ستاره چيست؟ از انواع، نحوه تشكيل تا حقايق جالب و مرگ

ستاره‌ها از آغاز تاريخ بشر، الهام بخش انسان‌ها بودند. تمدن‌هاي مختلف، تفسيرهاي متفاوتي از ستاره‌ها داشتند. برخي آن‌ها را مي‌پرستيدند و برخي ديگر از آن‌ها به‌عنوان راهنمايي براي پيدا كردن مسير استفاده مي‌كردند. با پيشرفت علم نجوم، بشر به انديشه متخصصينات بهتري از ستاره‌ها و تكامل آن‌ها رسيد. ميلياردها ستاره در آسمان شب مي‌درخشند كه هر كدام از اين اجرام سرگذشت و داستان خود را دارند. ستاره‌ها هم مانند انسان‌ها متولد مي‌شوند و روزي مي‌ميرند. چگونگي زندگي و مرگ ستاره‌ها تا حد زيادي به تركيب و ابعادشان وابسته است.

ستاره‌ها كره‌هاي غول‌پيكر و درخشاني از پلاسما هستند. ميلياردها ستاره در كهكشان راه شيري وجود دارد كه خورشيد ما يكي از آن‌ها است. همچنين ميلياردها ستاره در ديگر كهكشان‌هاي جهان وجود دارد. تا امروز مي‌دانيم كه صدها ستاره‌ي ميزبان سياره در كهكشان راه شيري وجود دارند.

ستاره‌ها از ابرهاي چرخان غول‌پيكر هيدروژن و هليوم به وجود مي‌آيند. ابر دراثر كشش گرانشي منقبض و به سمت درون دچار فروپاشي مي‌شود، سپس با سرعت بيشتري به دور خود مي‌چرخد؛ به گونه‌اي كه بخش‌هاي بيروني به يك ديسك و بخش‌هاي دروني‌تر به توده‌اي كروي تبديل شوند.

مواد در حال فروپاشي به مرور جديد‌تر مي‌شوند و يك پيش‌ستاره‌ي توپ‌مانند را تشكيل مي‌دهند. وقتي حرارت در پيش‌ستاره به حدود يك ميليون درجه‌ي سانتي‌گراد برسد، هسته‌هاي اتمي كه در حالت عادي يكديگر را دفع مي‌كنند، با يكديگر تركيب يا اصطلاحا دچار همجوشي مي‌شوند و به اين ترتيب ستاره مي‌درخشد. همجوشي هسته‌اي بخش كمي از جرم اين اتم‌ها را به مقدار زيادي انرژي تبديل مي‌كند. براي مثال يك گرم جرم به طور كامل به انرژي هم‌ارز با انفجار تقريبا ۲۲ هزار تن تي‌ان‌تي تبديل مي‌شود.

چرخه زندگي ستاره‌ها عمدتا به جرم اوليه‌ي آن‌ها وابسته است. ستاره‌ها بر اساس جرم به چند دسته تقسيم مي‌شوند: ستاره‌هاي جرم متوسط مثل خورشيد با نيم تا هشت برابر جرم خورشيد، ستاره‌هاي كلان‌جرم كه بيشتر از هشت برابر خورشيد جرم دارند و در نهايت ستاره‌هاي كم‌جرم با جرم يك دهم تا نيم برابر خورشيد.

هرچقدر جرم ستاره‌اي بيشتر باشد، طول عمر آن به‌طوركلي پائين‌تر است. اجرام كوچك‌تر از يك‌دهم جرم خورشيد معمولا داراي كشش گرانشي لازم براي فرآيند همجوشي هسته‌اي نيستند؛ بنابراين برخي از آن‌ها به ستاره‌هاي ناكام يا كوتوله‌هاي قهوه‌اي تبديل مي‌شوند.

تولد يك ستاره‌ي جرم متوسط با ابري از گاز شروع مي‌شود و طي ۱۰۰ هزار سال به پيش‌ستاره‌اي با دماي سطحي ۳۷۲۵ درجه‌ي سانتي‌گراد تبديل مي‌شود. پس از شروع همجوشي هيدروژن، جرمي به نام تي‌ثوري شكل مي‌گيرد؛ ستاره‌اي متغير كه روشنايي‌اش در نوسان است. فروپاشي اين ستاره به مدت ده ميليون سال ادامه مي‌يابد تا جايي كه انرژي توليد‌شده بر اثر همجوشي هسته‌اي از طريق انقباض گرانشي پايدار شود. پس‌ازاين مرحله ستاره به ستاره‌اي از نوع رشته اصلي تبديل مي‌شود كه انرژي خود را از همجوشي هيدروژني در هسته‌اش مي‌گيرد.

