thielemann | first1=F. -K. | last2=Hirschi | first2=R.
 | last3=Liebendörfer | first3=M. | last4=Diehl | first4=R.
 | chapter=Massive Stars and their Supernovae
 | display-authors=1 | title=Astronomy with Radioactivities
 | editor1-first=Roland | editor1-last=Diehl
 | editor2-first=Dieter H. | editor2-last=Hartmann
 | editor3-first=Nikos | editor3-last=Prantzos
 | display-editors=1 | series=Lecture Notes in Physics
 | volume=812 | publication-place=Berlin
 | publisher=Springer | date=2011 | pages=153–232
 | doi=10.1007/978-3-642-12698-7_4 | isbn=978-3-642-12697-0
 | arxiv=1008.2144 | bibcode=2011LNP...812..153T | s2cid=119254840 }}</ref>

=== Ѕвездообразба ===
{{Главна|Ѕвездообразба}}
{{Multiple image|perrow = 1|total_width = 240
 | direction         = vertical

 <!--image 1-->
 | image1            = Witness the Birth of a Star.jpg
 | alt1              =
 | caption1          = Уметничка концепција за раѓање на ѕвезда во густ [[молекуларен облак]]
 <!--image 2-->
 | image2            = W40_star-forming_region.jpg
 | alt2              =
 | caption2          = Јато од приближно 500 млади ѕвезди се наоѓа во блиската [[Вестерхаут 40]]
}}
Образувањето на ѕвезда ([[ѕвездообразба]]та) започнува со гравитациска нестабилност во ватрешността на молекуларниот облак, најчесто компресија на облаците со зрачење од масивни ѕвезди, проширување на меурчиња во меѓуѕвездената средина, судир на различни молекуларни облаци или судир на галаксии (како во галаксија со избувнување на ѕвезди.<ref>
{{cite journal
 | last1=Elmegreen | first1=B. G.
 | last2=Lada | first2= C. J.
 | title= Sequential formation of subgroups in OB associations
 | journal= Astrophysical Journal, Part 1
 | date=1977 | volume= 214
 | pages= 725–741 | doi=10.1086/155302
 | bibcode=1977ApJ...214..725E
}}
</ref><ref>
{{cite journal
 | last1=Getman | first1=K. V.
 | display-authors=1
 | last2=Feigelson | first2= E. D.
 | last3=Sicilia-Aguilar| first3=A.
 | last4=Broos | first4=P. S.
 | last5=Kuhn | first5=M. A.
 | last6=Garmire | first6=G. P.
 | title= The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region
 | journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | date=2012 | volume= 426 | issue=4
 | pages= 2917–2943 | doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x
 | doi-access=free
 | bibcode=2012MNRAS.426.2917G
|arxiv = 1208.1471 | s2cid=49528100
 }}
</ref> Кога едно подрачје ќе достигне одредена густина, односно ќе го задоволи критериумот за [[Џинсова нестабилност|Џинсоновата нестабилност]] започнува да се срушува во своето сопствено јадро под дејство на гравитациската сила.<ref>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith | date=2004
 | title=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | url-access=limited | publisher=Imperial College Press
 | isbn=978-1-86094-501-4 | pages=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68}}
</ref>

Додека облакот се урива, поединечни конгломерати од густа прашина и гас образуваат нешто што е познато како [[глобула]] (темен облак од прашина). Како што топката се распаѓа и густината се зголемува, гравитационата енергија се претвора во топлина и температурата се зголемува. Кога [[Протоѕвезден облак|протоѕвездениот облак]] приближно ќе ја достигне стабилната состојба на [[хидростатичка рамнотежа]], во јадрото се формира [[протоѕвезда]].<ref>
{{cite web
 | last= Seligman | first= Courtney
 | url= http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archive-url= https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archive-date= 2008-06-23
 | title= Slow Contraction of Protostellar Cloud | work= Self-published
 | access-date= 2006-09-05}}
</ref> Овие ѕвезди од [[Ѕвезда пред главната низа|пред главната низа]] често се опкружени со [[протопланетарен диск]] и се напојуваат главно со конверзија на гравитационата енергија. Периодот на гравитациска контракција трае околу 10 милиони години за ѕвезда како сонцето, до 100 милиони години за црвено џуџе.<ref name="Hanslmeier2010">{{cite book|author=Arnold Hanslmeier|title=Water in the Universe|url=https://books.google.com/books?id=Mj5tSld5tjMC&pg=PA163|date=2010|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-90-481-9984-6|pages=163}}</ref>

Раните ѕвезди помали од  {{Solar mass|2}} се нарекуваат [[ѕвезда од типот на T Бик|ѕвезди од типот на T Бик]], додека оние со поголема маса се [[Хербигова Ae/Be-ѕвезда|Хербигови Ae/Be-ѕвезди]]. Овие новоформирани ѕвезди испуштаат млазови гас долж нивната оска на вртење, што може да го намали [[Момент на импулсот|аголниот импулс]] на ѕвездата што се распаѓа и да резултира со мали делови од небулозност познати како [[Хербиг-Ароово тело|Хербиг-Ароови тела]].<ref>
{{cite conference
 | last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
 | last3=Reipurth | first3=B. | date= 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | book-title= Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor1-last=Benvenuti | editor1-first=Piero
 | editor2-first=F.D. | editor2-last=Macchetto
 | editor3-first=Ethan J. | editor3-last=Schreier
 | publisher=Space Telescope Science Institute | page=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}
</ref><ref name=smith04>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith
 | title=The origin of stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | url-access=limited | page=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | date=2004
 | isbn=978-1-86094-501-4
 | publisher=Imperial College Press
}}
</ref> Овие млазови, во комбинација со зрачењето од блиските масивни ѕвезди, може да помогнат да се избрка околниот облак од кој е формирана ѕвездата.<ref>
{{cite news
 | first=Tom | last=Megeath | date=2010-05-11
 | title=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | publisher=ESA | access-date=2010-05-17}}
</ref>

На почетокот на нивниот развој, [[ѕвезда од типот на T Бик|ѕвездите од типот на T Бик]] ја следат [[Хајашиева патека|Хајашиевата патека]] - тие се собираат и ја намалуваат сјајноста додека остануваат на приближно иста температура. Помалку масивните ѕвезди од типот на T Бик ја следат оваа патека до главната низа, додека помасивните ѕвезди се свртуваат кон [[Хајашиева патека|Хајашиевата патека]].<ref name="Darling2004">{{cite book|author=David Darling|title=The Universal Book of Astronomy: From the Andromeda Galaxy to the Zone of Avoidance|url=https://books.google.com/books?id=L5zuAAAAMAAJ|year=2004|publisher=Wiley|isbn=978-0-471-26569-6|page=229}}</ref>

Забележано е дека повеќето ѕвезди се членови на двојни [[Ѕвезден систем|ѕвездени системи]], а својствата на тие системи се резултат на условите во кои тие се формирале.<ref>
{{cite journal
 | last1=Duquennoy | first1=A.
 | last2=Mayor | first2= M.
 | title= Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample
 | url=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1991-08_248_2/page/485 | journal= Astronomy & Astrophysics
 | date=1991 | volume= 248 | issue=2
 | pages= 485–524
 | bibcode=1991A&A...248..485D
}}
</ref> Гасниот облак мора да го изгуби својот аголен моментум за да се сруши и да формира ѕвезда. Фрагментацијата на облакот на повеќе ѕвезди пренесува дел од тој аголен моментум. Примордијалните двојни броеви пренесуваат одреден аголен моментум со гравитациони заемни дејства за време на блиски средби со други ѕвезди во младите [[Ѕвездено јато|ѕвездени јата]]. Овие заемни дејства имаат тенденција да се раздвојуваат пошироко одвоени (меки) двојни системи додека предизвикуваат тврдите  да станат поцврсто врзани. Ова произведува одвојување на двојните во нивните две набљудувани распределби на население.<ref name="Padmanabhan2000">{{cite book|author=T. Padmanabhan|title=Theoretical Astrophysics: Volume 2, Stars and Stellar Systems|url=https://books.google.com/books?id=TOjwtYYb63cC&pg=PA557|year=2000|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-56631-5|pages=557}}</ref>

===Главна низа===
{{Главна|Главна низа}}

Ѕвездите поминуваат околу 90% од својот живот спојувајќи го [[водородот]] во [[хелиум]] во реакциите на висока температура и притисок во нивните јадра. Се вели дека таквите ѕвезди се во [[главната низа]] и се нарекуваат [[Џуџеста ѕвезда|џуџести ѕвезди]]. Почнувајќи од главната секвенца на нулта возраст, процентот на хелиум во јадрото на ѕвездата постојано ќе се зголемува, стапката на јадрено соединување во јадрото полека ќе се зголемува, како и температурата и сјајноста на ѕвездата.<ref>
{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P.
 | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | date=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi= 10.1086/190603
}}</ref> Сонцето, на пример, се проценува дека има зголемена сјајност за околу 40% откако ја достигнало главната низа пред 4,6 милијарди (4,6×109) години.<ref name=sun_future />

Секоја ѕвезда произведува [[ѕвезден ветер]] од честички што предизвикува постојано испуштање на гасови во вселената. За повеќето ѕвезди губитокот на гасови многу малку влијае на нивната маса. Сонцето секоја година губи од 10<sup>−7</sup> до 10<sup>−5</sup> сончеви единици на маса секоја година или околу 0,01% од масата во целиот живот.<ref>{{наведено списание
 | author=Wood, B. E.; Müller, H.-R.; Zank,  G. P.; Linsky,  J. L.
 | title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=2002
 | volume=574
 | issue=1
 | pages=412–425
 | url=http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/340797
 | doi=10.1086/340797+
 }}{{Мртва_врска|date=October 2022 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}</ref> Како и да е некои масивни ѕвезди губат големо количество маса во овој процес што негативно се одразува на нивниот развој. Ѕвездите кои започнуваат со повеќе од {{Solar mass|50}} можат да изгубат повеќе од половина од нивната вкупна маса додека се на главната низа.<ref>{{cite web
 | url= http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | title= The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | publisher= Royal Greenwich Observatory
 | access-date= 2015-11-17
 | archive-date= 2015-11-18
 | archive-url= https://web.archive.org/web/20151118161020/http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | url-status= dead
 }}</ref>
[[Податотека:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|Пример на [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм]] за збир на ѕвезди што го вклучува Сонцето (средина) (види [[#Класификација|Класификација]])]]

Времето кое ѕвездата го поминува на главната низа зависи првенствено од количината на гориво што ја има и брзината со која ја спојува. Се очекува Сонцето да живее 10 милијарди ({{val|e=10}}) години. Масивните ѕвезди го трошат своето гориво многу брзо и се краткотрајни. Ѕвездите со мала маса го трошат своето гориво многу бавно. Ѕвездите со помала маса од 0 {{Solar mass|0.25}}, наречени [[црвено џуџе|црвени џуџиња]], се способни да ја спојат речиси целата своја маса, додека ѕвездите со околу  {{Solar mass|1}} можат да спојат само околу 10% од нивната маса. Комбинацијата на нивната бавна потрошувачка на гориво и релативно големо корисно снабдување со гориво им овозможува на ѕвездите со мала маса да траат околу еден трилион ({{val|10|e=12}})  години; најекстремната од {{Solar mass|0.08}} ќе трае околу 12 трилиони години. Црвените џуџиња стануваат пожешки и посветли како што акумулираат хелиум. Кога на крајот ќе им снема водород, тие се собираат во [[бело џуџе]] и опаѓаат во температурата.<ref name=adams>{{cite conference
 | bibcode=2004RMxAC..22...46A
 | last1=Adams
 | first1=Fred C.
 | last2=Laughlin
 | first2=Gregory
 | last3=Graves
 | first3=Genevieve J.M.
 | title=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 | book-title=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 | pages=46–49
 | publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 | url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | access-date=2008-06-24
 | archive-date=11 July 2019
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | url-status=dead
 }}</ref> Бидејќи животниот век на таквите ѕвезди е поголем од сегашната старост на вселената (13,8 милијарди години), се очекува дека ниту една ѕвезда помала од {{Solar mass|0.85}}<ref name="saomainseq">
{{cite encyclopedia |title=Main Sequence Lifetime |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime |encyclopedia=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy |publisher=Swinburne University of Technology}}
</ref> не се отселила од главната низа.

Покрај масата, елементите потешки од [[хелиум]]от можат да играат значајна улога во развојот на ѕвездите. Астрономите ги означуваат сите елементи потешки од хелиумот „метали“ и ја нарекуваат хемиската концентрација на овие елементи во ѕвездата, нејзината [[металичност]]. Металичноста на ѕвездата може да влијае на времето потребно на ѕвездата да го согори своето гориво и го контролира формирањето на нејзините магнетни полиња,<ref>
{{cite journal
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | date=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P| doi-access=free }}
</ref> што влијае на јачината на нејзиниот [[ѕвезден ветер]].<ref>
{{cite web
 | date= 2004-06-18
 | url= http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archive-url= https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archive-date= 2004-11-22
 | title= Mass loss and Evolution | publisher= UCL Astrophysics Group
 | access-date= 2006-08-26}}
</ref> Постарите [[Ѕвездено население|Ѕвезди од населението II]] имаат значително помала металичност од помладите ѕвезди од населението I поради составот на молекуларните облаци од кои се формирале. Со текот на времето, таквите облаци се повеќе се збогатуваат со потешки елементи бидејќи постарите ѕвезди умираат и фрлаат делови од нивната атмосфера.<ref name="Astrophysics1984">{{cite book|author=Rutherford Appleton Laboratory. Workshop on Astronomy and Astrophysics|title=Gas in the Interstellar Medium: Rutherford Appleton Laboratory Workshop on Astronomy and Astrophysics : 21–23 May, 1983, The Cosener's House, Abingdon|url=https://books.google.com/books?id=e37vAAAAMAAJ|year=1984|publisher=Science and Engineering Research Council, Rutherford Appleton Laboratory}}</ref>

=== По главната низа ===
{{Главна|Проценка на ѕвездена возраст}}
[[Податотека:Betelgeuse_captured_by_ALMA.jpg|мини| [[Бетелгез]] гледано од АЛМА . Ова е првпат АЛМА да набљудува површина на ѕвезда и да резултира со достапна слика на Бетелгез со највисока резолуција.]]
Како ѕвезди од најмалку {{Сончева маса|0.4}}  <ref name="late stages">{{Наведена мрежна страница|url=http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html|title=Late stages of evolution for low-mass stars|last=Richmond|first=Michael|publisher=Rochester Institute of Technology|accessdate=2006-08-04}}</ref> го исцрпуваат снабдувањето со водород во нивното јадро, тие почнуваат да спојуваат водород во обвивка што го опкружува јадрото на хелиумот. Надворешните слоеви на ѕвездата се шират и многу се ладат додека преминуваат во [[црвен џин]]. Во некои случаи, тие ќе спојат потешки [[Хемиски елемент|елементи]] во јадрото. Како што ѕвездите се шират, тие исфрлаат дел од нивната маса, збогатена со тие потешки елементи, во [[меѓуѕвездена средина]], за подоцна да се рециклираат како нови ѕвезди.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html|title=Stellar Evolution & Death|publisher=NASA Observatorium|archive-url=https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html|archive-date=2008-02-10|accessdate=2006-06-08}}</ref> Во околу 5&nbsp;милијарди години, кога Сонцето ќе влезе во фазата на согорување на хелиумот, ќе се прошири до максимален полупречник од приближно {{Convert|1|AU|e6km}}, 250 пати повеќе од сегашната големина и ќе изгуби 30% од сегашната маса.<ref name="sun_future">
{{Наведено списание|last=Sackmann|first=I. J.|last2=Boothroyd|first2=A. I.|last3=Kraemer|first3=K. E.|date=1993|title=Our Sun. III. Present and Future|journal=Astrophysical Journal|volume=418|page=457|bibcode=1993ApJ...418..457S|doi=10.1086/173407|doi-access=free}}
</ref><ref name="sun_future_schroder">
{{Наведено списание|last=Schröder|first=K.-P.|last2=Smith|first2=Robert Connon|date=2008|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=386|issue=1|pages=155–163|arxiv=0801.4031|bibcode=2008MNRAS.386..155S|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|doi-access=free}}
See also {{Наведени вести|url=https://www.newscientist.com/article/dn13369|title=Hope dims that Earth will survive Sun's death|last=Palmer|first=Jason|date=2008-02-22|work=NewScientist.com news service|access-date=2008-03-24}}
</ref>

