Προβολή πηγαίου κώδικα για τη σελίδα Αστέρας

[[Αρχείο:LagoonHunterWilson.jpg|thumb|right|300px|Το [[νεφέλωμα Λιμνοθάλασσας]] αποτελεί μία τεράστια περιοχή δημιουργίας άστρων στον [[Γαλαξίας|Γαλαξία μας]].]]

Στην [[Αστρονομία]] γενικά '''αστέρας''' ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον [[Πλανήτης|πλανήτη]]), ονομάζεται κάθε [[ουράνιο σώμα]] που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας [[Ήλιος|Ήλιου]] πέριξ του οποίου περιστρέφεται η [[Γη]]. Συνεπώς όλοι οι '''αστέρες''' είναι Ήλιοι, εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο [[ουράνιος θόλος]].

Κατά την [[Αστροφυσική]], ο κάθε αστέρας είναι ένα λαμπερό αέριο [[ουράνιο σώμα]] που παράγει ενέργεια από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης που συμβαίνουν στον [[Πυρήνας (αστρονομία)|πυρήνα]] του. Όταν η [[μάζα]] του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του [[Ήλιος|Ήλιου]] οι πιέσεις και οι θερμοκρασίες που αναπτύσσονται στο κέντρο του, δεν επαρκούν προκειμένου να αρχίσουν οι πυρηνικές συντήξεις. Επομένως η μάζα όλων των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την ανωτέρω ποσότητα.

Οι αστέρες γεννιούνται σε [[νεφέλωμα|νεφελώματα]], όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της, υπό την επίδραση της βαρύτητας. Όταν το νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω της [[πυρηνική σύντηξη|πυρηνικής σύντηξης]]. Όσο το άστρο εκτελεί αυτή τη διαδικασία, βρίσκεται στην [[κύρια ακολουθία]]. Η εσωτερική πίεση αποτρέπει το άστρο από την κατάρρευση. Όταν τελειώσει αυτή η φάση, αστέρες με μάζα τουλάχιστον 0,4 φορές όσο η ηλιακή μετατρέπονται σε [[ερυθρός γίγαντας|ερυθρούς γίγαντες]] και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια, αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σε [[λευκός νάνος|λευκούς νάνους]]. Αστέρια δέκα ή περισσότερες φορές από τον ήλιο συντήκουν όλο και βαρύτερα στοιχεία, μέχρι σχηματιστεί [[σίδηρος]]. Τότε εκρήγνυνται ως [[υπερκαινοφανείς αστέρες]] και το αντικείμενο που μένει είναι απίστευτα συμπυκνωμένο. Αυτά τα αντικείμενα είναι οι [[Αστέρας νετρονίων|αστέρες νετρονίων]] και οι [[Μαύρη τρύπα|μαύρες τρύπες]].

Παρατηρώντας κυρίως τη νύχτα στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες, διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται [[αστερισμός|αστερισμοί]]. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρημένοι σε καταλόγους. Από την [[παρατήρηση]] των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες:
# '''[[Αειφανείς αστέρες]]''', που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον [[Ορίζοντας|ορίζοντα]].
# '''[[Αφανείς αστέρες]]''', που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή.
# '''[[Αμφιφανείς αστέρες]]''', που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι.
* Η διάκριση αυτή είναι πολύ σημαντική για την [[Αστρονομική ναυτιλία]].

== Ιστορία ==
{{…}}

== Ονομασία αστέρων ==
Από τους αστέρες μόνο οι 30 λαμπρότεροι φέρουν ο καθένας ιδιαίτερο όνομα, συνήθως ελληνικής προέλευσης όπως ο ''Αρκτούρος'' ή αραβικής όπως ο ''Αλτάιρ'' (= ''αετός ιπτάμενος'').

Τόσο όμως αυτοί οι 30 αστέρες, όσο και όλοι οι άλλοι οι ορατοί χωρίς [[τηλεσκόπιο]], σε κάθε αστερισμό, έχουν καθορισθεί διεθνώς (ο καθένας) με ένα γράμμα (μικρό) του ελληνικού αλφαβήτου. Το γράμμα [[α]] έχει συνήθως ο λαμπρότερος αστέρας του αστερισμού, το [[β]] ο αμέσως αμυδρότερος κ.ο.κ.. Έτσι λοιπόν ο ''Βέγας'', ο λαμπρότερος αστέρας του βορείου ουράνιου ημισφαιρίου, στον [[Λύρα (αστερισμός)|αστερισμό της Λύρας]], λέγεται και ''α Lyr'' (ή ''α της Λύρας'').

Εάν κάποιος αστερισμός έχει περισσότερους από 24 αστέρες (αρκετά σύνηθες) τότε αμέσως μετά τον '''ω''' (του ελληνικού αλφαβήτου) χρησιμοποιούνται τα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Μετά το τέλος του λατινικού αλφαβήτου χρησιμοποιούνται οι αραβικοί αριθμοί.

Προκειμένου δε περί των υπολοίπων αστέρων που είναι ορατοί μόνο με τηλεσκόπια, αντί ονόματος χρησιμοποιείται ο αριθμός με τον οποίο και έχουν καταχωρηθεί στους [[ουρανομετρία|αστρικούς καταλόγους]].

== Αστρική εξέλιξη ==
{{κύριο|Αστρική εξέλιξη}}
Οι αστέρες σχηματίζονται μέσα σε εκτεταμένες περιοχές με μεγαλύτερη πυκνότητα στο διαστρικό μέσο, αν και η πυκνότητα είναι ακόμη χαμηλότερη από το εσωτερικό ενός επίγειου θαλάμου κενού. Αυτές οι περιοχές ονομάζονται [[νεφέλωμα|μοριακά νέφη (ωεφελώματα)]] και αποτελούνται κυρίως από [[υδρογόνο]], με περίπου 23-28% [[ήλιο]] και ένα μικρό ποσοστό βαρύτερα στοιχεία. Ένα παράδειγμα μίας τέτοιας περιοχής σχηματισμού άστρων, είναι το [[νεφέλωμα του Ωρίωνα]].<ref>
{{cite journal
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual review of astronomy and astrophysics
 | year=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi = 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}</ref>
Δεδομένου ότι τα μεγάλα αστέρια σχηματίζονται στα μοριακά νέφη, φωτίζουν έντονα αυτά τα σύννεφα. Μπορούν επίσης να [[ιόν|ιονίσουν]] το υδρογόνο, δημιουργώντας μία περιοχή Η II.

=== Σχηματισμός πρωτοαστέρα ===
{{Κύριο άρθρο|σχηματισμός αστέρων}}

Η δημιουργία ενός αστεριού ξεκινά με μια βαρυτική αστάθεια στο εσωτερικό ενός μοριακού νέφους, που συχνά προκαλείται από τα κρουστικά κύματα ενός [[υπερκαινοφανής αστέρας|υπερκαινοφανή]] (μαζική αστρική έκρηξη) ή τη σύγκρουση δύο [[γαλαξίες|γαλαξιών]] (όπως σε έναν αστρογόνο γαλαξία). Μόλις μια περιοχή έχει φθάσει σε επαρκή πυκνότητα ύλης για να ικανοποιήσει τα κριτήρια για τη δημιουργία της αστάθειας Τζιν αρχίζει να καταρρέει κάτω από τη δύναμη της δικής του βαρύτητας.<ref>{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith | year=2004
 | title=The Origin of Stars | url=https://archive.org/details/originstars00smit | publisher=Imperial College Press
 | isbn=1860945015 | pages=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n70 57]–68 }}</ref>

Καθώς το νέφος καταρρέει, μεμονωμένες συγκεντρώσεις της πυκνής σκόνης και του αερίου αποτελούν αυτό που είναι γνωστό ως σφαιρίδιο του Bok. Καθώς ένα σφαιρίδιο καταρρέει και η πυκνότητα αυξάνει, η βαρυτική ενέργεια μετατρέπεται σε θερμότητα και η θερμοκρασία ανεβαίνει. Όταν το πρωταστρικό νέφος έχει φτάσει περίπου σε υδροστατική ισορροπία, ένας [[πρωτοαστέρας]] σχηματίζεται στον πυρήνα<ref>{{cite web
 | last = Seligman
 | first = Courtney
 | url = http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archivedate = 2008-06-23
 | title = Slow Contraction of Protostellar Cloud
 | work = Self-published
 | accessdate = 2006-09-05
 | url-status = dead
 }}</ref>. Αυτοί οι προ Κύριας Ακολουθίας αστέρες συχνά περιβάλλονται από έναν [[Πρωτοπλανητικός δίσκος|πρωτοπλανητικό δίσκο]]. Η περίοδος της βαρυτικής συστολής διαρκεί περίπου 10-15 εκατομμύρια χρόνια.