جرم زياد ستاره باعث مي‌شود با سرعت بيشتري سوخت هيدروژني خود را مصرف كند و مدت زمان كمتري را در حالت رشته اصلي باقي بماند. پس‌ازآنكه كل هيدروژن موجود در هسته به هليوم تبديل شد، ستاره به‌سرعت تغيير مي‌كند. طي اين مدت، گرانش باعث فروپاشي ماده در هسته‌ي ستاره مي‌شود و دماي ستاره را به‌سرعت بالا مي‌برد. به‌اين‌ترتيب لايه‌هاي بيروني ستاره به‌شدت منبسط مي‌شوند و ستاره به گوي عظيمي سرخ و سردتر موسوم به غول سرخ تبديل مي‌شود.

در فاز غول سرخ، هليوم در هسته مي‌سوزد و زماني كه منبع هليوم به پايان برسد، هسته منقبض و جديد‌تر مي‌شود، انبساط دوباره‌ي ستاره به رنگ آبي‌تر و درخشش بيشتر آن مي‌انجامد و باعث مي‌شود لايه‌هاي بيروني آن دفع شوند. پس از ناپديد شدن پوسته‌هاي انبساطي، هسته‌ به شكل يك كوتوله‌ سفيد باقي مي‌ماند كه بيشتر جرم آن را كربن و اكسيژن تشكيل مي‌دهند و دماي داخلي آن تقريبا به ۱۰۰ هزار درجه‌ي سانتي‌گراد مي‌رسد.

ستاره‌هاي پرجرم معمولا به‌سرعت شكل مي‌گيرند و مي‌ميرند. اين ستاره‌ها تنها در ۱۰ هزار الي ۱۰۰ هزار سال از پيش‌ستاره‌ها شكل مي‌گيرند و در مرحله‌ي رشته اصلي بسيار جديد و آبي هستند. درخشش برخي از اين ستاره‌ها به ۱۰۰۰ تا يك ميليون برابر درخشش خورشيد مي‌رسد و ۱۰ برابر عريض‌تر از ستاره‌ي ما هستند.

ستاره‌هاي كلان‌جرم پس از مرحله‌ رشته اصلي وارد مرحله‌ي ابرغول سرخ درخشان مي‌شوند و در نهايت به قدري جديد مي‌شوند كه كربن را به عنصرهاي سنگين‌تر تبديل مي‌كنند. پس از نزديك به ۱۰ هزار سال گداخت كربني، هسته‌اي آهني با نزديك به ۶۰۰۰ كيلومتر عرض از آن‌ها باقي مي‌ماند و ازآنجاكه هرگونه همجوشي باعث مصرف انرژي مي‌شود تا توليد آن، پرتوهاي هسته‌اي ستاره ديگر نمي‌توانند در برابر نيروي گرانش آن مقاومت كنند.

وقتي ستاره‌اي به جرمي بيشتر از ۱٫۴ برابر جرم خورشيدي برسد، فشار الكتروني آن ديگر نمي‌تواند از هسته در برابر فروپاشي بيشتر محافظت كند. درنتيجه، ابرنواختر به وجود مي‌آيد. طي رويداد ابرنواختر، گرانش باعث فروپاشي هسته مي‌شود و دماي هسته را تا نزديك به ۱۰ ميليارد درجه‌ي سانتي‌گراد افزايش مي‌دهد. در اين مرحله آهن به نوترون و نوترينو تجزيه مي‌شود. تنها در يك ثانيه، هسته در فضايي به عرض ۱۰ كيلومتر فشرده مي‌شود و موج ضربه‌اي را در ستاره پخش مي‌كند كه باعث مي‌شود همجوشي در لايه‌هاي بيروني‌تر رخ دهد.

سپس ستاره در فرآيند موسوم به ابرنواختر نوع ۲ منفجر مي‌شود. اگر هسته ستاره‌‌ي باقي‌مانده كمتر از سه جرم خورشيدي جرم داشته باشد به ستاره‌ نوتروني تبديل مي‌شود كه تركيب اصلي آن نوترون است. ستاره‌هاي نوتروني چرخان پالس‌هاي راديويي آشكاري را منتشر مي‌كنند و به همين دليل تپ‌اختر ناميده مي‌شوند.