Како што обвивката што согорува водород произведува повеќе хелиум, јадрото се зголемува во масата и температурата. Во црвен џин до {{Сончева маса|2.25}} , масата на јадрото на хелиумот се изродува пред [[Троен алфа-процес|соединувањето на хелиумот]]. Конечно, кога температурата се зголемува доволно, соединувањето на јадрото на хелиумот започнува експлозивно во она што се нарекува [[хелиумски блесок]], а ѕвездата брзо се собира во полупречник, ја зголемува температурата на површината и се движи кон [[Хоризонтална гранка|хоризонталната гранка]] на дијаграмот Х-Р. За помасивни ѕвезди, [[Троен алфа-процес|соединувањето на хелиумот]] започнува пред да се изродува јадрото, а ѕвездата поминува извесно време во [[Црвена грутка|црвената грутка]], каде полека гори хелиум, пред да се сруши надворешната конвективна обвивка и ѕвездата потоа да се пресели во хоризонталната гранка.<ref name="iben">{{Наведено списание|last=Iben|first=Icko Jr.|date=1991|title=Single and binary star evolution|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=76|pages=55–114|bibcode=1991ApJS...76...55I|doi=10.1086/191565|doi-access=free}}</ref>

Откако ѕвездата ќе го спои хелиумот од своето јадро, таа почнува да го спојува хелиумот по должина на обвивката што го опкружува врелото јаглеродно јадро. Ѕвездата потоа следи развојна патека наречена [[Асимптотска гранка на џинови|асимптотична гранка на џинови]] (АГЏ) која е паралелна со другата опишана фаза на црвен џин, но со поголема сјајност. Помасивните АГЏ ѕвезди може да претрпат краток период на јаглеродно соединуање пред јадрото да се изродува. За време на фазата АГЏ, ѕвездите подлежат на [[Асимптотска гранка на џинови|топлински импулси]] поради нестабилност во јадрото на ѕвездата. Во овие топлински импулси, сјајноста на ѕвездата [[Променлива ѕвезда|варира]] и материјата се исфрла од атмосферата на ѕвездата, на крајот формирајќи [[планетарна маглина]]. Дури 50 до 70% од масата на ѕвездата може да се исфрли во овој процес на губење на масата. Бидејќи распространувањето на енергија во АГЏ ѕвезда е првенствено со струење, овој исфрлен материјал се збогатува со материјалите од фузија кои се [[Зацрпување (астрономија)|извлекуваат]] од јадрото. Затоа, планетарната маглина е збогатена со елементи како јаглерод и кислород. На крајот, планетарната маглина се распрснува, збогатувајќи ја општата меѓуѕвездена средина.<ref name="carroll_ostlie_ch13">{{Наведена книга|title=An Introduction to Modern Astrophysics|last=Carroll|first=Bradley W.|last2=Ostlie|first2=Dale A.|date=7 September 2017|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1108422161|edition=2nd|location=Cambridge, United Kingdom|chapter=Chapter 13}}</ref> Затоа, идните генерации ѕвезди се направени од „ѕвездени работи“ од минатите ѕвезди.

==== Масивни ѕвезди ====
[[Податотека:Layers_of_an_evolved_star.png|мини|Слоеви слични на кромид во јадрото на масивна, развојна ѕвезда непосредно пред јадрото да пропадне]]
За време на нивната фаза на согорување на хелиум, ѕвезда со повеќе од 9 сончеви маси се шири за да формира најпрвин [[син суперџин]], а потоа [[црвен суперџин]]. Особено масивните ѕвезди (што надминуваат 40 сончеви маси, како [[Алнилам]], средишниот син суперџин на Орионовиот Појас) <ref>{{Наведено списание|last=Puebla|first=Raul E.|last2=Hillier|first2=D. John|last3=Zsargó|first3=Janos|last4=Cohen|first4=David H.|last5=Leutenegger|first5=Maurice A.|date=2016-03-01|title=X-ray, UV and optical analysis of supergiants: $\epsilon$ Ori|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=456|issue=3|pages=2907–2936|arxiv=1511.09365|doi=10.1093/mnras/stv2783|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref> не стануваат црвени суперџинови поради голема загуба на маса.<ref>{{Наведено списание|last=Vanbeveren|first=D.|last2=De Loore|first2=C.|last3=Van Rensbergen|first3=W.|date=1998-12-01|title=Massive stars|url=https://doi.org/10.1007/s001590050015|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|language=en|volume=9|issue=1|pages=63–152|bibcode=1998A&ARv...9...63V|doi=10.1007/s001590050015|issn=1432-0754}}</ref> Наместо тоа, тие можат да се развијат во [[Волф-Рајеова ѕвезда]], карактеризирана со спектри доминирани од спектрални линии на елементи потешки од водородот, кои стигнале до површината поради силното струење и интензивното губење на масата или од соголувањето на надворешните слоеви.<ref name="ContiLoore2012">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=aZbnCAAAQBAJ|title=Mass Loss and Evolution of O-Type Stars|last=P.S. Conti|last2=C. de Loore|date=2012|publisher=Springer Science & Business Media|isbn=978-94-009-9452-2}}</ref>

Кога хелиумот се исцрпува во јадрото на масивната ѕвезда, јадрото се собира и температурата и притисокот се зголемуваат доволно за да се спои [[јаглерод]]от (види [[Јаглеродно согорување|Процес на јаглеродно согорување]]). Овој процес продолжува, при што последователните фази се напојуваат со [[неон]] (види [[Неонско согорување|процес на неонско согорување]]), [[кислород]] (види [[Кислородно согорување|процес на кислородно согорување]]) и [[силициум]] (види [[Силициумско согорување|процес на силициумско согорување]]). При крајот на животот на ѕвездата, согорувањето продолжува по низа лушпи од слој кромид во масивна ѕвезда. Секоја обвивка спојува различен елемент, при што најоддалечената обвивка спојува водород; следната школка спојува хелиум, и така натаму.<ref>
{{Наведена мрежна страница|url=https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html|title=The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae|publisher=Penn Stats College of Science|accessdate=2016-01-05}}
</ref>

Последната фаза се јавува кога масивна ѕвезда започнува да произведува железо. Бидејќи железните јадра се поцврсто поврзани од било кои потешки јадра, секое согорување надвор од железото не произведува нето ослободување на енергија.<ref name="sneden">{{Наведено списание|last=Sneden|first=Christopher|date=2001-02-08|title=Astronomy: The age of the Universe|journal=Nature|volume=409|issue=6821|pages=673–675|doi=10.1038/35055646|pmid=11217843|doi-access=free}}</ref>

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

==== Колапс ====
Како што јадрото на ѕвездата се намалува, интензитетот на зрачењето од таа површина се зголемува, создавајќи таков [[зрачен притисок]] врз надворешната обвивка на гасот што ќе ги оттурне тие слоеви, формирајќи планетарна маглина. Доколку она што останува по исфрлањето на надворешната атмосфера е помало од приближно {{Сончева маса|1.4}}, се собира до релативно мало тело со големина на Земјата, познато како [[бело џуџе]]. На белите џуџиња им недостасува маса за да се изврши понатамошна гравитациска компресија.<ref>
{{Наведено списание|last=Liebert|first=James|date=1980|title=White dwarf stars|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=18|issue=2|pages=363–398|bibcode=1980ARA&A..18..363L|doi=10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}
</ref> Електронската изродена материја во бело џуџе повеќе не е плазма. На крајот, белите џуџиња исчезнуваат во [[Црно џуџе|црни џуџиња]] во текот на многу долг временски период.<ref>{{Наведени вести|url=https://www.science.org/content/article/way-universe-ends-not-whimper-bang|title=This is the way the universe ends: not with a whimper, but a bang|last=Mann|first=Adam|date=2020-08-11|work=Science {{!}} AAAS|language=en}}</ref>
[[Податотека:Crab_Nebula.jpg|мини| [[Раковидна Маглина]], остатоци од супернова која првпат била забележана околу 1050 г.]]
Кај масивните ѕвезди, јадреното соединување продолжува се додека железното јадро не порасне толку големо (повеќе од {{Сончева маса|1.4}}) дека повеќе не може да ја поддржи сопствената маса. Ова јадро наеднаш ќе се сруши додека неговите електрони ќе се втурнат во неговите протони, формирајќи неутрони, [[Неутрино|неутрина]] и гама зраци во излив на [[Електронски зафат|заробување електрони]] и инверзно бета распаѓање. Ударниот бранформиран од овој ненадеен колапс предизвикува остатокот од ѕвездата да експлодира во супернова. Суперновите стануваат толку светли што може накратко да ја надминат целата домашна галаксија на ѕвездата. Кога се појавуваат во рамките на Млечниот Пат, суперновите историски биле набљудувани од набљудувачи со голо око како „нови ѕвезди“ каде што навидум не постоела претходно.<ref name="supernova">
{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|title=Introduction to Supernova Remnants|date=2006-04-06|publisher=Goddard Space Flight Center|accessdate=2006-07-16}}
</ref>

Експлозија на супернова ги разнесува надворешните слоеви на ѕвездата, оставајќи [[Остаток од супернова|остаток]] како што е Раковидна Маглината.<ref name="supernova">
{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|title=Introduction to Supernova Remnants|date=2006-04-06|publisher=Goddard Space Flight Center|accessdate=2006-07-16}}
</ref> Јадрото е компресирано во [[неутронска ѕвезда]], која понекогаш се манифестира како [[пулсар]] или рендгенски распрснувач . Во случајот со најголемите ѕвезди, остатокот е црна дупка поголема од {{Сончева маса|4}}.<ref>{{Наведено списание|last=Fryer|first=C. L.|date=2003|title=Black-hole formation from stellar collapse|url=https://zenodo.org/record/1235744|journal=Classical and Quantum Gravity|volume=20|issue=10|pages=S73–S80|bibcode=2003CQGra..20S..73F|doi=10.1088/0264-9381/20/10/309}}</ref> Во неутронска ѕвезда материјата е во состојба позната како неутронско-изродена материја, со поегзотична форма на изродена материја, QCD материја, веројатно присутна во јадрото.<ref>{{Наведено списание|last=Vuorinen|first=Aleksi|year=2019|title=Neutron stars and stellar mergers as a laboratory for dense QCD matter|journal=Nuclear Physics A|volume=982|page=36|arxiv=1807.04480|bibcode=2019NuPhA.982...36V|doi=10.1016/j.nuclphysa.2018.10.011}}</ref>

Разнесените надворешни слоеви на ѕвездите кои умираат, вклучуваат тешки елементи, кои може да се рециклираат за време на формирањето на нови ѕвезди. Овие тешки елементи овозможуваат формирање на земјовидни планети. Одливот од супернови и ѕвездениот ветер на големите ѕвезди играат важна улога во обликувањето на меѓуѕвездената средина.<ref name="supernova">
{{Наведена мрежна страница|url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html|title=Introduction to Supernova Remnants|date=2006-04-06|publisher=Goddard Space Flight Center|accessdate=2006-07-16}}
</ref>

==== Двојни ѕвезди ====
Развојот на [[Двојна ѕвезда|двојните ѕвезди]] може значително да се разликува од онаа на единечните ѕвезди со иста маса. На пример, кога која било ѕвезда се шири и станува црвен џин, таа може да ја пополни нејзината Рошеова шуплина, околниот регион каде што материјалот е гравитациски врзан за неа; доколку ѕвездите во двојниот систем се доволно блиску, дел од тој материјал може да се пополни до другата ѕвезда, давајќи феномени вклучувајќи [[Контактна двојна ѕвезда|контактни двојни елементи]], двојни обвивки со заеднички обвивки, [[Катаклизмична променлива ѕвезда|катаклизмички променливи]], сини заострувачи,<ref>{{Наведено списание|last=Leiner|first=Emily M.|last2=Geller|first2=Aaron|date=2021-01-01|title=A Census of Blue Stragglers in Gaia DR2 Open Clusters as a Test of Population Synthesis and Mass Transfer Physics|url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021arXiv210111047L/abstract|journal=The Astrophysical Journal|volume=908|issue=2|pages=arXiv:2101.11047|arxiv=2101.11047|bibcode=2021ApJ...908..229L|doi=10.3847/1538-4357/abd7e9|doi-access=free}}</ref> и [[Супернова од типот Ia|тип Ia супернови]] . Преносот на масата води до случаи како што е Алголниот парадокс, каде што најразвиената ѕвезда во системот е најмалку масивна.<ref>{{Наведено списание|last=Brogaard|first=K|last2=Christiansen|first2=S M|last3=Grundahl|first3=F|last4=Miglio|first4=A|last5=Izzard|first5=R G|last6=Tauris|first6=T M|last7=Sandquist|first7=E L|last8=VandenBerg|first8=D A|last9=Jessen-Hansen|first9=J|date=2018-12-21|title=The blue straggler V106 in NGC 6791: a prototype progenitor of old single giants masquerading as young|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=481|issue=4|pages=5062–5072|arxiv=1809.00705|bibcode=2018MNRAS.481.5062B|doi=10.1093/mnras/sty2504|doi-access=free}}</ref>

Развојот на двојните ѕвезди и [[Ѕвезден систем|ѕвездените системи]] од повисок ред интензивно се истражува бидејќи толку многу ѕвезди се откриени дека се членови на двојни системи. Околу половина од ѕвездите слични на Сонцето и уште поголем процент на помасивни ѕвезди се формираат во повеќе системи, а тоа може многу да влијае на феномените како што се новите и суперновите, формирањето на одредени видови ѕвезди и збогатувањето на просторот со нуклеосинтезни производи.<ref name="beccari2019">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=Um2MDwAAQBAJ|title=The Impact of Binary Stars on Stellar Evolution|last=Giacomo Beccari|last2=Henri M. J. Boffin|date=2019|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1-108-42858-3}}</ref>