Οι πρωτοαστέρες που είναι μικρότεροι από 2 ηλιακές μάζες ονομάζονται [[αστέρες τύπου T Ταύρου]], ενώ αυτοί με μεγαλύτερη μάζα είναι [[αστέρες Herbig AE/Be]]. Αυτά τα νεογέννητα αστέρια εκπέμπουν πίδακες αερίου κατά μήκος του άξονα περιστροφής τους, γεγονός που μπορεί να μειώσει τη [[στροφορμή]] του καταρρέοντος αστέρα και να δημιουργήσει μικρές περιοχές νέφωσης γνωστές ως [[αντικείμενα Herbig-Haro]].<ref>{{cite conference
 | author=Bally, J.; Morse, J.; Reipurth, B. | year = 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | booktitle = Science with the Hubble Space Telescope - II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor = Piero Benvenuti, F.D. Macchetto, and Ethan J. 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 | page=[https://archive.org/details/originstars00smit/page/n189 176] | year=2004
 | isbn=1860945015
 | publisher=Imperial College Press
}}</ref> Αυτοί οι πίδακες, σε συνδυασμό με την ακτινοβολία από κοντινά μεγάλα άστρα, μπορεί να βοηθήσει για να απομακρυνθεί το νέφος μέσα στο οποίο σχηματίστηκε το άστρο.<ref>{{cite news
 | first=Tom | last=Megeath | date=May 11, 2010
 | title=Herschel finds a hole in space
 | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
 | publisher=ESA | accessdate=2010-05-17 }}</ref>

=== Κύρια ακολουθία ===
{{Κύριο|Κύρια ακολουθία}}

Οι αστέρες δαπανούν περίπου το 90% της διάρκειας της ζωής τους στη [[πυρηνική σύντηξη|σύντηξη υδρογόνου]] που μετατρέπεται σε ήλιο σε υψηλή [[θερμοκρασία]] και υψηλή πίεση κοντά στον πυρήνα. Τέτοια αστέρια λέγεται ότι είναι στην [[κύρια ακολουθία]] και ονομάζονται αστέρια νάνοι. Ξεκινώντας από τη μηδέν-ηλικία στην κύρια ακολουθία, η αναλογία του ηλίου στον πυρήνα ενός αστέρα θα αυξάνεται σταθερά. Κατά συνέπεια, προκειμένου να διατηρηθεί ο απαιτούμενος ρυθμός πυρηνικής σύντηξης στον πυρήνα, το αστέρι θα αυξήσει αργά τη θερμοκρασία και τη φωτεινότητά του.<ref>{{cite journal
 | author= Mengel, J. G.; Demarque, P.; Sweigart, A. V.; Gross, P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | year=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi = 10.1086/190603
}}</ref> Στον Ήλιο, για παράδειγμα, εκτιμάται ότι έχει αυξηθεί σε φωτεινότητα κατά 40%, δεδομένου ότι έφτασε η κύρια ακολουθία από 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια.<ref name=sun_future />

Κάθε αστέρι δημιουργεί έναν [[αστρικός άνεμος|αστρικό άνεμο]] σωματιδίων που προκαλεί μια συνεχή εκροή αερίου προς το [[διάστημα]]. Για τα περισσότερα αστέρια, το ποσό της μάζας όπου χάνεται είναι αμελητέα. Ο [[Ήλιος]] χάνει 10<sup>−14</sup> ηλιακές μάζες κάθε χρόνο,<ref>{{cite journal
 |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
 |bibcode = 2002ApJ...574..412W
 |arxiv   = astro-ph/0203437
}}{{Dead link|date=Αυγούστου 2021 }}</ref> ή περίπου το 0,01% της συνολικής μάζας του για όλη τη διάρκεια της ζωής του. Ωστόσο πολύ ογκώδη αστέρια μπορούν να χάσουν 10<sup>−7</sup> έως 10<sup>−5</sup> ηλιακές μάζες κάθε χρόνο, γεγονός που επηρεάζει σημαντικά την εξέλιξή τους.<ref>{{cite journal
 | last=de Loore | first=C.
 | coauthors=de Greve, J. P.; Lamers, H. J. G. L. M.
 | title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | journal=Astronomy and Astrophysics | year=1977 | volume=61
 | issue=2 | pages=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D }}</ref> Τα αστέρια που αρχίζουν με πάνω από 50 ηλιακές μάζες μπορεί να χάσουν πάνω από το ήμισυ της συνολικής μάζας τους κατά την παραμονή τους στην κύρια ακολουθία.<ref>{{cite web
 | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
 | title = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | publisher = Royal Greenwich Observatory
 | accessdate = 2006-09-07
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070930015551/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.727
 | archivedate = 2007-09-30
 | url-status = dead
 }}</ref>

Η χρονική διάρκεια που ένα αστέρι δαπανά στην κύρια ακολουθία εξαρτάται πρωτίστως από την ποσότητα καυσίμου που έχει να συντήξει και τον ρυθμό με τον οποίο συντήκει αυτό το καύσιμο, δηλαδή από την αρχική του μάζα και φωτεινότητα. Για τον Ήλιο, αυτό το διάστημα εκτιμάται ότι είναι περίπου 10<sup>10</sup> χρόνια (10 δισεκατομμύρια χρόνια). Τα μεγάλα αστέρια καταναλώνουν τα καύσιμά τους πολύ γρήγορα και είναι βραχύβια. Τα μικρά αστέρια (που ονομάζονται [[ερυθρός νάνος|κόκκινοι νάνοι]]) καταναλώνουν τα καύσιμά τους με πολύ αργό ρυθμό και διαρκούν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια. Στο τέλος της ζωής τους, θα γίνουν απλά αχνότερα και αχνότερα. Ωστόσο, δεδομένου ότι η διάρκεια ζωής αυτών των αστέρων είναι μεγαλύτερη από την τρέχουσα ηλικία του σύμπαντος (13,7 δισ. χρόνια), δεν αναμένεται ερυθροί νάνοι να έχουν φτάσει ακόμα σε αυτό το στάδιο.

Εκτός από τη μάζα, το ποσοστό των στοιχείων που είναι βαρύτερα από το ήλιο μπορεί να διαδραματίσει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη των άστρων. Στην αστρονομία όλα τα στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο θεωρούνται «μέταλλα», και η συγκέντρωση αυτών των χημικών στοιχείων ονομάζεται [[μεταλλικότητα]]. Η μεταλλικότητα μπορεί να επηρεάσει τη διάρκεια που ένα αστέρι θα κάψει τα καύσιμά του, να ελέγχει τον σχηματισμό των [[μαγνητικό πεδίο|μαγνητικών πεδίων]]<ref>{{cite journal
 | author=Pizzolato, N.; Ventura, P.; D'Antona, F.; Maggio, A.; Micela, G.; Sciortino, S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | year=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P}}</ref> και να τροποποιήσει τη δύναμη του αστρικού ανέμου.<ref>{{cite web
 | date = 2004-06-18
 | url = http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archivedate = 2004-11-22
 | title = Mass loss and Evolution
 | publisher = UCL Astrophysics Group
 | accessdate = 2006-08-26
 | url-status = dead
 }}</ref> Παλαιότερα, ο πληθυσμός αστέρων ΙΙ έχουν σημαντικά μικρότερη μεταλλικότητα από ό,τι οι νεότεροι, οι αστέρες πληθυσμού I, λόγω της σύνθεσης των μοριακών νεφών από τα οποία σχηματίζονται. (Με την πάροδο του χρόνου όπου γίνονται αυτά τα σύννεφα εμπλουτίζονται όλο και περισσότερο με βαρύτερα στοιχεία, καθώς τα μεγαλύτερα αστέρια πεθαίνουν και απομακρύνουν τμήματα της ατμόσφαιράς τους.)

=== Μετά την κύρια ακολουθία ===
{{Κύριο|Ερυθρός γίγαντας}}

Καθώς αστέρια με μάζα τουλάχιστον 0,4 ηλιακές μάζες εξαντλούν το υδρογόνο στον πυρήνα τους, τα εξωτερικά στρώματά τους επεκτείνονται σε μεγάλο βαθμό και γίνονται πιο δροσερά για να σχηματίσουν έναν [[ερυθρός γίγαντας|κόκκινο γίγαντα]]. Για παράδειγμα, σε περίπου 5 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν ο [[Ήλιος]] θα είναι ένας ερυθρός γίγαντας, θα αναπτυχθεί σε μέγιστη ακτίνα περίπου 1 [[αστρονομική μονάδα]] (150 εκατομμύρια χιλιόμετρα), 250 φορές το σημερινό μέγεθός του. Ως γίγαντας, ο Ήλιος θα χάσει περίπου το 30% της τρέχουσας μάζας του.<ref name="sun_future">{{cite journal | author=Sackmann, I. J.; Boothroyd, A. I.; Kraemer, K. E. 
| title=Our Sun. III. Present and Future | page=457
 | journal=Astrophysical Journal | year=1993 | volume=418 
| bibcode=1993ApJ...418..457S | doi = 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{cite journal|title=Distant future of the Sun and Earth revisited|last=Schröder|first=K.-P.|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|issue=1|doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x|year=2008|volume=386|page=155|bibcode=2008MNRAS.386..155S|coauthors=Smith, Robert Connon}} Δείτε επίσης{{cite news|url=http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20|title=Hope dims that Earth will survive Sun's death|last=Palmer|first=Jason|date=2008-02-22|work=NewScientist.com news service|accessdate=2008-03-24|archive-url=https://web.archive.org/web/20080317001540/http://space.newscientist.com/article/dn13369-hope-dims-that-earth-will-survive-suns-death.html?feedId=online-news_rss20|archive-date=2008-03-17|url-status=dead}}</ref>

Σε έναν ερυθρό γίγαντα με μάζα μέχρι 2,25 ηλιακές μάζες, η σύντηξη υδρογόνου προχωρά σε ένα κέλυφος-στρώμα που περιβάλλει τον πυρήνα.<ref name="hinshaw">{{cite web
 | last = Hinshaw | first = Gary | date = 2006-08-23
 | url = http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_101stars.html
 | title = The Life and Death of Stars
 | publisher = NASA WMAP Mission | accessdate = 2006-09-01 }}</ref> Τελικά, ο πυρήνας συμπιέζεται αρκετά για να ξεκινήσει σύντηξη ηλίου, και το αστέρι τώρα σταδιακά συρρικνώνεται σε ακτίνα και αυξάνει τη θερμοκρασία της επιφάνειάς του. Για τα μεγαλύτερα αστέρια, η περιοχή πυρήνα μεταβαίνει απευθείας από τη σύντηξη υδρογόνο στη σύντηξη ηλίου.

Αφού το άστρο έχει καταναλώσει το ήλιο στον πυρήνα, η σύντηξη συνεχίζεται σε ένα κέλυφος γύρω από έναν καυτό πυρήνα άνθρακα και οξυγόνου. Το αστέρι στη συνέχεια ακολουθεί μια εξελικτική πορεία που είναι παράλληλη με την αρχική φάση του ερυθρού γίγαντα, αλλά σε υψηλότερη θερμοκρασία της επιφάνειας.

==== Ογκώδη άστρα ====
{{Κύριο|Υπεργίγαντας}}

Κατά τη διάρκεια της φάσης καύσης του ηλίου, τα αστέρια με πολύ υψηλή, δηλαδή με μάζα μεγαλύτερη από εννέα ηλιακές μάζες θα επεκταθούν για να σχηματίσουν ερυθρούς [[υπεργίγανατας|υπεργίγαντες]]. Μόλις αυτό το καύσιμο έχει εξαντληθεί στον πυρήνα, μπορούν να συνεχίσουν να συντήκουν στοιχεία βαρύτερα από το ήλιο.