اگر هسته‌ي ستاره‌اي بيشتر از سه برابر خورشيد جرم داشته باشد، هيچ نيروي شناخته‌شده‌اي نمي‌تواند از آن در برابر كشش گرانشي محافظت كند و در نهايت فرومي‌پاشد و به سياه‌چاله تبديل مي‌شود.

ستاره‌هاي كم‌جرم معمولا به كندي سوخت هيدروژني خود را مصرف مي‌كنند، به‌طوري‌كه مي‌توانند به مدت ۱۰۰ ميليارد تا يك تريليون سال در حالت رشته اصلي باقي بمانند. از آنجا كه عمر جهان تنها به ۱۳٫۷ ميليارد سال مي‌رسد، در نتيجه هيچ ستاره‌ي كم‌جرمي تاكنون نمرده است. ستاره‌شناس‌ها اين ستاره‌ها را كوتوله سرخ مي‌نامند. اين اجرام به جز گداخت هيدروژني هيچ همجوشي ديگري ندارند و به همين دليل به ستاره‌هاي غول‌پيكر تبديل نمي‌شوند. اين ستاره‌ها در پايان عمر به كوتوله‌هاي سفيد و در نهايت به كوتوله‌هاي سياه تبديل مي‌شوند.

ستاره‌شناس‌ها درخشش ستاره‌ها را از انديشه متخصصين قدر و درخشندگي توصيف مي‌كنند. قدر يك ستاره مبتني بر مقياسي با قدمت بيش از ۲۰۰۰ سال است كه توسط هيپاركوس، ستاره‌شناس يوناني در حدود ۱۲۵ پيش از ميلاد ابداع شد. او گروهي از ستاره‌ها را بر اساس درخشش آن‌ها از زمين دسته‌بندي كرد. درخشان‌ترين ستاره‌ها، ستاره‌هاي قدر اول ناميده شدند. دومين دسته‌ي درخشان، ستاره‌هاي قدر دوم بودند و به همين ترتيب ستاره‌هاي قدر ششم در گروه كم‌نورترين ستاره‌ها قرار گرفتند.

امروزه ستاره‌شناس‌ها به درخشش ستاره از زمين، قدر ظاهري مي‌گويند، اما از آنجا كه فاصله‌ي زمين و ستاره مي‌تواند بر نور آن تأثير بگذارد، از مقياسي به عنوان درخشش واقعي ستاره به عنوان قدر مطلق استفاده مي‌كنند كه با فرض قرار گرفتن جرم در فاصله‌ي ۳۲٫۶ سال نوري تعريف مي‌شود. قدر ظاهري مي‌تواند عدد منفي باشد. درواقع، خورشيد به‌عنوان درخشان‌ترين جرم در آسمان زمين داراي قدر ظاهري منفي ۲۶٫۷۴ است؛ درحالي‌كه قدر ظاهري شباهنگ، درخشان‌ترين ستاره‌ي آسمان شب منفي ۱٫۴۶ است.

درخشندگي (luminosity) به ميزان توان ستاره يا مقدار انتشار انرژي آن گفته مي‌شود. البته توان معمولا بر اساس واحد وات اندازه‌گيري مي‌شود. براي مثال درخشندگي خورشيد نزديك به ۴۰۰ تريليون تريليون وات است. با اين‌حال درخشندگي يك ستاره معمولا بر اساس درخشندگي خورشيد محاسبه مي‌شود. براي مثال ستاره‌ي آلفا قنطورس A داراي درخشندگي ۱٫۳ برابر خورشيد است. روشنايي يك ستاره به دماي سطح و ابعاد آن وابسته است.

ستاره‌ها داراي طيفي از رنگ‌ها از سرخ فام تا زرد فام و آبي هستند. رنگ ستاره رابطه‌ي مستقيمي با دماي سطح آن دارد. يك ستاره ممكن است داراي يك رنگ واحد باشد اما طيفي گسترده از رنگ‌ها را منتشر كند كه مي‌توانند در تمام بخش‌هاي طيف از امواج راديويي تا پرتوهاي فروسرخ و فرابنفش و گاما را دربربگيرند. عنصرهاي مختلف يا تركيب‌ها، رنگ‌ها يا طول موج‌هاي متفاوتي از نور را جذب و نشر مي‌كنند. به همين دليل با مطالعه طيف ستاره مي‌توان به شناسايي تركيب آن‌ها پرداخت.