Сè уште е спорно влијанието на развојот на двојните ѕвезди врз формирањето на развојните масивни ѕвезди, како што се [[Сјајна сина променлива ѕвезда|сјајните сини променливи]], Волф-Рајеовите ѕвезди и прогениторите на одредени класи на [[супернова]] со колапс на јадрото. Единечните масивни ѕвезди можеби нема да можат да ги исфрлат своите надворешни слоеви доволно брзо за да ги формираат типовите и бројот на развојни ѕвезди што се набљудуваат, или да произведат прогенитори кои би експлодирале како суперновите што се набљудуваат. Преносот на масата преку гравитациско соголување во двојни системи, некои астрономи го гледаат како решение за тој проблем.<ref>{{Наведено списание|last=Yoon|first=Sung-Chul|last2=Dessart|first2=Luc|last3=Clocchiatti|first3=Alejandro|year=2017|title=Type Ib and IIb Supernova Progenitors in Interacting Binary Systems|journal=The Astrophysical Journal|volume=840|issue=1|page=10|arxiv=1701.02089|bibcode=2017ApJ...840...10Y|doi=10.3847/1538-4357/aa6afe|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=McClelland|first=L. A. S.|last2=Eldridge|first2=J. J.|year=2016|title=Helium stars: Towards an understanding of Wolf-Rayet evolution|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=459|issue=2|page=1505|arxiv=1602.06358|bibcode=2016MNRAS.459.1505M|doi=10.1093/mnras/stw618|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Shenar|first=T.|last2=Gilkis|first2=A.|last3=Vink|first3=J. S.|last4=Sana|first4=H.|last5=Sander|first5=A. A. C.|year=2020|title=Why binary interaction does not necessarily dominate the formation of Wolf-Rayet stars at low metallicity|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=634|pages=A79|arxiv=2001.04476|bibcode=2020A&A...634A..79S|doi=10.1051/0004-6361/201936948}}</ref>

== Распространетост ==
[[Податотека:Sirius_A_and_B_artwork.jpg|лево|мини| Уметнички впечаток за системот на [[Сириус]], [[бело џуџе]] во орбитата околу [[Ѕвезда од главната низа од типот A|ѕвезда од главната низа од типот А]]]]
Ѕвездите не се рамномерно распространети низ вселената, но вообичаено се групирани во галаксии заедно со [[меѓуѕвезден гас]] и прашина. Типична голема галаксија како Млечниот Пат содржи стотици милијарди ѕвезди. Има повеќе од 2 трилиони ({{val|e=12}}) галаксии, иако повеќето се помалку од 10% од масата на Млечниот Пат.<ref name="NYT-20161017">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html|title=Two Trillion Galaxies, at the Very Least|last=Fountain|first=Henry|date=2016-10-17|work=[[The New York Times]]|access-date=2016-10-17}}</ref> Севкупно, веројатно ќе има помеѓу {{val|e=22}} и {{val|e=24}} ѕвезди <ref name="ESA-2019">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe|title=How Many Stars Are There In The Universe?|last=Staff|date=2019|work=[[European Space Agency]]|accessdate=2019-09-21}}</ref><ref name="ReferenceA">{{Наведена книга|title=The Fundamentals of Modern Astrophysics|last=Marov|first=Mikhail Ya.|year=2015|isbn=978-1-4614-8729-6|pages=279–294|chapter=The Structure of the Universe|doi=10.1007/978-1-4614-8730-2_10}}</ref> (повеќе ѕвезди од сите [[Песок|зрна песок]] на планетата Земја).<ref name="SU-20020201">{{Наведена мрежна страница|url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html|title=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand|last=Mackie|first=Glen|date=2002-02-01|work=[[Centre for Astrophysics and Supercomputing]]|accessdate=2017-01-28}}</ref><ref name="Borenstein2010">{{Наведени вести|url=https://www.nbcnews.com/id/wbna40454979|title=Universe's Star Count Could Triple|last=Borenstein|first=Seth|date=2010-12-01|access-date=2021-02-09|agency=Associated Press}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Van Dokkum|first=Pieter G|last2=Conroy|first2=Charlie|year=2010|title=A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies|journal=Nature|volume=468|issue=7326|pages=940–942|arxiv=1009.5992|bibcode=2010Natur.468..940V|doi=10.1038/nature09578|pmid=21124316}}</ref> Повеќето ѕвезди се во рамките на галаксиите, но помеѓу 10 и 50% од ѕвездената светлина во големите [[Галактичко јато|галаксички јата]] може да дојде од ѕвезди надвор од која било галаксија.<ref>{{Наведени вести|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/|title=Hubble Finds Intergalactic Stars|date=1997-01-14|access-date=2006-11-06|publisher=Hubble News Desk}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Puchwein|first=Ewald|last2=Springel|first2=Volker|last3=Sijacki|first3=Debora|author-link3=Debora Šijački|last4=Dolag|first4=Klaus|date=2010-08-01|title=Intracluster stars in simulations with active galactic nucleus feedback|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=406|issue=2|pages=936–951|arxiv=1001.3018|bibcode=2010MNRAS.406..936P|doi=10.1111/j.1365-2966.2010.16786.x|doi-access=free}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Lin|first=Yen-Ting|last2=Mohr|first2=Joseph J.|date=2004-12-20|title=K-band Properties of Galaxy Clusters and Groups: Brightest Cluster Galaxies and Intracluster Light|journal=The Astrophysical Journal|volume=617|issue=2|pages=879–895|arxiv=astro-ph/0408557|bibcode=2004ApJ...617..879L|doi=10.1086/425412}}</ref>

Систем со повеќе ѕвезди се состои од две или повеќе гравитациски врзани ѕвезди кои орбитираат една околу друга . Наједноставниот и најчестиот систем со повеќе ѕвезди е [[двојна ѕвезда]], но постојат системи од три или повеќе ѕвезди. Поради стабилноста на орбитата, ваквите системи со повеќе ѕвезди често се организираат во хиерархиски групи на двојни ѕвезди.<ref>{{Наведена книга|title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies|last=Szebehely|first=Victor G.|last2=Curran|first2=Richard B.|date=1985|publisher=Springer|isbn=978-90-277-2046-7}}</ref> Поголемите групи се нарекуваат [[ѕвездени јата]]. Тие се движат од неврзани [[Ѕвездена кинематика|ѕвездени здруженија]] со само неколку ѕвезди до [[Расеано ѕвездено јато|расеани јата]] со десетици до илјадници ѕвезди, до огромни [[Збиено ѕвездено јато|збиени јата]] со стотици илјади ѕвезди. Таквите системи орбитираат околу нивната галаксија домаќин. Ѕвездите во расеаното или збиеното јато се формирани од истиот [[Молекуларен облак|џиновски молекуларен облак]], така што сите членови вообичаено имаат слична возраст и состав.

Голем број на ѕвезди се забележани, а повеќето или сите можеби првично се формирале во гравитациски поврзани системи со повеќе ѕвезди. Ова е особено точно за многу масивни ѕвезди од О и B класа, од кои 80% се верува дека се дел од системи со повеќе ѕвезди. Процентот на едноѕвездени системи се зголемува со намалувањето на масата на ѕвездите, така што единствено 25% од црвените џуџиња се познати дека имаат ѕвездени придружници. Бидејќи 85% од сите ѕвезди се црвени џуџиња, повеќе од две третини од ѕвездите на Млечниот Пат се веројатно единечни црвени џуџиња.<ref>{{Наведена изјава за печат|date=2006-01-30|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html|title=Most Milky Way Stars Are Single|access-date=2006-07-16}}</ref> Во иследувањето од 2017 година за молекуларниот облак Персеј, астрономите откриле дека повеќето новоформирани ѕвезди се во двојни системи. Во моделот кој најдобро ги објаснил податоците, сите ѕвезди првично се формирале како двојни, иако некои двојни подоцна се разделиле и оставиле поединечни ѕвезди зад себе.<ref>{{Наведени вести|url=https://news.berkeley.edu/2017/06/13/new-evidence-that-all-stars-are-born-in-pairs/|title=New evidence that all stars are born in pairs|last=Sanders|first=Robert|date=2017-06-13|work=Berkeley News}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Sadavoy|first=Sarah I.|last2=Stahler|first2=Steven W.|date=August 2017|title=Embedded binaries and their dense cores|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=469|issue=4|pages=3881–3900|arxiv=1705.00049|bibcode=2017MNRAS.469.3881S|doi=10.1093/mnras/stx1061|doi-access=free}}</ref>
[[Податотека:Ngc6397_hst_blue_straggler.jpg|десно|мини| Овој приказ на [[NGC 6397]] вклучува ѕвезди познати како сини заостанувачи поради нивната местоположба на [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм]].]]
Најблиската ѕвезда до Земјата, освен Сонцето, е [[Проксима Кентаур]], која е оддалечена на 4.2465 светлосни години (40.175 трилиони километри) светлосни години. Патувајќи со орбиталната брзина на [[Спејс шатл|вселенскиот шатл]], 8 километри по секунда (29,000 километри за еден час), ќе бидат потребни околу 150.000 години за да пристигне.<ref>{{Вред|3.99}} / ({{Вред|3}} × 24 × 365.25) = {{Вред|1.5}}.</ref> Ова е типично за ѕвездените одвојувања во [[Галактички диск|галактичките дискови]].<ref>{{Наведено списание|last=Holmberg|first=J.|last2=Flynn|first2=C.|date=2000|title=The local density of matter mapped by Hipparcos|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=313|issue=2|pages=209–216|arxiv=astro-ph/9812404|bibcode=2000MNRAS.313..209H|doi=10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x|doi-access=free}}</ref> Ѕвездите можат да бидат многу поблиску една до друга во средиштата на галаксиите <ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://astronomy.com/magazine/ask-astro/2006/01/how-close-can-stars-get-to-each-other-in-galaxy-cores|title=How close can stars get to each other in galaxy cores?|last=Norby|first=David|date=2006-01-01|work=Astronomy.com|accessdate=2022-09-11}}</ref> и во збиените јата,<ref>{{Наведено списание|last=Gratton|first=Raffaele|last2=Bragaglia|first2=Angela|last3=Carretta|first3=Eugenio|last4=D'Orazi|first4=Valentina|last5=Lucatello|first5=Sara|last6=Sollima|first6=Antonio|date=2019-05-15|title=What is a globular cluster? An observational perspective|url=https://link.springer.com/article/10.1007/s00159-019-0119-3|journal=The Astronomy and Astrophysics Review|volume=27|issue=1|page=8|arxiv=1911.02835|bibcode=2019A&ARv..27....8G|doi=10.1007/s00159-019-0119-3|issn=1432-0754|access-date=2022-09-11}}</ref> или многу подалеку една од друга во [[Спирална галаксија|галактичките ореоли]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/features/cosmic/nearest_star_info.html|title=Imagine the Universe!|work=imagine.gsfc.nasa.gov|accessdate=2023-02-08}}</ref>

Поради релативно големите растојанија помеѓу ѕвездите надвор од галактичкото јадро, се смета дека судирите меѓу ѕвездите се ретки. Во погустите подрачја како што е јадрото на расеаните јата или галактичкото средиште, судирите можат да бидат почести.<ref name="DarkMatter">{{Наведени вести|url=http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic|date=2000-06-02|access-date=2014-01-21|archive-url=https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|archive-date=2007-01-07|publisher=CNN News}}</ref> Ваквите судири можат да предизвикаат она што се познати како сини заостанувачи. Овие абнормални ѕвезди имаат повисока површинска температура и затоа се посини од ѕвездите при исклучување на главната низа во јатото на кое припаѓаат; во стандарден ѕвезден развој, сините заостанувачи веќе би се развиле надвор од главната низа и на тој начин нема да се видат во јатото.<ref>{{Наведено списание|last=Lombardi|first=J. C. Jr.|last2=Warren|first2=J. S.|last3=Rasio|first3=F. A.|last4=Sills|first4=A.|last5=Warren|first5=A. R.|displayauthors=1|date=2002|title=Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers|journal=The Astrophysical Journal|volume=568|issue=2|pages=939–953|arxiv=astro-ph/0107388|bibcode=2002ApJ...568..939L|doi=10.1086/339060}}</ref>

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

=== Возраст ===
Поголемиот број ѕвезди се стари помеѓу 1&nbsp;милијарди и 10 милијарди години. Некои ѕвезди може да бидат дури и блиску до 13,8 милијарда години - нспоред набљудуваната староста на вселената. Најстарата ѕвезда досега откриена, HD 140283, наречена ѕвезда Метусалах, е проценета 14,46 ± 0,8 милијарди години.<ref name=Bond-140283>
{{cite journal
 |title=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |date=2013
 |author1=H. E. Bond |author2=E. P. Nelan |author3=D. A. VandenBerg |author4=G. H. Schaefer |author5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |journal=[[The Astrophysical Journal Letters]]
 |volume=765 |pages=L12 |issue=1
 |arxiv=1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
|s2cid=119247629
 }}</ref>(Поради несигурноста во вредноста, оваа возраст за ѕвездата не е во судир со староста на вселената, одредена од сателитот Планк како 13,799 ± 0,021).<ref name="Planck 2015">{{Наведено списание|last=Planck Collaboration|year=2016|title=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd).|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=594|pages=A13|arxiv=1502.01589|bibcode=2016A&A...594A..13P|doi=10.1051/0004-6361/201525830}}</ref>

Колку е помасивна ѕвездата, толку е пократок нејзиниот животен век, првенствено затоа што масивните ѕвезди имаат поголем притисок врз нивните јадра, што предизвикува побрзо согорување на водородот. Најмасивните ѕвезди траат во просек по неколку милиони години, додека ѕвездите со минимална маса (црвените џуџиња) го согоруваат своето гориво многу бавно и можат да траат десетици до стотици милијарди години.<ref>{{Наведен нестручен часопис|access-date=2007-05-11}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Laughlin|first=G.|last2=Bodenheimer|first2=P.|last3=Adams|first3=F.C.|date=1997|title=The End of the Main Sequence|journal=The Astrophysical Journal|volume=482|issue=1|pages=420–432|bibcode=1997ApJ...482..420L|doi=10.1086/304125|doi-access=free}}</ref>
{| class="wikitable" style="text-align: center;"
|+Животот на фазите на ѕвездениот развој во милијарди години <ref name="pols">{{Наведено списание|last=Pols|first=Onno R.|last2=Schröder|first2=Klaus-Peter|last3=Hurley|first3=Jarrod R.|last4=Tout|first4=Christopher A.|last5=Eggleton|first5=Peter P.|year=1998|title=Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=298|issue=2|pages=525|bibcode=1998MNRAS.298..525P|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x|doi-access=free}}</ref>
! Почетна маса ( M ☉ )
! width="20%" | Главна низа
! width="20%" | Подџин
! width="20%" | Прв црвен џин
! width="20%" | Јадро на He кое гори
|-
| 1.0
| 9.33
| 2.57
| 0,76
| 0,13
|-
| 1.6
| 2.28
| 0,03
| 0,12
| 0,13
|-
| 2.0
| 1.20
| 0,01
| 0,02
| 0,28
|-
| 5.0
| 0,10
| 0,0004
| 0,0003
| 0,02
|}

=== Хемиски состав ===
Кога ѕвездите се формираат во сегашната галаксија Млечен Пат, тие се составени од околу 71% водород и 27% хелиум,<ref>{{Наведена книга|title=Astrophysics: Decoding the Cosmos|last=Irwin|first=Judith A.|date=2007|publisher=John Wiley and Sons|isbn=978-0-470-01306-9|page=78|bibcode=2007adc..book.....I}}</ref> мерено по маса, со мал дел од потешки елементи. Типично, делот од тешките елементи се мери во однос на содржината на железо во ѕвездената атмосфера, бидејќи железото е вообичаен елемент и неговите линии на впивање се релативно лесни за мерење. Делот од потешките елементи може да биде показател за веројатноста ѕвездата да има [[планетарен систем]].<ref>{{Наведено списание|last=Fischer|first=D.A.|last2=Valenti|first2=J.|date=2005|title=The Planet-Metallicity Correlation|journal=The Astrophysical Journal|volume=622|issue=2|pages=1102–1117|bibcode=2005ApJ...622.1102F|doi=10.1086/428383|doi-access=free}}</ref>