Ο πυρήνας συστέλλεται έως ότου η θερμοκρασία και η πίεση να είναι επαρκείς για να συντήξουν άνθρακα. Η διαδικασία αυτή συνεχίζεται, με τα διαδοχικά στάδιά της να τροφοδοτούνται από [[νέον]], [[οξυγόνο]] και [[πυρίτιο]]. Κοντά στο τέλος της ζωής του αστεριού, η σύντηξη μπορεί να συμβεί κατά μήκος μιας σειράς κελυφών εντός του αστέρα, προσδίδοντάς του μια μορφή κρεμμυδιού. Κάθε κέλυφος συντήκει ένα διαφορετικό στοιχείο, με τις εξώτερες περιοχές να συντήκουν υδρογόνο, το επόμενο ήλιο, και ούτω καθ 'εξής.<ref>{{cite web | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | title = What is a star? | publisher = Royal Greenwich Observatory | accessdate = 2006-09-07 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20070930035229/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299 | archivedate = 2007-09-30 | url-status = dead }}</ref>

Το τελικό στάδιο επιτυγχάνεται όταν το αστέρι αρχίζει την παραγωγή [[σίδηρος|σιδήρου]]. Επειδή οι πυρήνες σιδήρου είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από κάθε βαρύτερους πυρήνες, αν συντήκονταν δεν θα απελευθερωνόταν ενέργεια-η διαδικασία θα ήταν, αντίθετα, να καταναλωθεί ενέργεια. Ομοίως, δεδομένου ότι είναι πιο στενά συνδεδεμένοι από όλους τους ελαφρύτερους πυρήνες, η ενέργεια δεν μπορεί να απελευθερωθεί από την [[πυρηνική σχάση|σχάση]].<ref name="hinshaw" /> Σε σχετικά παλιά, πολύ ογκώδη αστέρια, ένας μεγάλος πυρήνας αδρανούς σιδήρου θα συγκεντρωθεί στο κέντρο του αστεριού. Τα βαρύτερα στοιχεία σε αυτά τα αστέρια μπορούν να συνεχίσουν την πορεία τους προς την επιφάνεια, σχηματίζοντας αντικείμενα γνωστά ως [[αστέρας Βολφ-Ραγιέ|αστέρες Wolf-Rayet]] που έχουν έναν ισχυρό αστρικό άνεμο που απομακρύνει την εξωτερική ατμόσφαιρα.

=== Κατάρρευση ===

Ένα εξελιγμένο, μέσου μεγέθους αστέρι θα απομακρύνει πλέον τα εξωτερικά στρώματά του ως ένα [[πλανητικό νεφέλωμα]]. Αν αυτό που μένει μετά την απομάκρυνση της εξωτερικής ατμόσφαιρας έχει μάζα λιγότερη από 1,4 ηλιακές μάζες, συρρικνώνεται σε ένα σχετικά μικρό αντικείμενο (περίπου το μέγεθος της Γης) που δεν είναι αρκετά ογκώδες για να λάβει χώρα περαιτέρω συμπίεση. Αυτό το αντικείμενο είναι γνωστό ως [[λευκός νάνος]].<ref>{{cite journal | author=Liebert, J. | title=White dwarf stars | journal=Annual review of astronomy and astrophysics | year=1980 | volume=18 | issue=2 | pages=363–398 | bibcode=1980ARA&A..18..363L | doi = 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref> Η [[ύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]] μέσα σε έναν λευκό νάνο δεν είναι πλέον [[Πλάσμα (Φυσική)|πλάσμα]], ακόμα κι αν αστέρια γενικά αναφέρονται ως σφαίρες πλάσματος. Οι λευκοί νάνοι τελικά θα εξασθενίσουν σε μαύρους νάνους σε ένα πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα.

[[Αρχείο:Crab Nebula.jpg|thumb|200px|right|Το [[νεφέλωμα του Καρκίνου]], υπόλειμμα ενός υπερκαινοφανή που πρωτοπαρατηρήθηκε το 1054 μ.Χ..]]
Στα μεγαλύτερα αστέρια, η σύντηξη συνεχίζεται μέχρι ο πυρήνας σιδήρου να έχει αυξηθεί σε μάζα τόσο πού (πάνω από 1,4 ηλιακές μάζες), που δεν μπορεί πλέον να στηρίξει τη δική του μάζα. Αυτός ο πυρήνας θα καταρρεύσει ξαφνικά, καθώς τα ηλεκτρόνιά του οδηγούνται στα πρωτόνιά του, σχηματίζοντας [[νετρόνια]] και [[νετρίνα]] μέσα σε μια έκρηξη αντίστροφη της διάσπασης βήτα, ή της σύλληψης ηλεκτρονίων. Το κρουστικό κύμα που σχηματίζεται από αυτήν την ξαφνική κατάρρευση προκαλεί το υπόλοιπο άστρο να εκραγεί ως [[υπερκαινοφανής αστέρας]]. Οι υπερκαινοφανείς είναι τόσο φωτεινοί ώστε να μπορούν να επισκιάσουν για λίγο ολόκληρο τον [[Γαλαξίες|γαλαξία]] όπου βρίσκεται ο αστέρας. Όταν εκδηλώνονται εντός του [[Γαλαξίας|Γαλαξία μας]], οι υπερκαινοφανείς έχουν ιστορικά παρατηρηθεί με γυμνό μάτι από τους παρατηρητές ως «νέα αστέρια», όπου δεν υπήρχαν καθόλου πριν.<ref name="supernova">{{cite web
 | date = 2006-04-06
 | url = http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | title = Introduction to Supernova Remnants
 | publisher = Goddard Space Flight Center
 | accessdate = 2006-07-16 }}</ref>

Η περισσότερη από την ύλη του αστέρα απομακρύνεται από την έκρηξη (και σχηματίζει [[νεφέλωμα|νεφελώματα]], όπως το [[Νεφέλωμα του Καρκίνου]])<ref name="supernova" /> και αυτό που μένει θα είναι ένας [[αστέρας νετρονίων]] (ο οποίος εκδηλώνεται ενίοτε ως [[πάλσαρ]] ή με εκρήξεις ακτινών Χ) ή, στην περίπτωση των μεγαλύτερων αστέρων (αρκετά μεγάλα για να αφήσει ένα αστρικό υπόλειμμα μεγαλύτερο από περίπου 4 ηλιακές μάζες), μια [[μαύρη τρύπα]].<ref>{{cite journal | author=Fryer, C. L. | title=Black-hole formation from stellar collapse | journal=Classical and Quantum Gravity | year=2003 | volume=20 | issue=10 | pages=S73–S80 | url=http://www.iop.org/EJ/abstract/0264-9381/20/10/309 | doi = 10.1088/0264-9381/20/10/309 | bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref> Σε έναν αστέρα νετρονίων, η ύλη είναι σε μια κατάσταση γνωστή ως [[ύλη εκφυλισμένων νετρονίων]], με μια πιο εξωτική μορφή του εκφυλισμένη ύλη, την ύλη QCD, που ενδεχομένως υπάρχει μέσα στον πυρήνα. Μέσα σε μια μαύρη τρύπα η ύλη είναι σε μια κατάσταση που δεν είναι σήμερα κατανοητή.

Τα εκτιναγμένα εξωτερικά στρώματα του αστέρα που πεθαίνει περιλαμβάνουν βαρέα στοιχεία που μπορούν να ανακυκλωθούν κατά τη διάρκεια της δημιουργίας νέων αστέρων. Αυτά τα βαριά στοιχεία είναι που επιτρέπουν τον σχηματισμό βραχωδών πλανητών. Τα υπολείμματα υπερκαινοφανών και ο αστρικός άνεμος από μεγάλα αστέρια παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαμόρφωση του διαστρικού ενδιάμεσου.<ref name="supernova" /> 

== Παραγωγή ενέργειας ==
{{κύριο|πυρηνική σύντηξη}}

[[Αρχείο:Deuterium-tritium fusion.svg|thumb|right|Διαγραμματική απεικόνιση σύντηξης [[δευτέριο|δευτερίου]] με [[τρίτιο]].]]
Οι αστέρες παράγουν ενέργεια με έναν μηχανισμό γνωστό ως [[πυρηνική σύντηξη]]. Η ενέργεια που απελευθερώνεται, οφείλεται στο ότι η [[ενέργεια σύνδεσης]] ανά [[νουκλεόνιο]] στα προϊόντα της σύντηξης, είναι μικρότερη από το άθροισμα των ενεργειών σύνδεσης που χαρακτηρίζει κάθε αντιδρών συστατικό της σύντηξης (μέχρι του σχηματισμό του [[σίδηρος|σιδήρου]]. Κατά την παραγωγή βαρύτερων πυρήνων υπάρχει ενεργειακό έλλειμμα). Οπότε με τη δημιουργία των προϊόντων στη διαδικασία της σύντηξης, υπάρχει ένα "περίσσευμα" ενέργειας, που οφείλεται στη διαφορά των ενεργειών σύνδεσης και αυτή απελευθερώνεται στο περιβάλλον με μορφή κινητικής ενέργειας στα παραπροϊόντα (π.χ. [[σωματίδιο β|σωματίδια β]] ή [[νετρίνο ηλεκτρονίου|νετρίνα ηλεκτρονίου]]) και με τη μορφή [[ακτινοβολία γάμμα|ακτινοβολίας γάμμα]].

Πυρηνική σύντηξη μπορούν να δημιουργήσουν μόνον ελαφρά στοιχεία, όπως τα [[ισότοπα]] του [[υδρογόνο]]υ. Με τη θέρμανση [[αέριο|αερίου]] [[υδρογόνο]]υ σε υψηλές θερμοκρασίες, προκαλούνται συγκρούσεις των πυρηνών των ατόμων του [[υδρογόνο]]υ, τόσο ορμητικές και βίαιες που τελικά αυτοί συνενώνονται δημιουργώντας σταδιακά, πυρήνες ενός άλλου στοιχείου ([[μεταστοιχείωση]]), του [[ήλιο|ηλίου]], εκλύοντας ταυτόχρονα [[θερμική ενέργεια]].