ستاره‌شناس‌ها بر اساس واحد كلوين به اندازه‌گيري دماي سطح مي‌پردازند. دماي صفر كلوين يا صفر مطلق برابر است با منفي ۲۷۳٫۱۵ درجه‌ي سانتي‌گراد. يك ستاره‌ي سرخ تيره داراي دماي سطحي تقريبي ۲۲۲۵ درجه‌ي سانتي‌گراد، ستاره‌ي سرخ روشن داراي دماي سطحي ۳۲۲۵ درجه‌ي سانتي‌گراد، خورشيد و ديگر ستاره‌هاي زرد داراي دماي سطحي ۵۲۲۵ درجه‌ي سانتي‌گراد و يك ستاره‌ي آبي داراي دماي سطحي تقريبي ۹۷۲۵ تا ۴۹٬۷۲۵ درجه‌ي سانتي‌گراد هستند. دماي سطحي يك ستاره تا اندازه‌اي به جرم آن بستگي دارد و بر روشنايي و رنگ ستاره هم تأثير مي‌گذارد.

ستاره‌شناس‌ها معمولا اندازه‌ي ستاره‌ها را بر اساس شعاع خورشيد محاسبه مي‌كنند. براي مثال ستاره‌ي آلفا قنطورس A داراي ۱٫۰۵ شعاع خورشيدي است. طيف ابعاد ستاره‌ها از ستاره‌هاي نوتروني كه مي‌توانند تنها ۲۰ كيلومتر قطر داشته باشند تا ستاره‌هاي غول‌پيكر با ۱۰۰۰ برابر قطر خورشيد متغير است.

ابعاد يك ستاره بر روشنايي آن تأثير مي‌گذارد. به ويژه درخشندگي متناسب با مربع شعاع ستاره است. براي مثال اگر دو ستاره داراي دماي يكساني باشند و يكي از ستاره‌ها دو برابر عريض‌تر از ديگري باشد، ستاره‌ي عريض‌تر، چهار برابر روشن‌تر از ستاره‌ي كوچك‌تر است.

ستاره‌شناس‌ها جرم يك ستاره را بر اساس جرم خورشيد محاسبه مي‌كنند. براي مثال ستاره‌ي آلفا قنطورس A داراي ۱٫۰۸ جرم خورشيدي است. ستاره‌هايي با جرم مشابه ممكن است به دليل چگالي‌هاي متفاوت، ابعاد يكساني نداشته باشند. براي مثال شباهنگ B دقيقا هم‌جرم با خورشيد است، اما چگالي آن ۹۰ هزار برابر ستاره‌ي ما است و قطر آن يك پنجاهم قطر خورشيد است. جرم يك ستاره همچنين بر دماي سطح آن تأثير مي‌گذارد.

ستاره‌ها گوي‌هاي چرخاني از گازهاي باردار الكتريكي هستند و به همين دليل ميدان‌هاي مغناطيسي را توليد مي‌كنند. براي مثال، ميدان مغناطيسي خورشيد به شدت در مناطق كوچك متراكم است و باعث ايجاد شاخصه‌هايي مثل لكه‌هاي خورشيدي تا فوران‌هاي چشمگيري مثل شراره‌ها و خروج جرم از تاج خورشيدي مي‌شود. بر اساس مطالعه مركز اسميتسونين هاروارد، ميدان مغناطيسي ميانگين يك ستاره متناسب با سرعت چرخش آن افزايش و با بالا رفتن سن ستاره كاهش مي‌يابد.

فلزينگي يك ستاره به مقدار فلزهاي موجود در آن يا عنصرهاي سنگين‌تر از هليوم گفته مي‌شود. سه نسل از ستاره‌ها بر اساس فلزينگي وجود دارند. ستاره‌شناس‌ها هنوز قديمي‌ترين نسل يا ستاره‌هاي جمعيت ۳ را كشف نكردند. گفته مي‌شود اين ستاره‌ها بدون فلز متولد شدند و با مرگشان عنصرهاي سنگين‌تر را به داخل كيهان منتشر كردند. سپس ستاره‌هاي جمعيت ۲ به وجود آمدند كه مقدار كمي فلز داشتند و پس از مرگ خود عنصرهاي سنگين‌تري را منتشر كردند. در نهايت ستاره‌هاي جمعيت يك جوان مثل خورشيد ما داراي مقدار زيادي از اين عنصرهاي سنگين‌ هستند.