Од 2005 година,  со метали, како μ Лав, има речиси двојно повеќе железо од Сонцето, додека ѕвездата што носи планета 14 Херкул има речиси тројно железо.<ref>{{Наведено списание|last=Feltzing|first=S.|author-link=Sofia Feltzing|last2=Gonzalez|first2=G.|date=2000|title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates|url=http://lup.lub.lu.se/search/ws/files/4419103/624132.pdf|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=367|issue=1|pages=253–265|bibcode=2001A&A...367..253F|doi=10.1051/0004-6361:20000477|doi-access=free}}</ref> Хемиски невообичаените ѕвезди покажуваат необично изобилство на одредени елементи во нивниот спектар; особено хромот.<ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/observationanaly0000gray/page/413|title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres|last=Gray|first=David F.|date=1992|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-40868-4|pages=[https://archive.org/details/observationanaly0000gray/page/413 413–414]}}</ref> Ѕвездите со поладна надворешна атмосфера, вклучувајќи го и Сонцето, можат да формираат различни диатомски и полиатомски молекули.<ref>{{Наведена книга|title=Molecules in Astrophysics: Probes and Processes|last=Jørgensen|first=Uffe G.|publisher=Springer Science & Business Media|year=1997|isbn=978-0792345381|editor-last=van Dishoeck|editor-first=Ewine F.|series=International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes|volume=178|page=446|chapter=Cool Star Models|chapter-url=https://books.google.com/books?id=VW50otz5v8sC&pg=PA446}}</ref>
[[Податотека:Star_Size_Comparison_2024_Update.jpg|мини| Споредба на големината на некои добро познати [[суперџин]]ови и [[хиперџин]]ови, со [[Лебед OB2-12]], V382 Кобилица , [[Бетелгез]], [[VV Кефеј]] и [[VY Големо Куче]]]]

=== Пречник ===
Дисковите на повеќето ѕвезди се премногу мали во [[аголна големина]] за да се набљудуваат со сегашните земјини оптички телескопи, па затоа се потребни телескопи со интерферометар за да се направат слики од овие тела. Друга техника за мерење на аголната големина на ѕвездите е преку [[окултација]]. Со прецизно мерење на падот на осветленоста на ѕвездата додека е прикриена од Месечината (или порастот на светлината кога таа повторно ќе се појави), може да се пресмета аголниот пречник на ѕвездата .<ref>{{Наведено списание|last=Ragland|first=S.|last2=Chandrasekhar|first2=T.|last3=Ashok|first3=N. M.|date=1995|title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared|journal=Journal of Astrophysics and Astronomy|volume=16|page=332|bibcode=1995JApAS..16..332R}}</ref>

Ѕвездите се движат по големина од неутронски ѕвезди, кои варираат некаде од 20 до 40 километри (131.234 ст) во пречник, до суперџинови како [[Бетелгез]] во соѕвездието [[Орион]], кое има пречник околу 640 пати поголемо од Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Mittag|first=M.|last2=Schröder|first2=K.-P.|last3=Perdelwitz|first3=V.|last4=Jack|first4=D.|last5=Schmitt|first5=J. H. M. M.|date=January 2023|title=Chromospheric activity and photospheric variation of $\alpha$ Ori during the great dimming event in 2020|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=669|pages=A9|arxiv=2211.04967|bibcode=2023A&A...669A...9M|doi=10.1051/0004-6361/202244924|issn=0004-6361}}</ref> со многу мала [[густина]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml|title=Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis|last=Davis|first=Kate|date=2000-12-01|publisher=AAVSO|archive-url=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive -->|archive-date=2006-07-12|accessdate=2006-08-13}}</ref>

Поради нивната голема оддалеченост од Земјата, сите ѕвезди освен Сонцето може да се видат со голо око како светлечки точки на ноќното небо кои треперат поради влијанието на Земјината атмосфера. Сонцето е доволно блиску до Земјата за да се појави како диск наместо тоа и да обезбеди дневна светлина. Освен Сонцето, ѕвездата со најголема привидна големина е R Златна Рипка, со аголен пречник од само 0,057 лачни секунди.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm|title=Signatures Of The First Stars|date=April 17, 2005|work=ScienceDaily|accessdate=2006-10-10}}</ref>

=== Кинематика ===
{{Главна|Ѕвездена кинематика}}
[[Податотека:Pleiades_large.jpg|мини| [[Плејади (ѕвездено јато)|Плејади]], [[Расеано ѕвездено јато|отворено јато]] на ѕвезди во [[соѕвездие]]то [[Бик (соѕвездие)|Бик]]. Овие ѕвезди делат заедничко движење низ вселената.<ref>{{Наведено списание|last=Loktin|first=A. V.|date=September 2006|title=Kinematics of stars in the Pleiades open cluster|journal=Astronomy Reports|volume=50|issue=9|pages=714–721|bibcode=2006ARep...50..714L|doi=10.1134/S1063772906090058}}</ref>]]
Движењето на ѕвезда во однос на Сонцето може да обезбеди корисни информации за потеклото и староста на ѕвездата, како и за структурата и развојот на околната галаксија.<ref>{{Наведена книга|title=The Origin of the Galaxy and Local Group|last=Bland-Hawthorn|first=Joss|last2=Freeman|first2=Kenneth|last3=Matteucci|first3=Francesca|date=2014|publisher=Springer Berlin Heidelberg|isbn=978-3642417207|editor-last=Moore|editor-first=Ben|series=Saas-Fee Advanced Course 37 Swiss Society for Astrophysics and Astronomy|page=114|chapter=Appendix B: Stellar Data: Sources and Techniques|chapter-url=https://books.google.com/books?id=pTTABAAAQBAJ&pg=PA114}}</ref> Компонентите на движењето на ѕвездата се состојат од [[Радијална брзина|радијалната брзина]] кон или подалеку од Сонцето и напречното аголно движење, што се нарекува нејзино [[сопствено движење]].<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=vrA-BAAAQBAJ&pg=PA73|title=Observational Astronomy|last=Birney|first=D. Scott|last2=Gonzalez|first2=Guillermo|last3=Oesper|first3=David|date=2006|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1316139400|pages=72–79}}</ref>

Радијалната брзина се мери со [[Доплеров ефект|доплерско поместување]] на спектралните линии на ѕвездата и е дадена во единици km/[[Секунда|s]]. Правилното движење на ѕвездата, нејзината паралакса, се одредува со прецизни астрометриски мерења во единици од милилачни секунди (мас) годишно. Со познавање на паралаксата на ѕвездата и нејзиното растојание, може да се пресмета соодветната брзина на движење. Заедно со радијалната брзина може да се пресмета и вкупната брзина. Ѕвездите со високи стапки на сопствено движење веројатно ќе бидат релативно блиску до Сонцето, што ги прави добри кандидати за мерења на паралакса.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS|title=Hipparcos: High Proper Motion Stars|date=1999-09-10|publisher=ESA|accessdate=2006-10-10}}</ref>

Кога се познати и двете стапки на движење, може да се пресмета [[Ѕвездена кинематика|вселенската брзина]] на ѕвездата во однос на Сонцето или галаксијата. Помеѓу блиските ѕвезди, било откриено дека помладите ѕвезди од население I имаат генерално помали брзини од постарите ѕвезди со население II. Вторите имаат елиптични орбити кои се наклонети кон рамнината на галаксијата.<ref>{{Наведено списание|last=Johnson|first=Hugh M.|date=1957|title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars|journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volume=69|issue=406|page=54|bibcode=1957PASP...69...54J|doi=10.1086/127012|doi-access=free}}</ref> Споредбата на кинематиката на блиските ѕвезди им овозможило на астрономите да го следат нивното потекло до заедничките точки во џиновските молекуларни облаци и се нарекуваат [[Ѕвездено здружение|ѕвездени здруженија]].<ref>{{Наведено списание|last=Elmegreen|first=B.|last2=Efremov|first2=Y.N.|date=1999|title=The Formation of Star Clusters|url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1|journal=American Scientist|volume=86|issue=3|page=264|bibcode=1998AmSci..86..264E|doi=10.1511/1998.3.264|archive-url=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1|archive-date=2005-03-23|access-date=2006-08-23}}</ref>

=== Магнетно поле ===
{{Главна|Ѕвездено магнетно поле}}
[[Податотека:Suaur.jpg|мини| Површинско магнетно поле на SU Кочијаш (млада ѕвезда од [[Ѕвезда од типот на T Бик|типот Т Бик]]), реконструирана со помош на Земан-Доплеровото отсликување]]
[[Магнетно поле|Магнетното поле]] на ѕвездата се создава од движењето на спроводливата [[плазма]] во една ѕвезда. Ова движење на спроводлива плазма функционира како динамо, при што движењето на електричните полнежи предизвикува магнетни полиња, како и механичкото динамо. Тие магнетни полиња имаат голем опсег што се протега низ и надвор од ѕвездата. Јачината на магнетното поле варира во зависност од масата и составот на ѕвездата, а количината на магнетната површинска активност зависи од брзината на вртење на ѕвездата. Оваа површинска активност создава ѕвездени дамки, кои се подрачја со силни магнетни полиња и пониски од нормалните површински температури. Короналните јамки се заоблени линии на магнетен тек кои се издигнуваат од површината на ѕвездата во надворешната атмосфера на ѕвездата, нејзината корона. Короналните јамки може да се видат поради плазмата што ја спроведуваат долж нивната должина. [[Сончев блесок|Ѕвездените блесоци]] се изливи на високоенергетски честички кои се испуштаат поради истата магнетна активност.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/observation/XRayCorona.html|title=X-rays from Stellar Coronas|last=Brainerd|first=Jerome James|date=2005-07-06|publisher=The Astrophysics Spectator|accessdate=2007-06-21}}</ref>

Младите, брзо вртежните ѕвезди имаат тенденција да имаат високи нивоа на површинска активност поради нивното магнетно поле. Магнетното поле може да дејствува на ѕвездениот ветер на ѕвездата, функционирајќи како кочница за постепено да ја забави брзината на вртење со текот на времето. Така, постарите ѕвезди како Сонцето имаат многу побавна стапка на вртење и пониско ниво на површинска активност. Нивоата на активност на бавно вртежните ѕвезди имаат тенденција да се разликуваат на цикличен начин и може целосно да се исклучат со временски периоди.<ref>{{Наведено списание|last=Berdyugina|first=Svetlana V.|date=2005|title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|journal=Living Reviews in Solar Physics|volume=2|issue=1|pages=8|bibcode=2005LRSP....2....8B|doi=10.12942/lrsp-2005-8|access-date=2007-06-21|doi-access=free}}</ref> На пример, за време на маундерскиот минимум, Сонцето поминало низ 70-годишен период без речиси никаква активност на сончеви дамки.<ref>{{Наведено списание|last=Carrasco|first=V. M. S.|last2=Vaquero|first2=J. M.|last3=Gallego|first3=M. C.|last4=Muñoz-Jaramillo|first4=A.|last5=de Toma|first5=G.|last6=Galaviz|first6=P.|last7=Arlt|first7=R.|last8=Senthamizh Pavai|first8=V.|last9=Sánchez-Bajo|first9=F.|date=2019|title=Sunspot Characteristics at the Onset of the Maunder Minimum Based on the Observations of Hevelius|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=886|issue=1|pages=18|arxiv=2103.09495|bibcode=2019ApJ...886...18C|doi=10.3847/1538-4357/ab4ade|issn=1538-4357|doi-access=free}}</ref>

=== Маса ===
{{Главна|Ѕвездена маса}}
Ѕвездите имаат маси кои се движат од помалку од половина од сончевата маса до над 200 сончеви маси (види [[Список на најмасивни ѕвезди]]). Една од најмасивните познати ѕвезди е [[Ета Кобилица|Рта Кобилица]],<ref>{{Наведено списание|last=Smith|first=Nathan|date=1998|title=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender|url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|journal=Mercury Magazine|volume=27|issue=4|page=20|bibcode=1998Mercu..27d..20S|archive-url=https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html|archive-date=2006-09-27|access-date=2006-08-13}}</ref> која, со 100–150&nbsp;пати поголема маса од Сонцето, ќе има животен век од само неколку милиони години. Испитувањата за најмасивните расеани јата сугерираат {{Сончева маса|150}} како груба горна граница за ѕвездите во сегашната ера на вселената.<ref name="weidner">{{Наведено списание|last=Weidner|first=C.|last2=Kroupa|first2=P.|date=2004-02-11|title=Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=348|issue=1|pages=187–191|arxiv=astro-ph/0310860|bibcode=2004MNRAS.348..187W|doi=10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x|doi-access=free}}</ref> Ова претставува емпириска вредност за теоретската граница на масата на ѕвездите што се формираат поради зголемениот притисок на радијацијата на насобирачкиот гасен облак. Неколку ѕвезди во јатото R136 во [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]] се измерени со поголеми маси,<ref name="hainich">{{Наведено списание|last=Hainich|first=R.|last2=Rühling|first2=U.|last3=Todt|first3=H.|last4=Oskinova|first4=L. M.|last5=Liermann|first5=A.|last6=Gräfener|first6=G.|last7=Foellmi|first7=C.|last8=Schnurr|first8=O.|last9=Hamann|first9=W.-R.|year=2014|title=The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=565|pages=A27|arxiv=1401.5474|bibcode=2014A&A...565A..27H|doi=10.1051/0004-6361/201322696}}</ref> но утврдено е дека тие би можеле да бидат создадени преку судир и спојување на масивни ѕвезди во блиски двојни системи, заобиколувајќи ги {{Сончева маса|150}} ограничување на масивна ѕвездообразба.<ref name="banerjee">{{Наведено списание|last=Banerjee|first=Sambaran|last2=Kroupa|first2=Pavel|last3=Oh|first3=Seungkyung|date=2012-10-21|title=The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=426|issue=2|pages=1416–1426|arxiv=1208.0826|bibcode=2012MNRAS.426.1416B|doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x|doi-access=free}}</ref>
[[Податотека:Ngc1999.jpg|мини| [[Отсјајна маглина|Отсјајната маглина]] [[NGC 1999]] е брилијантно осветлена од V380 Орион. Црната дамка на небото е огромна дупка на празен простор, а не [[темна маглина]] како што претходно се сметало.]]
Првите ѕвезди кои се формирале по Големата експлозија можеби биле поголеми, до {{Сончева маса|300}},<ref>{{Наведени вести|url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html|title=Ferreting Out The First Stars|date=2005-09-22|access-date=2006-09-05|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics}}</ref> поради целосно отсуство на елементи потешки од [[литиум]]от во нивниот состав. Оваа генерација на супермасивни [[Ѕвездено население|ѕвезди од население III]] веројатно постоела во многу раниот универзум (т.е. се забележува дека имаат големо црвено поместување), и можеби започнало производство на хемиски елементи потешки од [[водород]]от, кои се потребни за подоцнежното формирање на планети и живот. Во јуни 2015 година, астрономите пријавиле докази за ѕвезди од население III во галаксијата Космос Редшифт 7 на {{Мат|''z'' {{=}} 6.60}}.<ref name="AJ-20150604">{{Наведено списание|last=Sobral|first=David|last2=Matthee|first2=Jorryt|last3=Darvish|first3=Behnam|last4=Schaerer|first4=Daniel|last5=Mobasher|first5=Bahram|last6=Röttgering|first6=Huub J. A.|last7=Santos|first7=Sérgio|last8=Hemmati|first8=Shoubaneh|date=2015-06-04|title=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=808|issue=2|pages=139|arxiv=1504.01734|bibcode=2015ApJ...808..139S|doi=10.1088/0004-637x/808/2/139}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html|title=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos|last=Overbye|first=Dennis|date=2015-06-17|work=[[The New York Times]]|access-date=2015-06-17|author-link=Dennis Overbye}}</ref>

Со маса само 80&nbsp;пати повеќе од Јупитер ({{Јупитерова маса}}), 2MASS J0523-1403 е најмалата позната ѕвезда која е подложена на јадрено соединување во нејзиното јадро.<ref name="SIMBAD">{{Наведена мрежна страница|url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Name=2MASS%20J05233822-1403022&Ident=%40788130&submit=submit|title=2MASS J05233822-1403022|publisher=SIMBAD – [[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]]|accessdate=2013-12-14}}</ref> За ѕвездите со металичност слична на Сонцето, теоретската минимална маса што ѕвездата може да ја има и сè уште е подложена на јадрено соединување, се проценува дека е околу 75 {{Јупитерова маса}} <ref name="boss_planets_or_what">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html|title=Are They Planets or What?|last=Boss|first=Alan|date=2001-04-03|publisher=Carnegie Institution of Washington|archive-url=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html|archive-date=2006-09-28|accessdate=2006-06-08}}</ref><ref name="minimum">{{Наведен нестручен часопис|access-date=2006-08-23}}</ref> Кога металичноста е многу мала, минималната големина на ѕвезда се смета дека е околу 8,3% од сончевата маса, или околу 87 {{Јупитерова маса}}  <ref>{{Наведени вести|url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm|title=Hubble glimpses faintest stars|last=Leadbeater|first=Elli|date=2006-08-18|access-date=2006-08-22|publisher=BBC}}</ref> Помалите тела наречени [[Кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]], заземаат слабо дефинирана сива област помеѓу ѕвездите и [[Гасовит џин|гасните џинови]].