Οι [[πυρηνική αντίδραση|πυρηνικές αντιδράσεις]] που περιγράφουν την εξώθερμη σύντηξη [[υδρογόνο]]υ, αρχικά σε [[δευτέριο]] και τελικά σε [[ήλιο]] είναι οι ακόλουθες:

:<math>{}_1^1H + {}_1^1H \longrightarrow {}_1^2H + \beta^+ + \nu_e</math>
:<math>{}_1^2H + {}_1^1H \longrightarrow {}_2^3He + \gamma</math>
:<math>{}_2^3He + {}_2^3He \longrightarrow {}_2^4He + {}_1^1H + {}_1^1H</math>
Όπου, <math>{}_1^1H</math> ο πυρήνας του [[υδρογόνο]]υ, <math>{}_1^2H</math> ο πυρήνας του [[δευτέριο|δευτερίου]], <math>{}_2^3He</math> το ελαφρύ ισότοπο 3 2 του [[ήλιο|ηλίου]] και <math>{}_2^4He</math> το ισότοπο 4 2 του ηλίου που συναντάμε και πιο συχνά στο περιβάλλον. Το β<sup>+</sup> είναι ένα [[σωματίδιο β]] (εν προκειμένω [[ποζιτρόνιο]]), το ''ν''<sub>e</sub> είναι το [[νετρίνο ηλεκτρονίου]] και ''γ'' η [[ακτινοβολία γάμμα]].

== Χαρακτηριστικά των αστέρων ==
=== Ηλικία ===
Τα περισσότερα αστέρια έχουν ηλικία μεταξύ 1 δισ. και 10 δισεκατομμύρια χρόνια. Μερικά αστέρια μπορεί ακόμη και να έχουν ηλικία κοντά στα 13,7 δισεκατομμύρια έτη - την παρατηρούμενη ηλικία του σύμπαντος. Ο παλαιότερος αστέρας που έχει ανακαλυφθεί, ο HE 1523-0901, είναι περίπου 13.200 εκατομμυρίων ετών.<ref>{{cite news
 | author=Frebel, A.; Norris, J. E.; Christlieb, N.; Thom, C.; Beers, T. C.; Rhee, J
 | title=Nearby Star Is A Galactic Fossil
 | publisher=Science Daily | date=2007-05-11
 | url=http://www.sciencedaily.com/releases/2007/05/070510151902.htm
 | accessdate=2007-05-10 }}</ref><ref>{{ cite journal | title=Discovery of HE 1523-0901, a Strongly r-Process-enhanced Metal-poor Star with Detected Uranium | journal=Astrophysical Journal Letters| volume=660 | issue=2 | pages=L117–L120 | date=May, 2007 | doi=10.1086/518122 | bibcode=2007ApJ...660L.117F | author=Frebel, Anna, ''et al''|arxiv = astro-ph/0703414 }}</ref>

Όσο πιο ογκώδες το αστέρι, τόσο μικρότερος ο χρόνος ζωής του, κυρίως επειδή τα ογκώδη αστέρια έχουν μεγαλύτερη πίεση στους πυρήνες τους, αναγκάζοντάς τους έτσι να καίνε [[υδρογόνο]] πολύ πιο γρήγορα. Τα πιο μεγάλα αστέρια διαρκούν κατά μέσο όρο μόλις ένα εκατομμύριο χρόνια, ενώ αστέρια της ελάχιστης μάζας ([[ερυθρός νάνος|κόκκινοι νάνοι]]) καίνε τα καύσιμά τους πολύ αργά και ζουν δεκάδες έως εκατοντάδες δισεκατομμύρια χρόνια.<ref>{{cite web
 | author1 = Naftilan, S. A.
 | author2 = Stetson, P. B.
 | date =2006-07-13 | url =http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi
 | title =How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | publisher =Scientific American
 | accessdate = 2007-05-11 }}</ref><ref>{{cite journal
 | author=Laughlin, G.; Bodenheimer, P.; Adams, F. C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | year=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi = 10.1086/304125
}}</ref>

=== Διαστάσεις ===
[[Αρχείο:Star-sizes.jpg|300px|thumb|right|Τα σχετικά μεγέθη των [[πλανήτης|πλανητών]] του [[Ηλιακό Σύστημα|ηλιακού συστήματος]] και αρκετών γνωστών αστέρων.<br />
1. [[Ερμής (πλανήτης)|Ερμής]] < [[Άρης (πλανήτης)|Άρης]] < [[Αφροδίτη (πλανήτης)|Αφροδίτη]] < [[Γη]] <br />
2. [[Γη]] < [[Ποσειδώνας (πλανήτης)|Ποσειδώνας]] < [[Ουρανός (πλανήτης)|Ουρανός]] < [[Κρόνος (πλανήτης)|Κρόνος]] < [[Δίας (πλανήτης)|Δίας]] <br />
3. [[Δίας (πλανήτης)|Δίας]] < [[Wolf 359]] < [[Ήλιος]] < [[Σείριος]] <br />
4. [[Σείριος]] < [[Πολυδεύκης (αστέρας)|Πολυδεύκης]] < [[Αρκτούρος]] < [[Αλντεμπαράν]] <br />
5. [[Αλντεμπαράν]] < [[Ρίγκελ]] < [[Αντάρης]] < [[Μπετελγκέζ]] <br />
6. [[Μπετελγκέζ]] < [[Εράκης]] < [[VV Κηφέως]] < [[VY Μεγάλου Κυνός]].]]

Όλοι οι αστέρες, λόγω της μεγάλης απόστασής των, δεν παρουσιάζονται ως μικροί δίσκοι (με εξαίρεση τον Ήλιο), αλλά φαίνονται ως φωτεινά σημεία. Παρά ταύτα με τη βοήθεια της συμβολής τους φωτός των κατορθώθηκε να μετρηθούν οι [[φαινόμενο μέγεθος|φαινόμενοι διάμετροι]] αρκετών εξ αυτών, οι οποίοι και βρίσκονται πάντοτε μικρότεροι των 0",06. Τη μεγαλύτερη ακτινική διάμετρο από τους αστέρες εκτός του Ήλιο την έχει ο υπεργίγαντας αστέρας R Δόρατος και ακολουθεί ο [[Μπετελγκέζ]].<ref name="bedding_1997">{{cite journal
 | author=Bedding TR, ''et al.''
 | title=The angular diameter of R Doradus: a nearby Mira-like star
 | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | year=1997 | volume=286 | issue=4 | pages=957–62
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997astro.ph..1021B
 | accessdate=2007-06-20 }}</ref> Εξ αυτών μετρήθηκαν και οι πραγματικοί διάμετροι.
Είναι όμως δυνατόν να βρεθούν οι διαστάσεις των αστέρων και από το [[απόλυτο μέγεθος]] αυτών εφόσον αυτό εξαρτάται από την επιφανειακή [[θερμοκρασία]] τους, αλλά και από την έκταση της επιφανείας τους. Επομένως από το απόλυτο μέγεθος, όταν είναι γνωστή η θερμοκρασία της επιφανείας ενός αστέρος, βρίσκεται και η πραγματική του ακτίνα.

Γενικά οι αστέρες διακρίνονται ανάλογα του μεγέθους τους όπως διαφάνηκε από τις φασματοσκοπικές έρευνες σε '''[[Γίγαντας αστέρας|αστέρες γίγαντες]]''', '''[[Υπεργίγαντας αστέρας|υπεργίγαντες]]''', αλλά και '''[[Νάνος αστέρας|αστέρες νάνοι]]''' όπου των τελευταίων οι διαστάσεις είναι ανάλογοι του δικού μας Ηλίου ή και μικρότερες ανάλογες με των μεγάλων πλανητών. Από τους μεγαλύτερους γνωστούς αστέρες είναι ο [[Μπετελγκέζ]] και ο [[Αντάρης]], των οποίων η διάμετρος είναι περίπου 800 φορές μεγαλύτερη από την ηλιακή.

=== Κινηματική ===
Η κίνηση ενός άστρου σε σχέση με τον Ήλιο μπορεί να παρέχει χρήσιμες πληροφορίες για την προέλευση και την ηλικία του, καθώς και τη δομή και την εξέλιξη του γύρω γαλαξία. Οι συνιστώσες της κίνησης ενός αστέρα αποτελείται από την [[ακτινική ταχύτητα]] προς ή μακριά από τον Ήλιο, και η τραβέρσα γωνιακή κίνηση, η οποία ονομάζεται [[ιδία κίνηση]].

Ακτινική ταχύτητα μετριέται με τη [[μετατόπιση Doppler]] των φασματικών γραμμών του άστρου, και δίνεται σε μονάδες km / s. Η ίδια κίνηση ενός άστρου καθορίζεται από ακριβείς μετρήσεις αστρομετρικές σε μονάδες χιλιοστά του δευτερολέπτου τόξου (mas) ανά έτος. Με τον προσδιορισμό της παράλλαξης ενός άστρου, η ίδια κίνηση μπορεί στη συνέχεια να μετατραπεί σε μονάδες της ταχύτητας. Οι αστέρες με υψηλούς συντελεστές ιδίας κίνησης είναι πιθανό να είναι σχετικά κοντά στον Ήλιο, που τους καθιστά καλούς υποψήφιους για τη μέτρηση της [[Παράλλαξη (αστρονομία)|παράλλαξη]]ς.<ref>{{cite web
 | date =1999-09-10 | url = http://www.rssd.esa.int/hipparcos/properm.html
 | title = Hipparcos: High Proper Motion Stars
 | publisher = ESA | accessdate = 2006-10-10 }}</ref>