ساختار يك ستاره را اغلب اوقات مي‌توان به شكل مجموعه‌اي از پوسته‌هاي تودرتو درانديشه متخصصين گرفت كه از اين لحاظ به پياز شبيه است. يك ستاره بخش زيادي از عمر خود را در وضعيت رشته اصلي مي‌گذراند و در اين مقطع داراي بخش‌هايي مثل هسته، مناطق همرفتي و تابشي، فوتوسفر، كروموسفر و تاج است. هسته محل رخ دادن همجوشي هسته‌اي و تأمين توان ستاره است.

در منطقه تابشي، انرژي واكنش‌ها مثل گرماي ناشي از لامپ حبابي از طريق پرتوها به بيرون منتشر مي‌شود، در حالي كه در منطقه‌ي همرفتي، انرژي از طريق گازهاي جديد منتشر مي‌شود كه از اين انديشه متخصصين به هواي جديد سشوار شباهت دارد.

پس از نواحي همرفتي و تابشي، فوتوسفر را داريم كه نور مرئي ستاره را منتشر مي‌كند و با عنوان سطح ستاره شناخته مي‌شود. پس از فوتوسفر، كروموسفر قرار دارد؛ لايه‌اي كه به دليل گاز هيدروژن سرخ‌رنگ به انديشه متخصصين مي‌رسد. در نهايت در خارجي‌ترين بخش جو ستاره، تاج آن قرار دارد كه جديد بودن بيش از اندازه‌اش را مي‌توان به همرفت در لايه‌هاي بيروني ربط داد.

ستاره‌ها معمولا بر اساس دسته‌بندي طيفي معروف به سيستم مورگان كينان يا MK دسته بندي مي‌شوند. هشت نوع دسته‌بندي طيفي براي ستاره‌ها وجود دارد كه هركدام هم‌ارز با طيفي از دماهاي سطحي از جديد‌ترين تا سردترين هستند: O، B، A، F، G، K، M و L. هر دسته‌ي طيفي داراي ده نوع طيف است كه از عدد صفر براي جديد‌ترين تا عدد ۹ براي سردترين متغير هستند.

بر اساس سيستم MK، ستاره‌ها متناسب با درخشندگي خود دسته‌بندي مي‌شوند. بزرگ‌ترين و درخشان‌ترين ستاره‌ها داراي اعداد كوچك هستند كه با اعداد رومي نمايش داده مي‌شوند. براي مثال Ia ابرغول درخشان، lb ابرغول، II غول درخشان، III، غول؛ IV، زيرغول؛ و V ستاره‌ي رشته اصلي يا كوتوله است. به اين ترتيب، خورشيد بر اساس اين سيستم يك ستاره‌ي G2V به شمار مي‌رود.

گرچه منظومه شمسي ما تنها يك ستاره دارد، اغلب ستاره‌هاي مشابه خورشيد داراي يك يا چند شريك هستند كه به دور يكديگر مي‌چرخند. در واقع يك‌سوم از ستاره‌هاي خورشيدمانند منفرد هستند، در حالي كه دو سوم ديگر آن‌ها در گروه ستاره‌هاي دوگانه يا چندگانه قرار دارند.

براي مثال، پروكسيما قنطورس، نزديك‌ترين همسايه به منظومه‌ شمسي، بخشي از يك منظومه ستاره‌اي چندگانه است كه آلفا قنطورس A و آلفا قنطورس B هم در آن قرار دارند.

ستاره دوگانه زماني تشكيل مي‌شود كه دو پيش‌ستاره در نزديكي يكديگر شكل بگيرند. يكي از اعضاي اين زوج ستاره در صورت نزديكي به ستاره‌ي ديگر مي‌تواند بر آن تأثير بگذارد و حتي در فرآيندي به نام انتقال ماده، مواد ستاره‌ي همراه خود را به سرقت ببرد.