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

=== Вртење ===
{{Главна|Ѕвездено вртење}}
Стапката на вртење на ѕвездите може да се одреди преку [[Спектроскопија|спектроскопско мерење]], или попрецизно да се одреди со следење на нивните ѕвездени дамки. Младите ѕвезди можат да имаат вртење поголема од 100&nbsp;km/s на екваторот. Ѕвездата од В-класа [[Ахернар]], на пример, има екваторијална брзина од околу 225&nbsp;km/s или повеќе, предизвикувајќи нејзината екваторска испакнатина да оди кон надвор и да и даде екваторијален пречник кој е повеќе од 50% поголем отколку помеѓу половите. Оваа стапка на вртење е веднаш под критичната брзина од 300&nbsp;km/s со која брзина ѕвездата би се распаднала.<ref>{{Наведени вести|url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/|title=Flattest Star Ever Seen|date=2003-06-11|access-date=2006-10-03|publisher=ESO}}</ref> Спротивно на тоа, Сонцето се врти еднаш на секои 25-35 дена во зависност од географската ширина,<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/solar-rotation.html|title=Solar Rotation Varies by Latitude|date=2013-01-23|publisher=NASA}}</ref> со екваторијална брзина од 1,93&nbsp;km/s.<ref>{{Наведено списание|last=Howard|first=R.|last2=Harvey|first2=J.|year=1970|title=Spectroscopic Determinations of Solar Rotation|journal=Solar Physics|volume=12|issue=1|pages=23–51|bibcode=1970SoPh...12...23H|doi=10.1007/BF02276562}}</ref> Магнетното поле на ѕвездата од главната низа и ѕвездениот ветер служат за значително забавување на нејзиното вртење додека се развива на главната низа.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html|title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course|last=Fitzpatrick|first=Richard|date=2006-02-13|publisher=The University of Texas at Austin|archive-url=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html|archive-date=2010-01-04|accessdate=2006-10-04}}</ref>

[[Компактно тело|Изродените ѕвезди]] се збиени во компактна маса, што резултира со голема брзина на вртење. Сепак, тие имаат релативно ниски стапки на вртење во споредба со она што би се очекувало со зачувување на аголниот импулс - тенденцијата на вртежно тело да компензира за собирање во големината преку зголемување на неговата брзина на центрифугирање. Голем дел од аголниот импулс на ѕвездата се троши како резултат на губење на масата преку ѕвездениот ветер.<ref>{{Наведено списание|last=Villata|first=Massimo|date=1992|title=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=257|issue=3|pages=450–454|bibcode=1992MNRAS.257..450V|doi=10.1093/mnras/257.3.450|doi-access=free}}</ref> И покрај ова, брзината на вртење за пулсарот може да биде многу брза. Пулсарот во срцето на [[Раковидна Маглина|Раковидната Маглина]], на пример, се врти 30 пати во секунда.<ref>{{Наведени вести|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/|title=A History of the Crab Nebula|date=1996-05-30|access-date=2006-10-03|publisher=ESO}}</ref> Стапката на вртење на пулсарот постепено ќе се забави поради емисијата на зрачење.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section1.html|title=Properties of Pulsars|work=Frontiers of Modern Astronomy|publisher=Jodrell Bank Observatory, University of Manchester|accessdate=2018-08-17}}</ref>

=== Температура ===
Температурата на површината на ѕвездата од главната низа се одредува според брзината на производство на енергија на нејзиното јадро и полупречникот, и често се проценува од [[Боен показател|боениот показател]] на ѕвездата.<ref name="astronomynotes">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|title=Properties of Stars: Color and Temperature|last=Strobel|first=Nick|date=2007-08-20|work=Astronomy Notes|publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.|archive-url=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|archive-date=2007-06-26|accessdate=2007-10-09}}</ref> Температурата вообичаено се дава во однос на [[Делотворна температура|делотворната температура]], што е температурата на идеализирано црно тело кое ја зрачи својата енергија со иста сјајност по површина како ѕвездата. Делотворната температура е само репрезентативна за површината, бидејќи температурата се зголемува кон јадрото.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm|title=Review of Heat Flow Inside Stars|last=Seligman|first=Courtney|work=Self-published|accessdate=2007-07-05}}</ref> Температурата во областа на јадрото на ѕвездата е неколку милиони [[келвин]]и.<ref name="aps_mss">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Stars|date=2005-02-16|publisher=The Astrophysics Spectator|accessdate=2006-10-10}}</ref>

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

Масивните ѕвезди од главната низа може да имаат површинска температура од 50.000 келвини. Помалите ѕвезди како Сонцето имаат површински температури од неколку илјади келвини. Црвените џинови имаат релативно ниски температури на површината од околу 3.600 келвини; но имаат висока сјајност поради големата надворешна површина.<ref name="zeilik">{{Наведена книга|title=Introductory Astronomy & Astrophysics|last=Zeilik|first=Michael A.|last2=Gregory|first2=Stephan A.|date=1998|publisher=Saunders College Publishing|isbn=978-0-03-006228-5|edition=4th|page=321}}</ref>

== Зрачење ==
[[Податотека:Eta_Carinae.jpg|мини|277x277пкс| [[Ета Кобилица]] е нестабилна [[Хиперџин|сина хиперџиновска]] ѕвезда, приближно 100 пати помасивна од Сонцето, преку 700 пати поширока и 4 милиони пати посветла. Во настанот од 19 век наречен Голема ерупција, [[Ета Кобилица]] ја осветлила и насилно ја исфрлила масата за да ја формира околната маглина Хомункул (на сликата).]]
Енергијата произведена од ѕвездите, производ на јадрено соединување, зрачи во вселената како [[електромагнетно зрачење]] и честично зрачење. Зрачењето со честички што го емитува ѕвездата се манифестира како ѕвезден ветер,<ref>{{Наведени вести|url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml|title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science|last=Koppes|first=Steve|date=2003-06-20|access-date=2012-06-15|publisher=The University of Chicago News Office}}</ref> кој тече од надворешните слоеви како електрично наелектризирани [[протон]]и и [[Алфа-честичка|алфа]] и [[Бета-честичка|бета честички]]. Постојан прилив на неутрина речиси без маса излегува директно од јадрото на ѕвездата.<ref name="carroll_ostlie_ch11">{{Наведена книга|title=An Introduction to Modern Astrophysics|last=Carroll|first=Bradley W.|last2=Ostlie|first2=Dale A.|date=2017|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1108422161|edition=2nd|location=Cambridge, United Kingdom|chapter=Chapter 11}}</ref>

Производството на енергија во јадрото е причината зошто ѕвездите сјаат толку силно: секој пат кога две или повеќе атомски јадра се спојуваат заедно за да формираат едно [[атомско јадро]] на нов потежок елемент, [[фотон]]ите на [[Гама-зрачење|гама зраците]] се ослободуваат од материјалот на јадрено соединување. Оваа енергија се претвора во други форми на електромагнетна енергија со пониска честота, како што е видливата светлина, до моментот кога ќе стигне до надворешните слоеви на ѕвездата.<ref name="carroll_ostlie_ch10">{{Наведена книга|title=An Introduction to Modern Astrophysics|last=Carroll|first=Bradley W.|last2=Ostlie|first2=Dale A.|publisher=Cambridge University Press|year=2017|isbn=978-1108422161|edition=2nd|location=Cambridge, United Kingdom|chapter=Chapter 10}}</ref>

Бојата на ѕвездата, како што е одредена од најинтензивната [[честота]] на видливата светлина, зависи од температурата на надворешните слоеви на ѕвездата, вклучувајќи ја и нејзината [[фотосфера]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|title=The Colour of Stars|publisher=Australian Telescope Outreach and Education|archive-url=https://web.archive.org/web/20120318151427/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html|archive-date=2012-03-18|accessdate=2006-08-13}}</ref> Покрај видливата светлина, ѕвездите испуштаат форми на електромагнетно зрачење кои се невидливи за [[Човечко око|човечкото око]]. Всушност, ѕвезденото електромагнетно зрачење го опфаќа целиот [[електромагнетен спектар]], од најдолгите [[Бранова должина|бранови должини]] на радио брановите преку [[Инфрацрвено зрачење|инфрацрвената]], видлива светлина, [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетовите]], до најкратките [[рендгенски зраци]] и гама зраците. Од гледна точка на вкупната енергија што ја емитува ѕвездата, не се значајни сите компоненти на ѕвезденото електромагнетно зрачење, но сите честоти обезбедуваат увид во физиката на ѕвездата.

Користејќи го ѕвездениот спектар, астрономите можат да ја одредат температурата на површината односно[[Површинска гравитација|површинската гравитација]], металичноста и брзината на [[вртење]] на ѕвездата. Доколку се најде растојанието на ѕвездата, како на пример со мерење на паралаксата, тогаш може да се изведе сјајноста на ѕвездата. Масата, полупречникот, површинската гравитација и периодот на вртење потоа може да се проценат врз основа на ѕвездени модели. (Масата може да се пресмета за ѕвездите во [[Двојна ѕвезда|двојни системи]] со мерење на нивните орбитални брзини и растојанија. Гравитационите микролеќи се корисни за мерење на масата на една ѕвезда.<ref>{{Наведени вести|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/|title=Astronomers Measure Mass of a Single Star – First Since the Sun|date=2004-07-15|access-date=2006-05-24|publisher=Hubble News Desk}}</ref> ) Со овие параметри, астрономите можат да ја проценат староста на ѕвездата.<ref>{{Наведено списание|last=Garnett|first=D. R.|last2=Kobulnicky|first2=H. A.|date=2000|title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation|journal=The Astrophysical Journal|volume=532|issue=2|pages=1192–1196|arxiv=astro-ph/9912031|bibcode=2000ApJ...532.1192G|doi=10.1086/308617}}</ref>

=== Сјајност ===
Сјајноста на ѕвездата е количината на светлина и други форми на зрачна енергија што ја зрачи по единица време. Постојат единици на [[Моќ (физика)|моќност]]. Сјајноста на ѕвездата се одредува според нејзиниот полупречник и температурата на површината. Многу ѕвезди не зрачат подеднакво низ целата нивна површина. Брзо вртежната ѕвезда [[Вега]], на пример, има поголем енергетски тек (моќ по единица површина) на нејзините полови отколку по нејзиниот екватор.<ref>{{Наведени вести|url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html|title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator|last=Staff|date=2006-01-10|access-date=2007-11-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html|archive-date=2019-05-24|publisher=National Optical Astronomy Observatory}}</ref>

Појавите на површината на ѕвездата на пониска температура и сјајност од просечната се познати како [[Сончева дамка|ѕвездени дамки]]. Малите, ''џуџести'' ѕвезди, како што е Сонцето, обично имаат дискови без карактеристики со само мали ѕвездени точки. ''Џиновските'' ѕвезди имаат многу поголеми, поочигледни ѕвездени точки,<ref name="Michelson Starspots">{{Наведено списание|last=Michelson|first=A. A.|last2=Pease|first2=F. G.|date=2005|title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo|url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|journal=Living Reviews in Solar Physics|volume=2|issue=1|pages=8|bibcode=2005LRSP....2....8B|doi=10.12942/lrsp-2005-8|doi-access=free}}</ref> и тие покажуваат силно ѕвездено рабно затемнување. Односно, сјајноста се намалува кон работ на ѕвездениот диск.<ref>{{Наведено списание|last=Manduca|first=A.|last2=Bell|first2=R. A.|last3=Gustafsson|first3=B.|date=1977|title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=61|issue=6|pages=809–813|bibcode=1977A&A....61..809M}}</ref> Црвените [[Болскотна ѕвезда|џуџести звезди]] како што е UV Кит може да поседуваат истакнати карактеристики на ѕвездената точка.<ref>{{Наведено списание|last=Chugainov|first=P. F.|date=1971|title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars|journal=Information Bulletin on Variable Stars|volume=520|pages=1–3|bibcode=1971IBVS..520....1C}}</ref>
=== Дваесет најсветли ѕвезди видливи од Земјата ===
{| class="wikitable"
|-Давесет најсветли ѕвезди видливи од Земјата
! Научно име
! Име по коешто е позната 
! Оддалеченост(светлосни години)
|-
| Alpha Canis Majoris
|[[Сириус]]
|9
|-
| Alpha Carinae  
| [[Канопус]]
| 98
|-
| Alpha Centauri
| [[Алфа Кентаур|Ригли Кент]]
| 4
|-
| Alpha Boötis  
| [[Арктур]]
| 36
|-
| Alpha Lyrae  
| [[Вега]]
| 26
|-
| Alpha Aurigae  
| [[Капела]]
| 42
|-
| Beta Orionis  
| [[Ригел]]
| 91
|-
|  Alpha Canis Minoris  
|  [[Прокион]]
|  1
|-
|  Alpha Eridani    
|  [[Архенар]]
|  85
|-
|  Alpha Orionis  
|  [[Бетелгез]]
|  510
|-
|  Beta Centauri            
|  [[Хадар]]
|  460
|-
|  Alpha Aquilae  
|  [[Алтаир]]
|  17
|-
|  Alpha Tauri 
|  [[Алдебаран]]
|  65
|-
|  Alpha Crucis      
|  [[Акрукс]]
|  360
|-
|  Alpha Scorpii 
|  [[Антарес]]
|  330 
|-
|  Alpha Virginis           
|  [[Спица]]
|  260
|-
|  Beta Geminorum       
|  [[Полукс (ѕвезда)|Полукс]]
|  36
|-
|  Alpha Piscis Austrini
|  [[Фомалхаут]]
|  22 
|-
|  Alpha Cygni 
|  [[Денеб]]
|  1,830
|-
|  Beta Crucis                
|  [[Мимоза]]
|  420
|-
|  Alpha Leonis  
|  [[Регул]]
|  85