Αφού είναι γνωστοί και οι δύο συντελεστές της κίνησης, τη διαστημική ταχύτητα του αστεριού μπορεί να υπολογιστεί σε σχέση με τον Ήλιο ή τον γαλαξία. Μεταξύ κοντινών αστέρων, διαπιστώθηκε ότι αστέρες πληθυσμού Ι έχουν γενικά χαμηλότερες ταχύτητες από ό, τι τα παλαιότερα, πληθυσμού ΙΙ αστέρια. Τα τελευταία έχουν ελλειπτικές τροχιές που έχουν [[Κλίση τροχιάς|κλίση]] προς το επίπεδο του Γαλαξία.<ref>{{cite journal
 | last = Johnson | first = Hugh M.
 | title=The Kinematics and Evolution of Population I Stars
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | year=1957 | volume=69 | issue=406 | page=54
 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1957PASP...69...54J
 | doi=10.1086/127012 }}</ref> Η σύγκριση των κινηματικών κοντινών αστέρων οδήγησε επίσης στην αναγνώριση τών αστρικής συγκεντρώσεων. Αυτά είναι πιθανότατα ομάδες αστεριών που μοιράζονται ένα κοινό σημείο αφετηρίας σε ένα γιγαντιαίο μοριακό νέφος.<ref>{{cite journal | author=Elmegreen, B.; Efremov, Y. N. | title=The Formation of Star Clusters | journal=American Scientist | year=1999 | volume=86 | issue=3 | page=264 | url=http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | accessdate=2006-08-23 | doi=10.1511/1998.3.264 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20050323072521/http://www.americanscientist.org/template/AssetDetail/assetid/15714/page/1 | archivedate=2005-03-23 | date= | url-status=live }}</ref>

=== Μάζα ===
Ένα από τα πιο γνωστά ογκώδη αστέρια είναι το [[Ήτα Τρόπιδος]],<ref>{{cite journal | first = Nathan | last = Smith | year = 1998 | url = http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | title = The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender | publisher = Astronomical Society of the Pacific | journal = Mercury Magazine | volume = 27 | page = 20 | accessdate = 2006-08-13 | date =  | archivedate = 2016-06-18 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20160618222023/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html | deadurl = dead }}</ref> με 100-150 φορές μεγαλύτερη μάζα από τον Ήλιο. Η διάρκεια ζωής του είναι πολύ σύντομη - μόνο μερικά εκατομμύρια χρόνια το πολύ. Μια μελέτη του σμήνους Arches δείχνει ότι οι 150 ηλιακές μάζες είναι το ανώτατο όριο για τα αστέρια στη σημερινή εποχή του σύμπαντος.<ref>{{cite news
 | title=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
 | publisher=NASA News | date=2005-03-03 | url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
 | accessdate=2006-08-04 }}</ref> Ο λόγος για αυτό το όριο δεν είναι επακριβώς γνωστός, αλλά αυτό οφείλεται εν μέρει στη [[φωτεινότητα Eddington]], η οποία καθορίζει το μέγιστο ποσό λαμπρότητας που μπορεί να περάσει μέσα από την ατμόσφαιρα ενός άστρου, χωρίς να απομακρύνει αέρια στο διάστημα. Ωστόσο, ένα αστέρι που ονομάζεται R136a1 στο RMC 136α σμήνος αστέρων στο [[μικρό νέφος του Μαγγελάνου]] έχει μετρηθεί στις 265 ηλιακές μάζες, βάζοντας το όριο αυτό υπό αμφισβήτηση.<ref name=eso20100721>{{cite news
 | title=Stars Just Got Bigger
 | publisher=European Southern Observatory
 | date=2010-07-21
 | url=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
 | accessdate=2010-17-24 }}</ref>

Τα πρώτα αστέρια που σχηματίστηκαν μετά τη [[Μεγάλη Έκρηξη]] μπορεί να ήταν μεγαλύτερα, μέχρι και 300 ηλιακές μάζες ή περισσότερο, λόγω της πλήρους απουσίας στοιχείων βαρύτερων από το [[λίθιο]] στη σύνθεσή τους. Αυτή η γενιά των υπερβαρέων, πληθυσμού ΙΙΙ αστέρων έχει προ πολλού εξαφανιστεί, όμως, και προς το παρόν είναι μόνο θεωρητική.<ref>{{cite news|url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2005-31|title=Ferreting Out The First Stars|last=|first=|date=2005-09-22|work=|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|archive-url=https://web.archive.org/web/20151125182416/https://www.cfa.harvard.edu/news/2005-31|archive-date=25/11/2015|accessdate=2006-09-05|via=}}</ref>

Από την άλλη, με μάζα μόνο 93 φορές μεγαλύτερη από του [[Δίας (πλανήτης)|Δία]], AB Doradus C, ένας σύντροφος του AB Doradus Α, είναι το μικρότερο γνωστό αστέρι που συμβαίνει πυρηνική σύντηξη στον πυρήνα του.<ref>{{cite news|url=https://www.eso.org/public/greece/news/eso0503/|title=Weighing the Smallest Stars|last=|first=|date=2005-01-01|work=|publisher=ESO|archive-url=https://web.archive.org/web/20170322105416/https://www.eso.org/public/greece/news/eso0503/|archive-date=22/3/2017|accessdate=2006-08-13|via=}}</ref>

== Λάμψη των αστέρων ==
Όλα τα αστέρια είναι αυτόφωτα. Ακριβώς όπως ο δικός μας Ήλιος, ακτινοβολούν φως και θερμότητα, είναι δηλαδή Ήλιοι. Συνεπώς ότι βλέπουμε στον ουρανό είναι Ήλιοι, άλλοι μικρότεροι και άλλοι χιλιάδες φορές μεγαλύτεροι από τον δικό μας Ήλιο. Ο μόνος λόγος που φαίνονται τόσο μικρά είναι οι ασύλληπτα τεράστιες αποστάσεις που μας χωρίζουν από τη [[Γη]], η οποία δεν είναι αστέρι, αλλά πλανήτης και ετερόφωτη, δηλαδή δεν παράγει δικό της φως, αλλά φωτίζεται από τον Ήλιο όπως και όλοι οι πλανήτες και [[Φυσικός δορυφόρος|δορυφόροι]] τους (φεγγάρια), κάποιοι από τους οποίους φαίνονται με γυμνό μάτι, και πολλοί τα ονομάζουν και αυτά, λανθασμένα, αστέρια. Οι μόνοι γνωστοί [[πλανήτης|πλανήτες]] που έχουμε εξερευνήσει μέχρι σήμερα, είναι αυτοί του δικού μας [[Ηλιακό σύστημα|ηλιακού συστήματος]]. Πρέπει να αναφερθεί ότι έχουν εντοπιστεί μέχρι σήμερα τουλάχιστον 200 πλανήτες που περιφέρονται γύρω από άλλα άστρα.

Με ελάχιστες εξαιρέσεις, βλέπουμε στον ουρανό τους αστέρες που επί χιλιάδες χρόνια παραμένουν σταθεροί στις θέσεις τους, αν και αυτό είναι φαινομενικό αφού και αυτοί γεννιούνται, μεγαλώνουν και χάνονται. Οι αρχαίοι πίστευαν πως οι αστέρες ήταν μικροσκοπικές πηγές φωτός ή κάποιες τρύπες στο πέπλο της [[νύχτα]]ς.

=== [[Φαινόμενο μέγεθος]] ===
Όπως διαπιστώνει ο κάθε παρατηρητής του ουράνιου θόλου, όλοι οι αστέρες δεν παρουσιάζουν την ίδια [[λαμπρότητα]]. Μερικοί είναι εξόχως λαμπροί, άλλοι φαίνονται αμυδρότεροι με κατάληξη εκείνων που μόλις διακρίνονται. Με τα [[τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]] διακρίνονται αστέρες κατά πολύ ακόμα αμυδρότεροι. Οι διαφορές αυτές οφείλονται σε τρεις λόγους: στην απόσταση, στο [[μέγεθος|μέγεθός]] τους και στη [[θερμοκρασία]] τους. Συνεπώς το «μέγεθος» ή το [[φαινόμενο μέγεθος]], όπως αποκαλείται, ενός αστέρα δεν εκφράζει τις πραγματικές του διαστάσεις, αλλά μόνο τη λαμπρότητά του σε σχέση μ΄ εκείνη των άλλων αστέρων.

Από τους [[αρχαίοι Έλληνες αστρονόμοι|αρχαίους Έλληνες αστρονόμους]] και προ παντός τον [[Ίππαρχος ο Ρόδιος|Ίππαρχο]] ([[Ελληνιστική περίοδος]]), αλλά και τον [[Κλαύδιος Πτολεμαίος|Κλαύδιο Πτολεμαίο]] ([[Ρωμαϊκή περίοδος]]), οι αστέρες ταξινομήθηκαν ανάλογα της λαμπρότητάς τους, βάσει της οποίας και προσδιορίστηκαν σε μεγέθη. Όλοι οι ορατοί, με γυμνό οφθαλμό, αστέρες κατετάγησαν σε έξι μεγέθη. Στο πρώτο μέγεθος περιλήφθηκαν οι λαμπρότεροι, στο δεύτερο οι αμέσως αμυδρότεροι κ.ο.κ. έτσι ώστε οι αστέρες του επόμενου μεγέθους να είναι αμυδρότεροι του προηγουμένου και στον έκτο να αντιστοιχούν οι μόλις ορατοί.

Και ενώ αυτά ξεκίνησαν στην αρχαιότητα, πρώτος ο Γερμανός αστρονόμος [[Τζων Χέρσελ]] (J. Herschel) απέδειξε το 1830 ότι οι αστέρες του α' μεγέθους είναι 100 φορές λαμπρότεροι εκείνων του στ' μεγέθους. Η απόδειξη αυτή υπήρξε πολύ σημαντική, διότι με ένα απλούστατο υπολογισμό προσδιορίσθηκε πως:
«οι αστέρες ενός μεγέθους είναι κατά '''2,512 φορές''' λαμπρότεροι από εκείνους του επόμενου μεγέθους».<ref name="luminosity">{{cite web | url = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | title = Luminosity of Stars | publisher = Australian Telescope Outreach and Education | accessdate = 2006-08-13 | archiveurl = https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html | archivedate = 2014-08-09 | url-status = dead }}</ref> Τη διαφορά λαμπρότητας 2,512 μεταξύ των μεγεθών επεσήμανε ο Άγγλος αστρονόμος Νόρμαν Πόγκσον (Norman Robert Pogson) το 1856.

Τα σημερινά [[Τηλεσκόπιο|τηλεσκόπια]], ανάλογα με τον αντικειμενικό [[φακός|φακό]] τους ή το [[κάτοπτρο|κάτοπτρό]] τους, αλλά και με τη βοήθεια σήμερα της "αστρικής φωτομετρίας" που αποτελεί τη βασική μέθοδο μέτρησης της φωτεινότητας των αστέρων, φθάνουν σήμερα να διακρίνουν αστέρες μέχρι και 24ου μεγέθους.