از زمان ظهور تمدن‌هاي بشري، ستاره‌ها نقش مهمي را در مذهب و هدايت افراد ايفا كردند. نجوم يا مطالعه‌ي آسمان‌ها را مي‌توان يكي از باستاني‌ترين علوم درانديشه متخصصين گرفت. اختراع تلسكوپ و كشف قوانين حركت و گرانش در قرن هفدهم اين درك را برانگيخت كه ستاره‌ها به خورشيد شباهت دارند و همه تابع قوانين فيزيك هستند.

در قرن نوزدهم، عكاسي و طيف‌سنجي يا مطالعه طول موج‌هاي نوري كه يك جسم منتشر مي‌كند، امكان مطالعه تركيب‌ها و حركت ستاره‌ها را از راه دور فراهم كردند و به اين ترتيب علم اخترفيزيك متولد شد.

در سال ۱۹۳۷، ساخت اولين تلسكوپ راديويي به دانشمندان اين امكان را داد كه پرتوهاي غيرمرئي ستاره‌ها را رصد كنند. اولين تلسكوپ پرتوي گاما در سال ۱۹۶۱ راه‌اندازي شد و به پيشتاز مطالعه انفجارهاي ستاره‌اي يا ابرنواختر تبديل شد.

در دهه‌ي ۱۹۶۰، ستاره‌شناس‌ها همچنين رصدهاي فروسرخ خود را با استفاده از تلسكوپ‌هاي بالوني شروع كردند و به اطلاعاتي درباره‌ي ستاره‌ها و ديگر اجرام بر اساس نشر گرمايي آن‌ها دست يافتند. اولين تلسكوپ فروسرخ به نام ماهواره نجومي فروسرخ در سال ۱۹۸۳ آغاز به كار كرد.

پرتوهاي مايكروويو براي اولين بار در سال ۱۹۹۲ با ماهواره‌ي كاوشگر تابش پس‌زمينه‌ي كيهاني ناسا (COBE) از فضا مطالعه شدند. پژوهشگرها معمولا از اين پرتوها براي مطالعه منشأ آغاز جهان استفاده مي‌كنند، اما گاهي هم براي مطالعه ستاره‌ها متخصصد دارند.

در سال ۱۹۹۰، تلسكوپ فضايي هابل به عنوان اولين تلسكوپ فضايي طيف مرئي به فضا پرتاب شد و به عميق‌ترين و دقيق‌ترين تصاوير از جهان دست يافت. از آن زمان به بعد رصدخانه‌هاي پيشرفته‌تر و قدرتمندتري ساخته شدند. از نمونه‌هاي معروف مي‌توان به تلسكوپ بسيار عظيم (ELT) اشاره كرد كه احتمالا در سال ۲۰۲۸ در طول‌موج‌هاي مرئي و فروسرخ آغاز به كار خواهد كرد. همچنين تلسكوپ فضايي جيمز وب كه نسخه‌ي پيشرفته‌تري از تلسكوپ هابل است و به تصاوير بسيار دقيق‌تر و عميق‌تري از كيهان دست پيدا كرده است.

فرهنگ‌هاي كهن شاهد الگوهايي در آسمان بودند كه به افراد، حيوانات يا اشياي رايج شباهت داشتند. اين الگوها كه صورت فلكي ناميده مي‌شوند نماينده‌ي شخصيت‌هاي افسانه‌اي مثل اوريون شكارچي، قهرماني در اسطوره‌هاي يوناني هستند.

درحال‌حاضر ستاره‌شناس‌ها اغلب از صورت‌هاي فلكي براي نام‌گذاري ستاره‌ها استفاده مي‌كنند. اتحاديه بين‌المللي نجوم به‌عنوان مرجع جهاني تعيين نام براي اجرام آسماني، درمجموع ۸۸ صورت فلكي را به رسميت مي‌شناسد.

معمولا درخشان‌ترين ستاره در يك صورت فلكي داراي حرف آلفا (حرف اول الفباي يوناني) در بخشي از نام علمي خود است. دومين ستاره‌ي درخشان صورت فلكي با حرف بتا و سومين ستاره درخشان با گاما شناخته مي‌شوند و به همين ترتيب، حروف بر اساس درخشش تخصيص مي‌يابند.

تعدادي از ستاره‌ها همچنين داراي نام‌هاي كهن هستند. براي مثال ستاره‌ي ابط‌الجوزا به معني «دست غول» در زبان عربي، درخشان‌ترين ستاره در صورت فلكي شكارچي به شمار مي‌رود و نام علمي آن آلفا اوريونيس است. همچنين ستاره‌شناس‌هاي مختلف در طول سال‌ها دسته‌بندي‌هايي را از ستاره‌هاي ارائه دادند كه از سيستم‌هاي شماره‌گذاري منحصر‌به فرد استفاده مي‌كردند.