|}

=== Величина ===
{{Главна|Привидна ѕвездена величина|Апсолутна ѕвездена величина}}
Привидната [[Светлост|осветленост]] на ѕвездата се изразува во однос на нејзината [[Привидна ѕвездена величина|привидна величина]]. Тоа е функција на сјајноста на ѕвездата, нејзината оддалеченост од Земјата, ефектот на згаснување на [[Вселенска прашина|меѓуѕвездената прашина]] и гас, и промената на светлината на ѕвездата додека минува низ атмосферата на Земјата. Внатрешната или апсолутната величина е директно поврзана со сјајноста на ѕвездата и е привидната величина што би била ѕвездата кога растојанието помеѓу Земјата и ѕвездата би било 10 парсеци (32,6 светлосни години).<ref name="Lawrence2019">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=YTyUDwAAQBAJ&pg=PA252|title=Celestial Calculations: A Gentle Introduction to Computational Astronomy|last=J. L. Lawrence|date=2019|publisher=MIT Press|isbn=978-0-262-53663-9|pages=252}}</ref>
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+Број на ѕвезди посветли од големината
! Привидна ѕвездена величина
! Број&nbsp; на&nbsp;ѕвезди <ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html|title=Magnitude|publisher=National Solar Observatory – Sacramento Peak|archive-url=https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html|archive-date=2008-02-06|accessdate=2006-08-23}}</ref>
|- style="text-align: center;"
| 0
| 4
|- style="text-align: center;"
| 1
| 15
|- style="text-align: center;"
| 2
| 48
|- style="text-align: center;"
| 3
| 171
|- style="text-align: center;"
| 4
| 513
|- style="text-align: center;"
| 5
| 1.602
|- style="text-align: center;"
| 6
| 4.800
|- style="text-align: center;"
| 7
| 14.000
|}
И привидната и апсолутната скала на величина се логаритамски единици: една цела бројна разлика во величината е еднаква на варијација на осветленоста од околу 2,5 пати <ref name="luminosity">{{Наведена мрежна страница|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html|title=Luminosity of Stars|publisher=Australian Telescope Outreach and Education|archive-url=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html|archive-date=2014-08-09|accessdate=2006-08-13}}</ref> ( [[Коренување|5-тиот корен]] од 100 или приближно 2,512). Ова значи дека првата ѕвезда со светлинска величина (+1,00) е околу 2,5 пати посветла од ѕвезда со [[Привидна ѕвездена величина|втора светлинска величина]] (+2,00) и околу 100 пати посветла од [[Привидна ѕвездена величина|ѕвезда со шеста светлинска величина]] (+6,00). Најбледите ѕвезди кои се видливи со голо око при добри услови за гледање се со светлинска величина +6.<ref name="Nicolson1999">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=5iacbufd4kEC&pg=PA134|title=Unfolding Our Universe|last=Iain Nicolson|date=1999|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-59270-3|pages=134}}</ref>

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

: <math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
: <math>2.512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

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

Сонцето има привидна светлинска величина од -26,7, но неговата апсолутна величина е само +4,83. Сириус, најсјајната ѕвезда на ноќното небо доколку се гледа од Земјата, е приближно 23 пати посветла од Сонцето, додека [[Канопус]], втората најсветла ѕвезда на ноќното небо со апсолутна светлинска величина од -5,53, е приближно 14.000 пати посветла од Сонцето. И покрај тоа што Канопус е многу посјајна од Сириус, последната ѕвезда изгледа посветла од двете. Тоа е затоа што Сириус е на само 8,6 светлосни години од Земјата, додека Канопус е многу подалеку на растојание од 310 светлосни години.<ref>{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=zLkOAQAAIAAJ|title=Astounding Science Fact & Fiction|publisher=Street & Smith|year=1960|page=7}}</ref>

[[Список на најсјајни ѕвезди|Најсјајните познати ѕвезди]] имаат апсолутна величина од приближно -12, што одговара на 6&nbsp;милиони пати поголема од сјајноста на Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Bestenlehner|first=Joachim M|last2=Crowther|first2=Paul A|last3=Caballero-Nieves|first3=Saida M|last4=Schneider|first4=Fabian R N|last5=Simón-Díaz|first5=Sergio|last6=Brands|first6=Sarah A|last7=de Koter|first7=Alex|last8=Gräfener|first8=Götz|last9=Herrero|first9=Artemio|date=2020-10-17|title=The R136 star cluster dissected with Hubble Space Telescope/STIS – II. Physical properties of the most massive stars in R136|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=499|issue=2|pages=1918–1936|arxiv=2009.05136|bibcode=2020MNRAS.499.1918B|doi=10.1093/mnras/staa2801|doi-access=free}}</ref> Теоретски, најмалку сјајните ѕвезди се на долната граница на масата во која ѕвездите се способни да поддржат јадрено соединување на водород во јадрото; ѕвездите веднаш над оваа граница се наоѓаат во јатото [[NGC 6397]]. Најслабите црвени џуџиња во јатото се со апсолутна светлинска величина 15, додека 17-то бело џуџе со апсолутна величина е откриено.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/|title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397|date=August 17, 2006|publisher=HubbleSite|accessdate=2006-06-08}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Richer|first=H. B.|date=18 August 2006|title=Probing the Faintest Stars in a Globular Star Cluster|journal=Science|volume=313|issue=5789|pages=936–940|arxiv=astro-ph/0702209|bibcode=2006Sci...313..936R|doi=10.1126/science.1130691|pmid=16917054}}</ref>

== Класификација ==
{{Главна|Ѕвездена класификација}}
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ Температура на површината се движи за<br />различни ѕвездени класи<ref>{{cite web
 | last=Smith | first=Gene | date=1999-04-16
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title=Stellar Spectra
 | publisher=University of California, San Diego
 | access-date=2006-10-12}}</ref>
! Класа
! Температура
! Ѕвезда
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33,000&nbsp;K&nbsp;or&nbsp;more
| [[Зета Змијоносец]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10,500–30,000&nbsp;K
| [[Ригел]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7,500–10,000&nbsp;K
| [[Алтаир]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6,000–7,200&nbsp;K
| [[Прокион|Прокион А]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5,500–6,000&nbsp;K
| [[Сонце]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4,000–5,250&nbsp;K
| [[Ипсолон Индијанец]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2,600–3,850&nbsp;K
| [[Проксима Кентаур]]
|}
Сегашниот систем за класификација на ѕвездите потекнува од почетокот на 20 век, кога ѕвездите биле класифицирани од ''А'' до ''Q'' врз основа на јачината на водородната линија.<ref>{{Наведено списание|last=Fowler|first=A.|date=April 1891|title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra|journal=Nature|volume=45|issue=1166|pages=427–428|bibcode=1892Natur..45..427F|doi=10.1038/045427a0|doi-access=free}}</ref> Се сметало дека јачината на водородната линија е едноставна линеарна функција на температурата. Наместо тоа, тоа стнало покомплицирано: се зацврстило со зголемување на температурата, достигнувајќи го својот врв близу 9000&nbsp;К, а потоа се намалило на поголеми температури. Оттогаш, класификациите биле преуредени според температурата, на која се заснова современиот модел.<ref name="carlos">{{Наведена книга|title=The Classification of Stars|last=Jaschek|first=Carlos|last2=Jaschek|first2=Mercedes|date=1990|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-38996-9|pages=31–48}}</ref>

На ѕвездите им е дадена класификација со една буква според нивните спектри, кои се движат од типот ''O'', кои се многу топли, до ''M'', кои се толку ладни што молекулите можат да се формираат во нивната атмосфера. Повеќето ѕвезди моментално се класифицирани според Морган-Кинановиот систем (МК) со помош на буквите ''O'', ''B'', ''A'', ''F'', ''G'', ''K'' и ''М'', низа од најжешкиот (тип ''О'') до најстудениот (тип ''М''). Секоја класа на букви потоа се дели со помош на нумерички број со ''0'' која е најжешка, а ''9'' е најстудена (на пр., A8, A9, F0 и F1 формираат низа од потопла до поладна). Низата е проширена со три класи за други ѕвезди кои не се вклопуваат во класичниот систем: ''[[Волф-Рајеова ѕвезда|W]]'', ''S'' и ''[[Јаглеродна ѕвезда|C]]''. На некои неѕвездени објекти им се доделени и букви: ''D'' за [[Бело џуџе|бели џуџиња]] и ''L'', ''T'' и ''Y'' за [[Кафеаво џуџе|кафеави џуџиња]]. Секоја буква има 10 под-поделби, нумерирани од 0 до 9, по редослед на намалување на температурата. Сепак, овој систем се распаѓа на екстремни високи температури бидејќи класите ''O0'' и ''O1'' можеби не постојат.<ref name="spectrum">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html|title=The Spectral Types of Stars|last=MacRobert|first=Alan M|publisher=Sky and Telescope|archive-url=https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html|archive-date=2013-10-22|accessdate=2006-07-19}}</ref>

Дополнително, ѕвездите може да се класифицираат според ефектите на сјајност кои се наоѓаат во нивните спектрални линии, кои одговараат на нивната просторна големина и се одредуваат според нивната површинска гравитација. Овие се движат од ''0'' ( [[хиперџин]]ови) до ''III'' ([[Џиновска ѕвезда|џинови]]  до ''V'' (џуџиња од главната низа); некои автори додаваат ''VII'' (бели џуџиња). Ѕвездите од главната низа паѓаат по тесен, дијагонален појас кога се графички според нивната апсолутна величина и спектрален тип.<ref name="spectrum"/> Сонцето е главната низа ''G2V'' жолто џуџе со средна температура и обична големина.<ref name="RixHay2015">{{Наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=7pCKCgAAQBAJ&pg=PA43|title=Solar Sketching: A Comprehensive Guide to Drawing the Sun|last=Erika Rix|last2=Kim Hay|last3=Sally Russell|last4=Richard Handy|date=2015|publisher=Springer|isbn=978-1-4939-2901-6|pages=43}}</ref>

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

Белите џуџести ѕвезди имаат своја класа која започнува со буквата ''D.'' Ова е дополнително поделено на класите ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' и ''DQ'', во зависност од типовите на истакнати линии кои се наоѓаат во спектарот. Потоа следи нумеричка вредност што ја означува температурата.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm|title=White Dwarf (wd) Stars|publisher=White Dwarf Research Corporation|archive-url=https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm|archive-date=2009-10-08|accessdate=2006-07-19}}</ref>

== Променливи ѕвезди ==
{{Главна|Променлива ѕвезда}}
[[Податотека:Mira_1997.jpg|мини| Асиметричниот изглед на [[Мира (ѕвезда)|Мира]], осцилирачка променлива ѕвезда. Мира е асимптотична џиновска гранка ѕвезда, црвен џин кој се ближи до крајот на својот живот.]]
Променливите ѕвезди имаат периодични или случајни промени во сјајноста поради внатрешните или надворешните својства. Од суштински променливите ѕвезди, примарните типови може да се поделат во три главни групи.

За време на нивниот ѕвезден развој, некои ѕвезди минуваат низ фази каде што можат да станат пулсирачки променливи. Пулсирачките променливи ѕвезди се разликуваат по полупречник и сјај со текот на времето, се шират и се собираат со периоди кои се движат од минути до години, во зависност од големината на ѕвездата. Оваа категорија ги вклучува [[Кефеида|Кефеидите и ѕвездите слични на кефеидите]] и долготрајните променливи како [[Мирида|Мира]].<ref name="variables">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.aavso.org/types-variables|title=Types of Variable|date=2010-05-11|publisher=AAVSO|archive-url=https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables|archive-date=17 October 2018|accessdate=2010-08-20}}</ref>

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

Катаклизмички или експлозивни променливи ѕвезди се оние кои претрпуваат драматична промена во нивните својства. Оваа група вклучува [[Нова|нови]] и супернови. Двоен ѕвезден систем кој вклучува блиско бело џуџе може да произведе одредени видови на овие спектакуларни ѕвездени експлозии, вклучително и нова и супернова од тип 1а.<ref name="iben">{{Наведено списание|last=Iben|first=Icko Jr.|date=1991|title=Single and binary star evolution|journal=Astrophysical Journal Supplement Series|volume=76|pages=55–114|bibcode=1991ApJS...76...55I|doi=10.1086/191565|doi-access=free}}</ref> Експлозијата се создава кога белото џуџе ќе го придобие водородот од придружната ѕвезда, собирајќи маса додека водородот не претрпи соединување.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html|title=Cataclysmic Variables|date=2004-11-01|publisher=NASA Goddard Space Flight Center|accessdate=2006-06-08}}</ref> Некои нови се повторливи, со периодични изливи со умерен замав.

Ѕвездите може да се разликуваат во сјајот поради надворешни фактори, како што се затемнување на двојните ѕвезди, како и вртежливи ѕвезди кои создаваат екстремни ѕвездени точки. Забележителен пример за двојно затемнување е Алгол, кој редовно варира во величина од 2,1 до 3,4 во период од 2,87 дена.<ref name="gcvs">{{Наведено списание|last=Samus|first=N. N.|last2=Durlevich|first2=O. V.|displayauthors=etal|year=2009|title=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007–2013)|journal=VizieR On-line Data Catalog: B/GCVS. Originally Published in: 2009yCat....102025S|volume=1|bibcode=2009yCat....102025S}}</ref>

== Структура ==
{{Главна|Ѕвездена структура}}
[[Податотека:Star_types.svg|лево|мини| Внатрешни структури на ѕвезди од главната низа со маси означени во сончеви маси, региони на струење со циклуси со стрелки и региони на зрачење со црвени блесоци. Од лево кон десно, [[црвено џуџе]], [[жолто џуџе]] и [[Ѕвездена класификација|сино-бела ѕвезда од главната низа]]]]
Моделите на ѕвездената структура подробно ја опишуваат внатрешната структура на ѕвездата и даваат предвидувања за [[сјајност]]а, [[Ѕвездена класификација|бојата]] и [[Ѕвезден развој|идниот развој]] на ѕвездата. Различни класи и возрасти на ѕвезди имаат различни внатрешни структури, како одраз на нивната [[Хемиски елемент|елементарна]] структура и механизми за пренос на [[енергија]]. Различните слоеви на ѕвездите го пренесуваат загревањето и нанадвор на различни начини, првенствено со струење и зрачен пренос, но топлинската спроводливост е важна кај [[Бело џуџе|белите џуџиња]]. Струењето е главен начин на пренос на енергија кога температурниот градиент е доволно нагол, така што одреден волумен [[гас]] во ѕвездата ќе продолжи да расте ако малку се подигне преку [[Адијабатски процес|адијабатска постапка]]. Во овој случај, волуменот што расте е пловен и продолжува да расте доколку е потопол од околниот гас; доколку волуменот што расте е поладен од околниот гас, тој ќе се врати на првобитната висина.<ref>{{Harvard citation text|Hansen|Kawaler|Trimble|2004|loc=§5.1.1}}</ref> Во региони со низок температурен градиент и доволно ниска непроѕирност за да биде овозможен пренос на енергија преку зрачење, зрачењето е главен начин на пренос на енергија.