Η μετάβαση (κλιμάκωση) από μέγεθος σε μέγεθος δεν παρατηρείται απότομα, αλλά με τη βοήθεια [[Φωτόμετρο|φωτομέτρων]] καθορίζονται ασφαλέστερα και τα δέκατα του μεγέθους. Έτσι ο αστέρας '''[[Αλντεμπαράν|Λαμπαδίας]]''' (ο '''α''' του [[Ταύρος (αστερισμός)|αστερισμού του Ταύρου]]) έχει μέγεθος 1,1, ενώ ο '''[[Πολυδεύκης (αστέρας)|Πολυδεύκης]]''' (ο '''β''' των [[Δίδυμοι (αστερισμός)|Διδύμων]]) είναι 1,2 μεγέθους και ο '''[[Βασιλίσκος (αστέρας)|Βασιλίσκος]]''' (ο '''α''' του [[Λέων (αστερισμός)|Λέοντος]]) είναι 1,3.

Διαπιστώθηκε όμως ότι, στους 20 λαμπρότερους αστέρες που χαρακτηρίζονται γενικά ως αστέρες α' μεγέθους, οι πρώτοι 12 είναι πολύ λαμπρότεροι των υπολοίπων του ίδιου α' μεγέθους. Για αυτό στην ακριβέστερη σύγχρονη κλίμακα αστρικών μεγεθών χρησιμοποιείται και μέγεθος μεγαλύτερο του α', (κατά μαθηματικό περίεργο ή ανατροπή), το «μηδενικό μέγεθος». Έτσι ο προαναφερθείς '''[[Βέγας]]''' (α της Λύρας) έχει μέγεθος 0,1 ενώ η '''[[Αίγα (αστέρας)|Αιξ]]''' (α Ηνιόχου) και ο '''[[Αρκτούρος]]''' (α Βοώτου) 0,2 μεγέθους.

Αλλά υπάρχουν και δύο αστέρες που είναι ακόμη λαμπρότεροι και του «μηδενικού μεγέθους». Σ΄ αυτούς χρησιμοποιούνται «αρνητικά μεγέθη», ο ένας είναι ο '''[[Κάνωπος (αστέρας)|Κάνωπος]]''' (α της Τρόπιδας της Αργούς) που έχει μέγεθος -0,9 και ο δεύτερος ο γνωστός '''[[Σείριος]]''' (α του Μεγάλου Κυνός), ο λαμπρότερος όλων των αστέρων στην [[Ουράνια σφαίρα]], που είναι -1,46 μεγέθους.

Εύλογα καθίσταται πλέον αντιληπτό ότι τα άλλα λαμπρότερα των αστέρων ουράνια σώματα λαμβάνουν τιμές μεγέθους αρνητικές και μεγαλύτερες σε [[απόλυτη τιμή]], π.χ. (συγκριτικά) ο πλανήτης [[Αφροδίτη (πλανήτης)|Αφροδίτη]] (ο λαμπρότερος των πλανητών) έχει μέγεθος -4,3, η δε [[Σελήνη]] (λαμπρότερος των δορυφόρων και των πλανητών) ως Πανσέληνος έχει μέγεθος -12,6, ενώ ο [[Ήλιος]] -26,8.

=== [[Απόλυτο μέγεθος]] ===
Επειδή η απόσταση ενός άστρου επηρεάζει το φαινόμενο μέγεθός του οι αστρονόμοι χρησιμοποιούν σήμερα ένα άλλο σύστημα "απολύτων μεγεθών". Τοποθετούν θεωρητικά τα άστρα σε μια δεδομένη απόσταση 32,6 ετών φωτός από τη Γη (ή 10 [[παρσέκ]], [όταν 1 παρσέκ (pc) = 3,26 ε.φ. (l.y.)]) και σ΄ αυτή την απόσταση συγκρίνουν τη λαμπρότητα των αστέρων μεταξύ τους. Έτσι ο όρος "'''απόλυτο μέγεθος'''" αναφέρεται στο πόσο λαμπρός θα ήταν ένας δεδομένος αστέρας αν βρισκόταν σε απόσταση από τη Γη 32,6 εφ.<br />
Με χρήση τέτοιας κλίμακας το απόλυτο μέγεθος του Ήλιου είναι 4,8, του Σείριου ('''α''' του Μεγάλου Κυνός) 1,4, ενώ το απόλυτο μέγεθος του [[Πολικός αστέρας|Πολικού αστέρα]] (Polaris) -4,6. Τα απόλυτα αυτά παραπάνω μεγέθη, μας καταδεικνύουν πως ο Πολικός είναι λαμπρότερος, ακολουθεί ο Σείριος, και αυτόν ο [[Ήλιος]]. Ο [[Σείριος]] δηλαδή είναι 23 φορές λαμπρότερος από τον Ήλιο.
* Σ΄ αυτήν όμως την ταξινόμηση, απαραίτητο στοιχείο είναι η γνώση της πραγματικής απόστασης ενός αστέρα, διαφορετικά είναι αδύνατος ο υπολογισμός του απολύτου μεγέθους του.

== Ταξινόμηση ==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ ''Οι επιφανειακές θερμοκρασίες για<br />διαφορετικές τάξεις αστέρων''<ref>{{cite web
 | last = Smith | first = Gene | date =1999-04-16
 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title = Stellar Spectra
 | publisher = University of California, San Diego
 | accessdate = 2006-10-12 }}</ref>
! Τάξη
! [[Θερμοκρασία]]
! Αστέρας Δείγμα
|- style="background: #aabfff"
| O
| 33.000&nbsp;K&nbsp;ή&nbsp;περισσότερο
| [[Ζήτα Οφιούχου]]
|- style="background: #cad7ff"
| B
| 10.500–30,000&nbsp;K
| [[Ρίγκελ]]
|- style="background: #f8f7ff"
| A
| 7.500–10.000&nbsp;K
| [[Αλτάιρ]]
|- style="background: #fcf4d8"
| F
| 6.000–7.200&nbsp;K
| [[Προκύων]] Α
|- style="background: #fff2a1"
| G
| 5.500–6.000&nbsp;K
| [[Ήλιος]]
|- style="background: #ffe46f"
| K
| 4.000–5.250&nbsp;K
| [[Έψιλον Ινδού]]
|- style="background: #ffa040"
| M
| 2.600–3.850&nbsp;K
| [[Εγγύτατος Κενταύρου]]
|}

Εκτός της λαμπρότητας, οι αστέρες παρουσιάζουν και ένα άλλο ιδιαίτερο χαρακτηριστικό, εύκολα ορατό, το χρώμα τους, που βεβαίως σχετίζεται άμεσα με τη θερμοκρασία που επικρατεί στην επιφάνειά τους. Έτσι παρατηρούνται αστέρες με σχεδόν όλα τα χρώματα της ίριδας: γαλάζια, λευκά, κίτρινα, κόκκινα κλπ. Οι κόκκινοι είναι οι λιγότερο θερμοί, ενώ οι γαλάζιοι οι περισσότερο θερμοί. Ακριβώς όπως μια σιδερόβεργα σε αναμμένο τζάκι, στην αρχή αρχίζει να κοκκινίζει (ερυθροπύρωση) και διαδοχικά θερμαινόμενη αλλάζει χρωματισμούς σε πορτοκαλί, κίτρινο, λευκό και όταν θερμανθεί πολύ σε γαλάζιο (λευκοπύρωση).<br />
Με βάση λοιπόν το χρώμα των αστέρων δηλαδή του ορατού φάσματος που λάμπουν αυτοί, οι αστρονόμοι προχωρούν σε κατάταξή τους σε διαφορετικούς τύπους αστέρων που ονομάζονται "'''[[φασματικοί τύποι αστέρων|φασματικοί τύποι]]'''".

Σύμφωνα με αυτή την ταξινόμηση οι αστέρες που παρουσιάζουν στο φάσμα τους έντονες γραμμές υδρογόνου ταξινομήθηκαν ως αστέρες τύπου '''Α''', ενώ σ΄ εκείνους που στο φάσμα τους οι γραμμές υδρογόνου δεν είναι ορατές ως τύπου '''Q'''.<ref>{{cite journal
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature, a Weekly Illustrated Journal of Science
 | year=1891–2 | volume=45 | pages=427–8 }}</ref> Έτσι οι ενδιάμεσες κατηγορίες έλαβαν ως όνομα τα ενδιάμεσα γράμματα του λατινικού αλφαβήτου. Οι γραμμές υδρογόνου κορυφώνονται σε θερμοκρασία περίπου 9.000 [[Κλίμακα Κέλβιν|βαθμών Κέλβιν]], ενώ γίνονται λιγότερο έντονες για θερμοκρασίες μεγαλύτερες ή μικρότερες. Γι' αυτό το λόγο και πλέον η ταξινόμηση γίνεται με βάση τη θερμοκρασία του άστρου και όχι με τις γραμμές υδρογόνου.<ref name=carlos>{{cite book
 | first1=Carlos | last1=Jaschek | last2=Jaschek |first2= Mercedes
 | year=1990 | title=The Classification of Stars
 | url=https://archive.org/details/classificationof0000jasc | publisher=Cambridge University Press | pages=[https://archive.org/details/classificationof0000jasc/page/31 31]–48
 | isbn=0521389968 }}</ref> Με το καιρό επικράτησαν επτά μόνο κύριοι φασματικοί τύποι αστέρων και αυτοί σήμερα είναι '''O''', '''[[Αστέρας τύπου Β|B]]''', '''[[Αστέρας τύπου Α|A]]''', '''[[Αστέρας τύπου F|F]]''', '''[[Αστέρας τύπου G|G]]''', '''[[Αστέρας τύπου Κ|K]]''' και '''[[Αστέρας τύπου Μ|M]]'''. Καθένας από αυτούς τους τύπους διακρίνεται σε 10 αριθμητικές επιμέρους υποκατηγορίες, όπως αστέρες Α0, Β3, Ο6, G9, Κ4 κλπ. Έξαιρεση αποτελούν οι τμές Ο0 και Ο1, οι οποίες δεν υπάρχουν.<ref name="spectrum">{{cite web
 |first       = Alan M
 |last        = MacRobert
 |url         = http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |title       = The Spectral Types of Stars
 |publisher   = Sky and Telescope
 |accessdate  = 2006-07-19
 |archiveurl  = https://web.archive.org/web/20110728054228/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 |archivedate = 2011-07-28
 |url-status  = dead
}}</ref> Τον τρόπο αυτό ταξινόμησης των αστέρων σε φασματικούς τύπους διατύπωσε για πρώτη φορά στα τέλη του περασμένου αιώνα ο [[Έντουαρντ Πίκερινγκ]] (1846-1919) και οι συνεργάτες του στο [[αστεροσκοπείο του Χάρβαρντ]].