Внатрешната структура на ѕвездата од [[Главна низа|главната низа]] зависи од масата на ѕвездата. Кај ѕвездите со маса од 0,3-1,5 [[Сончева маса|сончеви маси]] ({{Сончева маса|link=yes}}, вклучувајќи го и Сонцето, [[Јадрено соединување|соединувањето]] на [[водород]] со [[хелиум]] се случува првенствено преку [[Протонско-протонски ланец|протонско-протонски ланци]], кои не воспоставува нагол температурен градиент. Така, зрачењето надвладејува во внатрешниот дел на ѕвездите со сончева маса. Надворешниот дел од ѕвездите со сончева маса е доволно ладен што водородот е неутрален и на тој начин непроѕирен за [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетовите]] [[фотони]], па така надвладејува конвекцијата. Според тоа, ѕвездите со сончева маса имаат зрачни јадра со конвективни обвивки во надворешниот дел на ѕвездата. Кај масивните ѕвезди (поголеми од околу 1,5 M☉), температурата на јадрото е над околу 1,8 × 10<sup>7</sup> [[Келвин|К]], така што соединувањето на водород со хелиум се случува првенствено преку циклусот јаглерод-азот-кислород. Во овој циклус, стапката на производство на енергија е рангирана како температура до 15-та моќност, додека стапката е рангирана како температура до 4-та моќност во протонско-протонските ланци.<ref>{{Harvard citation text|Hansen|Kawaler|Trimble|2004|loc=Tbl. 1.1}}</ref> Поради силната температурна чувствителност на циклусот јаглерод-азот-кислород, температурниот градиент во внатрешниот дел на ѕвездата е доволно стрмен за да го направи јадрото [[Струевит слој|струевито]]. Во надворешниот дел на ѕвездата, температурниот градиент е поплиток, но температурата е доволно висока што водородот е речиси целосно [[Јонизација|јонизиран]], така што ѕвездата останува проѕирна за [[Ултравиолетово зрачење|ултравиолетовото зрачење]]. Така, масивните ѕвезди имаат [[Зрачен слој|зрачна]] обвивка.

Ѕвездите од главната низа со најмала маса немаат зона на зрачење; доминантен механизам за преност на енергија низ ѕвездата е конвекцијата.<ref>{{Harvard citation text|Hansen|Kawaler|Trimble|2004|loc=§2.2.1}}</ref>

Наједноставниот најчесто користен модел на ѕвездена структура е сферично симетричниот квазистатички модел, кој претпоставува дека ѕвездата е во стабилна состојба и дека е сферично [[Симетрија|симетрична]]. Содржи четири основни диференцијални равенки од прв ред: две претставуваат како [[материја]]та и [[притисок]]от варираат со [[Сончев полупречник|полупречникот]]; два претставуваат како [[температура]]та и [[сјајност]]а варираат со полупречникот.<ref>This discussion follows those of, e.&nbsp;g., {{Harvard citation text|Zeilik|Gregory|1998|loc=§16-1–16-2}} and {{Harvard citation text|Hansen|Kawaler|Trimble|2004|loc=§7.1}}</ref> При образувањето на '''равенките на ѕвездената структура''' (искористувајќи ја претпоставената сферична симетрија), земена е во предвид [[густина]]та на материјата <math>\rho(r)</math>, температура <math>T(r)</math>, вкупен притисок (материја плус [[Сончево зрачење|зрачење]]) <math>P(r)</math>, сјајност <math>l(r)</math>, и стапка на производство на [[енергија]] по единица маса <math>\epsilon(r)</math> во сферична обвивка со дебелина <math>\mbox{d}r</math> на далечина <math>r</math> од средиштето на ѕвездата. Се претпоставува дека ѕвездата е во месна термодинамичка рамнотежа (МТР), така што температурата е идентична за материјата и [[фотон]]ите. Иако МТР не е одржувана строго бидејќи температурата што дадената обвивка ја „гледа“ под себе е секогаш пожешка од температурата горе, оваа приближување е нормално одлична затоа што фотонот значи слободна патека, <math>\lambda</math>, е многу помала од должината по која температурата значително варира, т.е <math>\lambda \ll T/|\nabla T|</math>.

Потребни се и [[Состојбена равенка|состојбените равенки]], кои ги поврзуваат притисокот, непроѕирноста и стапката на создавање енергија со други месни променливи соодветни за материјалот, како што се температурата, густината, хемискиот состав итн. Релевантните равенки на состојбата за притисок можеби ќе треба да го вклучат законот за совршен гас, притисок на зрачење, притисок поради изродени електрони итн. Непроѕирноста не може точно да биде изразен со една формула. Пресметуван е за различни композиции при засебни густини и температури и се прикажува во табеларен облик.<ref name="Rogers1996">{{Наведување|last=Iglesias, C. A.|last2=Rogers, F. J.|title=Updated Opal Opacities|journal=Astrophysical Journal|date=June 1996|volume=464|pages=943–+|doi=10.1086/177381|bibcode=1996ApJ...464..943I|postscript=.}}</ref> „Кодовите“ на ѕвездената структура (што значи [[сметачки програм]]и кои ги пресметуваат променливите на моделот) или се меѓуполираат во мрежа за густина-температура за да ја добијат потребната непроѕирност или користат функција за прилагодување врз основа на табеларните вредности. Слична ситуација се јавува и за точни пресметки на равенката на притисокот на состојбата. Конечно, стапката на создавање на јадрена енергија е пресметувана од [[опити]] по [[јадрена физика]], користејќи „реакциони мрежи“ за да бидат пресметани стапките на реакција за секој поединечен чекор на реакција и рамнотежа изобилство за секој [[изотоп]] во гасот.<ref name="Heger2002">{{Наведување|last=Rauscher, T.|last2=Heger, A.|last3=Hoffman, R. D.|last4=Woosley, S. E.|title=Nucleosynthesis in Massive Stars with Improved Nuclear and Stellar Physics|journal=The Astrophysical Journal|date=септември 2002|volume=576|number=1|pages=323–348|doi=10.1086/341728|bibcode=2002ApJ...576..323R|postscript=.|arxiv=astro-ph/0112478}}</ref>

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

[[Податотека:Sun_parts_big.jpg|мини| Пресек на [[Сонце]]то]]

== Патеки за реакција на јадрено соединување ==
{{Главна|Ѕвездена нуклеосинтеза}}<div class="thumb tmulti tright"><div class="thumbinner multiimageinner" style="width:204px;max-width:204px"><div class="trow"><div class="tsingle" style="width:202px;max-width:202px"><div class="thumbimage">[[File:Fusion_in_the_Sun.svg|алт=|286x286пкс]]Преглед на синџирот протон-протон</div></div></div><div class="trow"><div class="tsingle" style="width:202px;max-width:202px"><div class="thumbimage">[[File:CNO_Cycle.svg|алт=|200x200пкс]]</div><div class="thumbcaption">Циклус јаглерод-азот-кислород</div></div></div></div></div>Кога јадрата се спојуваат, масата на споениот производ е помала од масата на оригиналните делови. Оваа изгубена маса се претвора во електромагнетна енергија, според односот [[Еднаквост на масата и енергијата|маса-енергија еквивалентност]] <math> E=mc^2 </math>.<ref name="sunshine">{{Наведена мрежна страница|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html|title=How the Sun Shines|last=Bahcall|first=John N.|date=2000-06-29|publisher=Nobel Foundation|accessdate=2006-08-30}}</ref> Различни реакции на јадрено соединување се случуваат во јадрата на ѕвездите, кои зависат од нивната маса и состав.

Процесот на соединување на водород е чувствителен на температура, така што умереното зголемување на температурата во средината ќе резултира со значително зголемување на брзината на соединувањето. Како резултат на тоа, температурата на јадрото на ѕвездите од главната низа варира само од 4&nbsp;милиони келвини за мала ѕвезда од класата М до 40&nbsp;милиони келвини за масивна ѕвезда од О-класа.<ref name="aps_mss">{{Наведена мрежна страница|url=http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html|title=Main Sequence Stars|date=2005-02-16|publisher=The Astrophysics Spectator|accessdate=2006-10-10}}</ref>

На Сонцето, со јадро од 16 милиони келвини, водородот се спојува за да формира хелиум во [[Протонско-протонски ланец|верижната реакција на протон-протон]]:

:4[[Hydrogen-1|<sup>1</sup>H]] → 2[[deuterium|<sup>2</sup>H]] + 2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrino|ν<sub>e</sub>]](2 x 0.4 M[[electronvolt|eV]])
:2[[positron|e<sup>+</sup>]] + 2[[positron|e]]<sup>−</sup> → 2[[photon|γ]] (2 x 1.0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[photon|γ]] (2 x 5.5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Helium-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12.9 MeV)

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

Сите овие реакции резултираат со севкупна реакција:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26.7 MeV)

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

Во помасивните ѕвезди, хелиумот се произведува во циклус на реакции [[Катализа|катализирани]] од јаглерод наречен [[јаглеродно-азотно-кислороден циклус]].<ref name="synthesis">{{Наведено списание|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04|hdl-access=free}}</ref>

Во развојните ѕвезди со јадра на 100&nbsp;милиони келвини и маси помеѓу 0,5 и {{Сончева маса|10}}, хелиумот може да се претвори во јаглерод во [[Троен алфа-процес|тројниот алфа-процес]] кој го користи средниот елемент [[берилиум]]:<ref name="synthesis">{{Наведено списание|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04|hdl-access=free}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFWallersteinIbenParkerBoesgaard1999">[[Џорџ Валерштајн|Wallerstein, G.]]; et&nbsp;al. (1999). [http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress"] <span class="cs1-format">(PDF)</span>. ''Reviews of Modern Physics''. '''69''' (4): 995–1084. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..995W 1997RvMP...69..995W]. [[Назнака за дигитални објекти|doi]]:[[doi:10.1103/RevModPhys.69.995|10.1103/RevModPhys.69.995]]. [[Hdl (идентификатор)|hdl]]:<span class="id-lock-free" title="Freely accessible">[[hdl:2152/61093|2152/61093]]</span><span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">4 August</span> 2006</span>.</cite></ref>

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[isotopes of beryllium|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[carbon-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7.4 MeV

За севкупна реакција на:
[[Податотека:Kernfusionen0_en.png|мини|Преглед на последователни процеси на соединување кај масивни ѕвезди]]

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

Кај масивните ѕвезди, потешките елементи можат да се изгорат во јадрото што се стега преку [[Неонско согорување|процесот на неонско согорување]] и [[Кислородно согорување|процесот на кислородно согорување]]. Последната фаза во процесот на нуклеосинтеза на ѕвездите е [[Силициумско согорување|процесот силициумско согорување]] што резултира со производство на стабилен изотоп железо-56.<ref name="synthesis">{{Наведено списание|last=Wallerstein|first=G.|last2=Iben|first2=I. Jr.|last3=Parker|first3=P.|last4=Boesgaard|first4=A. M.|last5=Hale|first5=G. M.|last6=Champagne|first6=A. E.|last7=Barnes|first7=C. A.|last8=KM-dppeler|first8=F.|last9=Smith|first9=V. V.|displayauthors=1|date=1999|title=Synthesis of the elements in stars: forty years of progress|url=http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf|journal=Reviews of Modern Physics|volume=69|issue=4|pages=995–1084|bibcode=1997RvMP...69..995W|doi=10.1103/RevModPhys.69.995|access-date=2006-08-04|hdl-access=free}}<cite class="citation journal cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFWallersteinIbenParkerBoesgaard1999">[[Џорџ Валерштајн|Wallerstein, G.]]; et&nbsp;al. (1999). [http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf "Synthesis of the elements in stars: forty years of progress"] <span class="cs1-format">(PDF)</span>. ''Reviews of Modern Physics''. '''69''' (4): 995–1084. [[Bibcode]]:[https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997RvMP...69..995W 1997RvMP...69..995W]. [[Назнака за дигитални објекти|doi]]:[[doi:10.1103/RevModPhys.69.995|10.1103/RevModPhys.69.995]]. [[Hdl (идентификатор)|hdl]]:<span class="id-lock-free" title="Freely accessible">[[hdl:2152/61093|2152/61093]]</span><span class="reference-accessdate">. Retrieved <span class="nowrap">4 August</span> 2006</span>.</cite></ref> Секое понатамошно спојување би било ендотермичен процес кој троши енергија, и затоа дополнителна енергија може да се произведе само преку гравитациски колапс.
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1.0em;"
|+Времетраење на главните фази на фузија за {{Сончева маса|20}}  ѕвезда <ref>{{Наведено списание|last=Woosley|first=S. E.|last2=Heger|first2=A.|last3=Weaver|first3=T. A.|date=2002|title=The evolution and explosion of massive stars|journal=Reviews of Modern Physics|volume=74|issue=4|pages=1015–1071|bibcode=2002RvMP...74.1015W|doi=10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
! valign="bottom" | Гориво<br />материјал
! valign="bottom" | Температура<br />(милион келвини)
! valign="bottom" | Густина (kg/cm3)
! valign="bottom" | Времетраење на согорувањето<br /> (во години)
|- style="text-align:center;"
| Х
| 37
| 0,0045
| 8.1&nbsp;милиони
|- style="text-align:center;"
| Тој
| 188
| 0,97
| 1.2&nbsp;милиони
|- style="text-align:center;"
| В
| 870
| 170
| 976
|- style="text-align:center;"
| Не
| 1.570
| 3.100
| 0,6
|- style="text-align:center;"
| О
| 1.980
| 5.550
| 1.25
|- style="text-align:center;"
| S/Si
| 3.340
| 33.400
| (0.0315 (~ 11,5 дена)
|}

==Ѕвездите во уметноста и во популарната култура==
Ѕвездите често се јавуваат како инспирација и тема во [[уметност]]а и во [[Популарна култура|популарната култура]].