[[Αρχείο:HR-diag-no-text.svg|thumb|250px|[[διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ]]: <br />[[άξονας τετμημένων]]: [[φασματικός τύπος]]<br />
[[άξονας τεταγμένων]]: Λαμπερότητα<br /><!--
-->0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,<br /><!--
-->II: Φωτεινοί γίγαντες,<br /><!--
-->'''III: Γίγαντες''',<br /><!--
-->IV: Υπογίγαντες,<br /><!--
-->V: Νάνοι,<br /><!--
-->VI: Υπονάνοι,<br /><!--
-->VII: Λευκοί νάνοι.]]
Επιπλέον, τα αστέρια μπορούν να κατατάσσονται βάσει των αποτελεσμάτων της φωτεινότητα στις φασματικές γραμμές τους, οι οποίες αντιστοιχούν στο διαστημικό μέγεθός τους και καθορίζεται από την επιφανειακή βαρύτητα. Ποικίλουν από τύπου ''0'' ([[Υπεργίγαντας αστέρας|υπεργίγαντες]]) σε '''ΙΙΙ''' (ερυθροί γίγαντες) μέχρι V (αστέρας στην [[Κύρια Ακολουθία]]). Τα περισσότερα αστέρια βρίσκονται στην Κύρια Ακολουθία, δηλαδή εκπέμπουν ενέργεια μετατρέποντας το [[υδρογόνο]] σε [[ήλιο]]. Αυτοί οι αστέρες αποτελούν μία στενή, διαγώνια γραμμή στο διάγραμμα φωτεινότητας - θερμοκρασίας.<ref name="spectrum" />

== Μεταβλητοί αστέρες ==
{{κύριο|μεταβλητοί αστέρες}}

Στην ουράνια σφαίρα υπάρχουν αστέρες των οποίων το φαινόμενο μέγεθος δεν μένει σταθερό, αλλά μεταβάλλεται με την πάροδο του χρόνου. Αυτοί οι αστέρες ονομάζονται '''μεταβλητοί αστέρες'''. Οι μεταβολές αυτές οφείλονται σε διάφορους λόγους, αλλά πάντα έχουν να κάνουν με τον ίδιο τον αστέρα, και όχι π.χ. με τις ατμοσφαιρικές συνθήκες στη [[Γη]], σε σφάλματα των παρατηρήσεων κλπ. Ο κλάδος της [[Αστρονομία]]ς που ασχολείται με τους μεταβλητούς αστέρες είναι κυρίως η [[Φωτομετρία]]. Οι '''φωτομετρικές''' παρατηρήσεις μας δίνουν τις λεγόμενες [[καμπύλη φωτός|καμπύλες φωτός]], δηλαδή τις γραφικές παραστάσεις της λαμπρότητας του μεταβλητού ως συνάρτηση του χρόνου. Από αυτές μπορεί να εξακριβωθεί το είδος του μεταβλητού αστέρα και τα ειδικότερα χαρακτηριστικά του, αλλά και να εξαχθούν συμπεράσματα με γενικότερη αξία για την [[Αστροφυσική]].

Στους περισσότερους μεταβλητούς αστέρες η μεταβολή της λαμπρότητας είναι [[περίοδος|περιοδική]], με περίοδο που μπορεί να είναι από λίγες ώρες μέχρι και πολλά χρόνια. Υπάρχουν πάντως και αρκετοί '''ημιπεριοδικοί''' ή και '''ανώμαλοι''' (μη περιοδικοί) μεταβλητοί αστέρες, που συνήθως είναι υπερμεγέθεις [[ερυθροί γίγαντες]], αλλά και «εκρηκτικοί» μεταβλητοί, όπως οι [[καινοφανείς αστέρες]] («νόβα»), οι [[υπερκαινοφανείς αστέρες]] («σουπερνόβα») και οι [[κατακλυσμικοί μεταβλητοί αστέρες]].

Οι τρεις βασικές κατηγορίες μεταβλητών αστέρων είναι:

* Οι '''[[παλλόμενοι μεταβλητοί αστέρες]]'''
* Οι '''[[μεταβλητοί δι' εκλείψεων αστέρες]]'''
* Οι '''[[εκρηκτικοί μεταβλητοί αστέρες]]'''

== Πλήθος και κατανομή αστέρων ==
Γενική είναι η εντύπωση ότι οι αστέρες που είναι ορατοί με γυμνό μάτι είναι άπειροι και ότι θα είναι μάταιη κάθε προσπάθεια καταμέτρησής τους. Και όμως, η εντύπωση αυτή είναι εσφαλμένη, διότι όλοι οι αστέρες που φαίνονται με γυμνό οφθαλμό είναι 7.107 που κατανέμονται στα μεγέθη 1ο έως 6ο ως εξής: 1ο μέγεθος 20, 2ο μέγεθος 69, 3ο μέγεθος 205, 4ο μέγεθος 473, 5ο μέγεθος 1.291 και 6ο μέγεθος 5.049, σύνολο 7.107 αστέρες. Ο δε λόγος αύξησης από μέγεθος σε μέγεθος είναι περίπου 3, ενώ για εκείνους που τα φαινόμενα μεγέθη είναι περίπου 20 και 21 ο λόγος είναι μικρότερος του 2.{{εκκρεμεί παραπομπή}}

Έτσι ενώ το πλήθος των αστέρων που μπορούν να παρατηρηθούν με γυμνό μάτι συνήθως μέχρι 6ου μεγέθους (χωρίς αυτό να είναι και απόλυτο*) είναι 7.000 περίπου, μέχρι 12ου μεγέθους είναι 4Χ10<sup>6</sup> και μέχρι 21ου μεγέθους είναι 5Χ10<sup>9</sup>{{εκκρεμεί παραπομπή}}

(*)<u>Σημείωση</u>:Το 6ο μέγεθος θεωρείται γενικά το όριο της ανθρώπινης όρασης σε πολύ καλές συνθήκες παρατήρησης. Κοντά σε μια πόλη όμως το όριο είναι περίπου το 3ο μέγεθος μόνο. Σε πολύ εξαιρετικές συνθήκες ([[Λατινική Αμερική]]) κάποιοι ίσως καταφέρουν να δουν και λίγο περισσότερα αστέρια.

Εκτός από μεμονωμένα αστέρια, ένα σύστημα πολλαπλών αστέρων μπορεί να αποτελείται από δύο ή περισσότερα βαρυτικά συνδεδεμένα αστέρια που περιφέρονται το ένα γύρω από το άλλο. Τα πιο κοινά σύστημα πολλών αστέρων είναι ένα [[διπλός αστέρας|διπλό άστρο]], αλλά τα συστήματα από τρία ή περισσότερα αστέρια έχουν επίσης βρεθεί. Για λόγους τροχιακής σταθερότητας, οι εν λόγω πολλαπλοί αστέρες συχνά οργανώνονται σε ιεραρχικές συντροχιακές ομάδες διπλών αστέρων.<ref>{{cite book
 | first1=Victor G. | last1=Szebehely
 | first2=Richard B. | last2=Curran | year=1985
 | title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | publisher=Springer
 | isbn=9027720460 }}</ref> Οι μεγαλύτερες ομάδες, που καλούνται [[αστρικό σμήνος|σμήνη αστέρων]], υπάρχουν επίσης. Αυτές κυμαίνονται από χαλαρές αστρικές ενώσεις με μόνο μερικά αστέρια, μέχρι τεράστια [[σφαιρωτό σμήνος|σφαιρωτά]] σμήνη με εκατοντάδες χιλιάδες αστέρια.

Ήταν μια μακροχρόνια υπόθεση ότι η πλειονότητα των άστρων σχηματίζουν βαρυτικά συνδεδεμένα ζευγάρια, τα συστήματα πολλαπλών αστέρων. Αυτό ισχύει ιδιαίτερα για τις πολύ ογκώδεις κατηγορίας [[αστέρας τύπου Ο|αστέρων τύπου O]] και [[αστέρας τύπου Β|Β]], όπου το 80% των συστημάτων που πιστεύεται ότι είναι πολλαπλά. Ωστόσο, το ποσοστό των μοναχικών αστέρων αυξάνεται για τα μικρότερα αστέρια, έτσι ώστε μόνο το 25% των [[ερυθρός νάνος|κόκκινων νάνων]] είναι γνωστό ότι έχουν αστρικούς συνοδούς. Δεδομένου ότι το 85% όλων των άστρων είναι κόκκινοι νάνοι, τα περισσότερα αστέρια στον Γαλαξία μας είναι πιθανό να είναι μόνα από τη γέννησή τους.<ref>{{cite press release|publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics|date=2006-01-30|url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-11|title=Most Milky Way Stars Are Single|accessdate=2006-07-16|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140429075819/https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-11|archivedate=2014-04-29|url-status=bot: unknown}} 29/4/2014.</ref>

Τα αστέρια δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σε όλο το σύμπαν, αλλά είναι συνήθως ομαδοποιημένα σε [[γαλαξίες]], μαζί με το διαστρικό αέριο και σκόνη. Ένας τυπικός γαλαξίας περιέχει εκατοντάδες δισεκατομμύρια αστέρια, και υπάρχουν περισσότεροι από 100 δισεκατομμύρια γαλαξίες στο [[σύμπαν]].<ref>{{cite web | title=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | publisher=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | accessdate=2006-07-18 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | archivedate=2007-10-10 | url-status=dead }}</ref> Αν και είναι συχνά πιστεύεται ότι οι αστέρες υπάρχουν μόνο μέσα στους [[γαλαξίες]], υπάρχουν [[Διαγαλαξιακός αστέρας|διαγαλαξιακοί αστέρες]] που έχουν ήδη ανακαλυφθεί.<ref>{{cite news
 | title=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | publisher=Hubble News Desk | date=1997-01-14
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | accessdate=2006-11-06 }}</ref> Μια εκτίμηση του 2010 καταμέτρησε ότι τα αστέρια ήταν 300 εξάκις εκατομμύρια (3 × 10<sup>23</sup>) στο παρατηρήσιμο σύμπαν.<ref>{{cite news | agency=Associated Press | date=December 1, 2010 | work=NPR | title=Starry Starry Starry Night: Star Count May Triple | url=http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=131729046 | accessdate=2010-12-07 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20101206020229/http://www.npr.org/templates/story/story.php?storyId=131729046 | archivedate=2010-12-06 | url-status=live }}</ref>

Το κοντινότερο αστέρι στη Γη, εκτός από τον Ήλιο, είναι ο [[εγγύτατος Κενταύρου]], το οποίο είναι 39.900 δισεκατομμύρια [[Χιλιόμετρο|χιλιόμετρα]], ή 4,2 [[έτη φωτός]] μακριά (Επειδή οι αριθμοί αυτοί είναι τεράστιοι και χάνουν τη σημασία αυτού τούτου του μέτρου τους, καθιερώθηκε η συσχέτιση χρόνου στη μονάδα μέτρησης που είναι το [[έτος φωτός]] και που είναι ίσο με 9,5 τρισεκατομμύρια χιλιόμετρα). Το φως από τον Εγγύτατος Κενταύρου χρειάζεται 4,2 χρόνια για να φθάσει στη Γη. Ταξιδεύοντας στην τροχιακή ταχύτητα του [[Διαστημικό Λεωφορείο|διαστημικού λεωφορείου]] (8 χιλιόμετρα ανά δευτερόλεπτο, περίπου 30.000 χιλιόμετρα την ώρα), θα χρειαστούν περίπου 150.000 χρόνια για να φτάσουμε εκεί. Οι αποστάσεις όπως αυτό είναι τυπικές στους γαλαξιακούς δίσκους, συμπεριλαμβανομένων την περιοχή του [[Ηλιακό σύστημα|ηλιακού συστήματος]].<ref>{{cite journal 
| author=Holmberg, J.; Flynn, C. | title=The local density of matter mapped by Hipparcos 
| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | issue=2 | year=2000 | pages=209–216 
| bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> Τα αστέρια μπορεί να είναι πολύ πιο κοντά το ένα στο άλλο στα κέντρα των γαλαξιών και στα σφαιρωτά σμήνη, ή σε πολύ μεγαλύτερη απόσταση μεταξύ τους στη [[γαλαξιακή άλως|γαλαξιακή άλω]]. Ο πλέον απόμακρος αστέρας που έχει παρατηρηθεί υπολογίζεται πως το φως του (τρέχοντας βεβαίως με την ταχύτητα του φωτός) κάνει περισσότερο από 13 δισεκατομμύρια χρόνια για να φθάσει στη Γη!

Λόγω των σχετικά μεγάλων αποστάσεων μεταξύ των άστρων έξω από τον γαλαξιακό πυρήνα, οι συγκρούσεις μεταξύ των άστρων πιστεύεται ότι είναι σπάνιες. Σε πυκνότερες περιοχές, όπως στον πυρήνα των σφαιρωτών σμηνών ή στο γαλαξιακό κέντρο, οι συγκρούσεις μπορούν να είναι πιο συχνές. [80] Οι συγκρούσεις μπορούν να παράγουν άστρα που είναι γνωστό ως κυανοί αποκομμένοι (blue stragglers).<ref name="DarkMatter">{{cite news|url=http://edition.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|title=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic|last=|first=|date=2000-06-02|work=|publisher=CNN News|archive-url=https://web.archive.org/web/20180201201622/http://edition.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/|archive-date=1/2/2018|accessdate=2006-07-21|via=}}</ref> Αυτοί οι ανώμαλοι αστέρες έχουν υψηλότερη θερμοκρασία στην επιφάνεια από τα άλλος αστέρες της κύριας ακολουθία με την ίδια φωτεινότητα.<ref>{{cite journal 
| first = J. C. | last= Lombardi, Jr. | coauthors= Warren, J. S.; Rasio, F. A.; Sills, A.; Warren, A. R. 
| title = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers 
| url = https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2002-04-01_568_2/page/n492 | journal=The Astrophysical Journal | year=2002 | volume=568 | issue = 2 | pages=939–953 
| bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref>

== Κατάλογοι και χάρτες αστέρων ==
Από την αρχαιότητα οι παρατηρούμενοι στον Ουράνιο θόλο αστέρες καταγράφονται σε ειδικούς σχετικούς καταλόγους υπό το όνομα [[Ουρανομετρία]]. Η δε καταγραφή αυτή συνεχίζεται μέχρι και σήμερα. Το πρώτο κατάλογο αστέρων συνέταξε ο μέγας Έλληνας αστρονόμος της αρχαιότητας [[Ίππαρχος ο Ρόδιος]], ο κατάλογος του οποίου περιελάμβανε 1.022 αστέρες από τους λαμπρότερους του [[Ουράνιος θόλος|Ουρανού]]. Οι κατάλογοι αυτοί σήμερα περιέχουν τα ακριβή στοιχεία της θέσης των αστέρων στην [[Ουράνια σφαίρα]], του μεγέθους των, του δείκτου του χρώματός των, του φασματικού τύπου των, καθώς και άλλα ακόμη στοιχεία και χαρακτηριστικά όπως [[απόσταση (αστρονομία)|απόσταση]], διαστάσεις κλπ.

Βάσει των καταλόγων των αστέρων αλλά και με τη βοήθεια της φωτογραφίας, συντάσσονται ακριβείς χάρτες και [[Άτλας Ουρανού|άτλαντες ουρανού]] στους οποίους σημειώνονται οι θέσεις των αστέρων ως προς αλλήλους, καθώς και το οπτικό μέγεθός τους. Οι απλούστεροι χάρτες βεβαίως περιλαμβάνουν μόνο τους λαμπρότερους αστέρες των αστερισμών καθώς και τα γράμματα με τα οποία ονομάζονται.

Στους χάρτες δε αυτούς οι λαμπρότεροι αστέρες με τη μέθοδο της «[[Γραμμοδαισία]]ς» συνδέονται με συνήθως ευθύγραμμα τμήματα, το σύνολο των οποίων και παρουσιάζει το περίγραμμα του αντικειμένου ή ζώου που απεικονίζει ο [[αστερισμός]].

Οι θέσεις των ιχνών των αστέρων στην [[ουράνια σφαίρα]] προσδιορίζονται από τις [[ισημερινές συντεταγμένες]]. Και αυτές είναι η [[απόκλιση αστέρος]] και η [[ωρική γωνία|αστρική ωρική γωνία]]. Αν όμως ληφθεί ως βάση ο [[μαθηματικός ορίζοντας]] τότε οι θέσεις των αστέρων προσδιορίζονται από τις [[οριζόντιες συντεταγμένες]] που είναι το [[αληθές ύψος]] και το [[αληθές αζιμούθ]].

== Παράλλαξη αστέρων ==
'''α).''' Έστω το σημείο '''Η''' ο [[Ήλιος]] και '''Γ''', '''Γ<sub>1</sub>''', τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη '''Α''' το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στον χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείο '''Γ''' (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο '''Σ''' (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείο '''Γ<sub>1</sub>''' ο παρατηρούμενος Αστέρας φαίνεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξο '''Σ''' '''Σ<sub>1</sub>''' (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο '''Γ''' '''Γ<sub>1</sub>''' '''Γ''' ο Αστέρας '''Α''' φαίνεται να διαγράφει την τροχιά '''Σ''' '''Σ<sub>1</sub>''' '''Σ''' επί του Ουράνιου θόλου.<br /> 
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται '''παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α'''.

* Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
[[Αρχείο:parallaksi.jpg|450px|right|thumb|Η ετήσια '''παράλλαξη''' ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σε [[παρσέκ]].]].
'''β).''' Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία '''θ''', που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται '''ετήσια παράλλαξη αστέρος'''.

Επειδή δε ΓΓ<sub>1</sub>, η διάμετρος της γήινης τροχιάς, είναι κάθετος στην ΗΑ, για αυτό η ΣΣ<sub>1</sub> -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τη ΓΓ<sub>1</sub>. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ<sub>1</sub> και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία '''θ''' δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.

'''γ)'''. Η παράλλαξη '''θ''' είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη και του 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι και η παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος '''Σ''' '''Σ<sub>1</sub>''' της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο.<br />
Εκ των παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους με τη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.

Η ιδέα τής μέτρησης τής απόστασης των αστέρων μέσω τής παράλλαξης υπήρχε ήδη από τον [[Αρίσταρχος ο Σάμιος|Αρίσταρχο]] όπως διασώζει ο [[Αρχιμήδης]] στον [[Ψαμμίτης (Αρχιμήδης)|Ψαμμίτη]]. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε να τη μετρήσει υπέθεσε ότι οι αστέρες βρίσκονται σε άπειρη απόσταση συγκριτικά με την απόσταση Γης-Ηλίου. Η απουσία παράλλαξης υπήρξε από τα βασικά επιχειρήματα των γεωκεντριστών απέναντι στον [[ηλιοκεντρισμός|ηλιοκεντρισμό]].

== Δείτε επίσης ==
* [[Διαγαλαξιακός αστέρας]]
* [[Ουράνια σφαίρα]]
* [[Ορθή φορά]] 
* [[Ωρική γωνία]]
* [[Κύκλος απόκλισης]]
* [[Κύκλος ύψους]]

== Παραπομπές ==
<references />

==Εξωτερικοί σύνδεσμοι==
{{βικιλεξικό}}
{{commonscat}}

{{Authority control}}
{{Portal bar|Αστρονομία}}

[[Κατηγορία:Αστέρες|*]]