===Ѕвездата како тема во книжевноста===
* „Ноќта на црвените ѕвезди“ (српски: ''Noć crvenih zvijezda'') - песна на српскиот писател [[Иво Андриќ]] од 1914 година.<ref>Иво Андрић, ''Ex Ponto - Немири - Лирика''. Београд: Просвета, 1977, стр. 150.</ref>
* „Брашно и ѕвезди“ - песна на македонската поетеса [[Николина Андова]] од 2013 година.<ref>Николина Андова, ''Влезот е од другата страна'', Темплум, Скопје, 2013.</ref>
* „Двете ѕвезди вечерници“ — песна на македонската поетеса [[Христина Аслимоска]] од 2005 година.<ref>Христина Аслимоска, ''Разделба со детството''. Скопје: Детска радост, 2005, стр. 11.</ref>
* „Деца и ѕвезди“ — песна на македонскиот поет [[Јозо Т. Бошковски - Јон|Јозо Т. Бошковски]] од 1981 година.<ref>Јозо Т. Бошковски, ''Деца и цвеќиња и ѕвезди'', Нов свет, Скопје, 1981, стр. 17.</ref>
* „Соѕвездија“ - поетска збирка на францускиот писател [[Андре Бретон]] од 1959 година.<ref>„Андре Бретон (био-библиографски летопис)“, во: Андре Бретон, ''Рајот не е наполно загубен''. Скопје: Култура, 1989, стр. 103.</ref>
* „Кога паѓаат ѕвездите“ — песна за деца на хрватскиот поет [[Григор Витез]].<ref>Григор Витез, ''Песни''. Мисла, Македонска книга, Култура, Наша книга и Детска радост, Скопје, 1990, стр. 59.</ref>
* „Ѕвезди“ - расказ на францускиот писател [[Алфонс Доде]] од 1869 година.<ref>Alphonse Daudet, ''Pisma iz mog mlina''. Zagreb: Znanje, 1986, стр. 49-55.</ref>
* „По ѕвездите“ (српски: ''За звездама'') - песна на српскиот поет [[Јован Дучиќ]].<ref>Јован Дучић, ''Сабрана дела II, Песме љубави и смрти''. Београд: Народна просвета (без дата), стр. 42-43.</ref>
* „Плејади“ - песна на полскиот поет [[Јарослав Ивашкјевич]].<ref>''Savremena poljska poezija''. Beograd: Nolit, 1964, стр. 58.</ref>
* „Ѕвезди“ — песна на македонскиот поет [[Блаже Конески]].<ref>Блаже Конески, 'Везилка''. Скопје: Арс Ламина - публикации, Арс Либрис, 2021, стр. 14.</ref>
* „Светлината на згаснатата ѕвезда“ - книга на бразилскиот писател [[Жозуе Монтело]] од 1948 година.<ref>''Антoлогија на бразилскиот расказ'', Три, Скопје, 2012, стр. 278-279.</ref>
* „[[Ѕвездена наметка - Астролошки водич за неупатените]]“ (српски: ''Звездани плашт - Астолошки водич за неупуҺене'') - [[роман]] на српскиот писател [[Милорад Павиќ]] од 2000 година.<ref>„Белешка о писцу“, во: Милорад Павић, ''Кутија за писање''. Београд: Народна библиотека Србије, 2012, стр. 121.</ref>
* „Големата кола“ - песна на полската поетеса [[Марија Павликовска-Јасножевска]].<ref>''Savremena poljska poezija''. Beograd: Nolit, 1964, стр. 70.</ref>
* „Облак и ѕвезда“ - песна на унгарскиот поет [[Шандор Петефи]].<ref>Šandor Petefi, ''Sloboda i ljubav''. Beograd: Rad, 1969, стр. 31.</ref>
* „Првата ѕвезда“ (српски: ''Прва звезда'') - песна на српскиот поет [[Владислав Петковиќ - Дис]].<ref>Владислав Петковић-Дис, ''Песме''. Београд: Рад, 1960, стр. 46-51.</ref>
* „Земско соѕвездие“ (српски: ''Земаљско сазвежђе'') - песна на српскиот поет [[Васко Попа]].<ref>Vasko Popa, ''Pesme''. Beograd: Bigz, 1978, стр. 161.</ref>
* „Ѕвезди над [[Рај]]ската градина“ - збирка поезија на чешкиот поет [[Јарослав Сајферт]] од 1929 година.<ref name="Jaroslava Sajferta 2014">„Izabrana bibliografija Jaroslava Sajferta“ во: Jaroslav Sajfert, ''Stub kuge''. Beograd: Mali vrt, 2014, стр. 93-94.</ref>
* „Момчето и ѕвездите“ - збирка поезија на Јарослав Сајферт од 1956 година.<ref name="Jaroslava Sajferta 2014"/>
* „Разговор со ѕвездата“ - песна на полскиот поет [[Антони Слонимски]].<ref>''Savremena poljska poezija''. Beograd: Nolit, 1964, стр. 50-51.</ref>
* „Ѕвездичка“ — песна на македонскиот поет [[Стојан Тарапуза]].<ref>Стојан Тарапуза, ''Сон на тркала'', Просветно дело, Редакција „Детска радост“, Скопје, 2015, стр. 97.</ref>
* „Ѕвезда“ — песна на Стојан Тарапуза.<ref>Стојан Тарапуза, ''Сон на тркала'', Просветно дело, Редакција „Детска радост“, Скопје, 2015, стр. 98.</ref>
* „Како се повикува ѕвезда“ — песна на Стојан Тарапуза.<ref>Стојан Тарапуза, ''Сон на тркала'', Просветно дело, Редакција „Детска радост“, Скопје, 2015, стр. 99.</ref>
* „Ѕвезда“ - песна на руската поетеса [[Вероника Тушнова]].<ref>''Антологија руске лирике – X-XXI век. Књига II: Прва четвртина – средина XX века (авангарда и социјалистички реализам)''. Београд: Paidea, 2007, стр. 234.</ref>
* „Хермес, кучето и ѕвездата“ - песна во проза од истоимената збирка на полскиот поет [[Збигњев Херберт]].<ref>Zbignjev Herbert, ''Izabrane pesme''. Beograd: Treći trg – Čigoja štampa, стр. 22.</ref>
* „Татковците на ѕвездите“ - песна на Збигњев Херберт.<ref>Zbignjev Herbert, ''Izabrane pesme''. Beograd: Treći trg – Čigoja štampa, стр. 271.</ref>
* „Прекумерност“ - песна на полската поетеса [[Вислава Шимборска]].<ref>Vislava Šimborska, ''Izabrane pesme''. Beograd: Treći trg, 2014, стр. 217-218.</ref>

===Ѕвездата како тема во популарната музика===
* „Ѕвезда спуштена“ - песна на македонската етно-група [[Баклава (музичка група)|Баклава]] од 2008 година.<ref>Baklava, ''Kalemar'', SJF Records 124, 2008.</ref>
* „Зацрвенети ѕвезди“ ([[англиски]]: ''Flushing Stars'') — песна на американската рок-група [[Бафало Том]] (''Buffalo Tom'') од 1989 година.<ref>[https://www.discogs.com/Buffalo-Tom-Buffalo-Tom/master/55008 DISCOGS, Buffalo Tom ‎– Buffalo Tom (пристапено на 9.7.2021)]</ref>
* „1000 ѕвезди“ (англиски: ''1000 stars'') - песна на британската [[Рок-музика|рок]]-група [[Биг кантри]] (''Big Country'') од 1983 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=Hq2ssJ08yCM YouTube, Big Country - 1000 Stars (пристапено на 8.2.2017)]</ref>
* [[Биг стар (поп-група)|Голема ѕвезда]] (англиски: ''Big Star'') - американска [[Поп музика|поп]]-група.<ref>[http://www.allmusic.com/artist/big-star-mn0000051992/biography All Music, Big Star (посетено на 7.2.2016)]</ref>
* „Паѓаат ѕвезди“ (српскохрватски: ''Padaju zvijezde'') - песна на југословенската рок-група [[Бијело дугме|Бијело Дугме]] (''Bijelo Dugme'') од 1984 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=5NaoseySl9Q YouTube, Bijelo Dugme - Padaju Zvijezde (пристапено на 31.1.2019)]</ref>
* „Најубавата ѕвезда“ (англиски: ''The prettiest star'') - песна на англискиот поп-[[Рок-музика|рок]] музичар [[Дејвид Боуви]] (''David Bowie'') од 1973 година.<ref>[https://www.discogs.com/David-Bowie-Aladdin-Sane/release/6143410 DISCOGS, David Bowie ‎– Aladdin Sane (пристапено на 18.4.2020)]</ref>
* „Црна ѕвезда“ (англиски: ''Blackstar'') - песна од истоимениот албум на Дејвид Боуви од 2016 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=RPbuxapYWFc YouTube, David Bowie- Blackstar (Full album) (пристапено на 29.5.2017)]</ref>
* „Ѕвезди“ (англиски: ''Stars'') - песна на американската пејачка [[Лиса Германо]] (''Lisa Germano'').<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=82mQ0-kmY_k&index=11&list=PLivKn8d4pI0pboK9A8BMwJiKRWLm5bKeQ YouTube, Lisa Germano - Stars (пристапено на 24.12.2016)]</ref>
* „Темна ѕвезда“ ([[англиски]]: ''Dark Star'') — песна на американската рок-група [[Грефтфул дед]] (''The Grateful Dead'').<ref>[https://www.discogs.com/master/18472-The-Grateful-Dead-LiveDead DISCOGS, The Grateful Dead – Live/Dead (пристапено на 17.2.2025)]</ref>
* „Посегни по ѕвездите“ (германски: ''Greif Nach Den Sternen'') — песна на германското електронско дуо [[ДАФ (музичка група)|ДАФ]] од 1981 година.<ref>[https://www.discogs.com/master/25407-Deutsch-Amerikanische-Freundschaft-Gold-Und-Liebe Dicogs, Deutsch Amerikanische Freundschaft – Gold Und Liebe (пристапено на 23.6.2022)]</ref>
* „Ѕвездите се ѕвезди“ ([[англиски]]: ''Stars Are Stars'') — песна на британската рок-група [[Echo And The Bunnymen (рок-група)|Echo And The Bunnymen]] од 1980 година.<ref>[https://www.discogs.com/Echo-And-The-Bunnymen-Crocodiles/master/27552 Discogs, Echo And The Bunnymen* ‎– Crocodiles (пристапено на 21.3.2021)]</ref>
* „Малата ѕвезда од Витлеем“ ([[англиски]]: ''Little star of Bethlehem'') - песна на германската рок-група [[Кен (рок-група)|Кен]] (''Can'') од 1968 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=0NXgOO-QtTg YouTube, Little Star of Bethlehem - CAN (пристапено на 12.11.2016)]</ref>
* „Моите ѕвезди“ (англиски: ''My Stars'') - песна на американскиот рок-музичар [[Алис Купер]] (''Alice Cooper'') од 1972 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=xxMNWO8nbVI YouTube, Alice Cooper - My Stars by Paul Smith (пристапено на 19.2.2018)]</ref>
* „Убавата ѕвезда од Витлеем“ (англиски: ''Beautiful star of Bethlehem'') - песна на пејачката [[Пати Лавлес]] (''Patty Loveless'').<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=nqdcCmxk2Rg YouTube, Patty Loveless - Beautiful Star Of Bethlehem (пристапено на 12.11.2016)]</ref>
* „Сите сме направени од ѕвезди“ (англиски: ''We Are All Made of Stars'') - песна на американскиот музичар [[Моби]] (''Moby'').<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=x1rFAaAKpVc&list=OLAK5uy_l8Cf2RrGh8oXAagYJb2cK2Rwl2hK9Dhj8&index=12 YouTube, Moby 'We Are All Made of Stars' - Official video (пристапено на 17.1.2020)]</ref>
* „Ѕвездата 6 и 7 8 9“ (англиски: ''Star 6 & 7 8 9'') — песна на британската [[Техно музика|техно]]-група ''The Orb'' од 1991 година.<ref>[https://www.discogs.com/master/7119-The-Orb-The-Orbs-Adventures-Beyond-The-Ultraworld The Orb – The Orb's Adventures Beyond The Ultraworld (пристапено на 31.5.2023)]</ref>
* „Ѕвезда која паѓа“ (англиски: ''A Falling Star'') — песна на американската рок-група Опал од 1987 година.<ref>[https://www.discogs.com/master/30244-Opal-Happy-Nightmare-Baby Opal (2) – Happy Nightmare Baby (пристапено на 8.7.2023)]</ref>
* „Меѓуѕвездено забрзување“ ([[англиски]]: ''Interstellar Overdrive'') - песна на британската [[Рок-музика|рок]]-група [[Пинк флојд]] од 1967 година.<ref>[https://www.discogs.com/Pink-Floyd-The-Piper-At-The-Gates-Of-Dawn/master/19546 Discogs, Pink Floyd ‎– The Piper At The Gates Of Dawn (пристапено на 25.2.2021)]</ref>
* „Илјада ѕвезди се распрснуваат“ (англиски: ''A Thousand Stars Burst Open'') — песна на британската рок-група ''Pale Saints'' од 1992 година.<ref>[https://www.discogs.com/master/26780-Pale-Saints-In-Ribbons DISCOGS, Pale Saints – In Ribbons (пристапено на 8.6.2023)]</ref>
* „Ѕвезда-скитничка“ (англиски: ''Wandering Star'') - песна на британската поп-група [[Портисхед]] (''Portishead'') од 1994 година.<ref>[https://www.discogs.com/Portishead-Dummy/release/22840 Discogs, Portishead – Dummy (пристапено на 25.2.2021)]</ref>
* „Ѕвездо ѕвездо“ (англиски: ''Star Star'') - песна на британската рок-група [[Ролинг Стоунс]] од 1973 година.<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=YD_CSgIkd_k YouTube, The Rolling Stones Star Star (пристапено на 7.3.2018)]</ref>
* „Ѕвездена сила“ (англиски: ''Star Power'') - песна на американската рок-група [[Соник Јут]] (''Sonic Youth'') од 1986 година.<ref>[https://www.discogs.com/Sonic-Youth-Evol/master/9739 DISCOGS, Sonic Youth ‎– Evol (пристапено на 26.7.2019)]</ref>
* „Броење ѕвезди“ (англиски: ''Counting Stars'') - песна на поп-рок групата [[Уан Рипаблик]] (''One Republic'').<ref>[https://www.youtube.com/watch?v=hT_nvWreIhg YouTube, OneRepublic - Counting Stars (пристапено на 31.1.2019)]</ref>

== Наводи ==
{{наводи}}

== Литература ==
* {{Наведена книга | first = Cliff | last = Pickover | authorlink = Cliff Pickover | year =2001 |title=The Stars of Heaven | publisher=Oxford University Press | isbn=0-19-514874-6}}
* {{Наведена книга | first = John | last = Gribbin | authorlink = John Gribbin |author2=Mary Gribbin | year=2001 | title=Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection | publisher=Yale University Press | isbn=0-300-09097-8}}
* {{Наведена книга | first = Stephen | last = Hawking | title=A Brief History of Time | authorlink = Stephen Hawking | year=1988 | publisher=Bantam Books | isbn=0-553-17521-1}}

== Надворешни врски ==
{{Wiktionary}}
{{commons category|Stars}}
* {{cite web |title= How To Decipher Classification Codes |publisher= Astronomical Society of South Australia |url= http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp |access-date= 2010-08-20}}
* {{cite web |last= Kaler |first= James |title= Portraits of Stars and their Constellations |publisher= University of Illinois |url= http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html |access-date= 2010-08-20}}
* {{cite book |first1= Cliff |last1= Pickover |author-link= Cliff Pickover |date= 2001 |title= The Stars of Heaven |publisher= Oxford University Press |isbn= 978-0-19-514874-9 |url-access= registration |url= https://archive.org/details/starsofheaven00pick }}
* {{cite web |display-authors= 1 |last1= Prialnick |first1= Dina |last2= Wood |first2= Kenneth |last3= Bjorkman |first3= Jon |last4= Whitney |first4= Barbara |last5= Wolff |first5= Michael |last6= Gray |first6= David |last7= Mihalas |first7= Dimitri |title= Stars: Stellar Atmospheres, Structure, & Evolution |date= 2001 |publisher= University of St. Andrews |url= http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |access-date= 2010-08-20 |archive-date= 11 February 2021 |archive-url= https://web.archive.org/web/20210211123306/http://www-star.st-and.ac.uk/~kw25/teaching/stars/stars.html |url-status= dead }}
* {{cite web |title= Query star by identifier, coordinates or reference code |work= SIMBAD |publisher= Centre de Données astronomiques de Strasbourg |url= http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid |access-date= 2010-08-20}}
* [http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l1/black_holes.html НАСА]
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html NASA worldbook] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=2005-05-08 }}
* [http://www.astro.illinois.edu/~jkaler/sow/sowlist.html astro.illionis.edu] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20090727051645/http://www.astro.illinois.edu/~jkaler/sow/sowlist.html |date=2009-07-27 }} 
* [http://www.bbc.co.uk/science/space/stars/birth/index.shtml bbc.uk]
* [http://www.astronomija.com.mk/vest.asp?id=24 astronomija.com.mk] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20090627024958/http://astronomija.com.mk/vest.asp?id=24 |date=2009-06-27 }}
* [http://www.nasa.gov/worldbook/supernova_worldbook.html Супернова] {{Семарх|url=https://web.archive.org/web/20090810001735/http://www.nasa.gov/worldbook/supernova_worldbook.html |date=2009-08-10 }}

{{ѕвезда}}

{{Избрана}}

{{Нормативна контрола}}

[[Категорија:Ѕвезди| ]]
[[Категорија:Астрономски тела]]
[[Категорија:Извори на светлина]]
[[Категорија:Концепти во астрономијата]]