دسته‌بندي هنري دريپر برگرفته از نام يكي از پيشگامان عكاسي نجومي، دسته‌بندي طيفي و موقعيت نسبي ۲۷۲٬۱۵۰ ستاره را ارائه مي‌دهد كه به صورت پيوسته توسط انجمن نجوم به مدت نيم قرن متخصصد داشتند. بر اساس اين دسته‌بندي نام ابط‌الجوزا، HD 39801 است.

از آنجا كه ستاره‌هاي متعددي در جهان وجود دارند، اتحاديه جهاني نجوم هم از سيستم متفاوتي براي ستاره‌هاي جديد استفاده مي‌كند. اغلب اين ستاره‌ها داراي يك نماد اختصاري هستند كه براي نوع ستاره يا دسته‌بندي اطلاعاتي آن به كار مي‌رود. نام اين ستاره‌ها همچنين با گروهي از نمادها همراه است. براي مثال PSR J1302-6530 يك تپ‌اختر است، بنابراين حروف اختصاري‌ PSR، كوتاه‌شده‌ي pulsar به معني تپ‌اختر در اسم آن ديده مي‌شود. حرف J نشان‌دهنده‌ي سيستم مختصات موسوم به J2000 است. درحالي‌كه 1302 و 6530 مختصاتي مشابه كدهاي طول و عرض جغرافيايي هستند كه روي زمين به كار مي‌روند.

گرچه ستاره‌هاي به انديشه متخصصين جامد مي‌رسند در واقع توپ‌هاي عظيمي از گازهاي بسيار جديد هستند. اين گاز پلاسما ناميده مي‌شود. شايد تعجب كنيد چرا گاز شناور نمي‌شود؟ دليل اين مسئله هم اين است كه پلاسما تحت گرانش خود حفظ شده است.

يكي از شگفت‌آورترين حقايق درباره‌ ستاره‌ها اين است كه تمام ستاره‌هايي كه در آسمان شب مي‌توانيد ببينيد در واقع بزرگ‌تر و درخشان‌تر از خورشيد هستند. از ميان ۵۰ ستاره‌ درخشان كه از زمين قابل ديدن هستند، كم‌درخشش‌ترين آن‌ها آلفا قنطورس است. با اين‌حال اين ستاره ۱٫۵ برابر درخشان‌تر از خورشيد است.

در مورد ستاره‌ها،‌ رنگ آبي جديد‌تر از سرخ است. معمولا رنگ سرخ را با گرما و رنگ آبي را با سرما مي‌شناسيم. با اين‌حال اين مسئله براي ستاره‌ها صدق نمي‌كند. ستاره‌ها مانند ديگر اجرام جديد، متناسب با افزايش دما از رنگ سرخ به سفيد و سپس به آبي مي‌رسند؛ بنابراين ستاره‌هاي سرخ معمولا سردترين ستاره‌ها و ستاره‌هاي آبي جديد‌ترين ستاره‌ها هستند.

ستاره‌ها بر خلاف تصور، چشمك نمي‌زنند. سوسوزدن يا چشمك زدن ستاره‌ها در واقع حاصل جو آشفته‌ي زمين است. نور يك ستاره از جو زمين عبور مي‌كند كه داراي لايه‌هايي با چگالي‌هاي متفاوت است. به اين ترتيب نور شكسته شده و رنگ و شدت آن تغيير مي‌كند. نتيجه‌ي بسياري از شكست‌ها به ويژه در نزديكي افق، سوسوزدني است كه شاهد آن هستيم. اگر بتوانيد ستاره‌هايي را در قسمت بالاي جو زمين ببينيد، ديگر چشمك‌زن به انديشه متخصصين نمي‌رسند.

ديدن ميليون‌ها ستاره‌ي آسمان حتي در شبي تاريك غيرممكن است. در واقع تمام ستاره‌ها از ديد ناظر زميني به اندازه‌ي كافي درخشان يا نزديك به ما نيستند كه بتوانيم آن‌ها را ببينيم. بيشترين تعداد ستاره‌اي كه يك شخص مي‌تواند در آسمان شب ببيند بين ۲۰۰۰ تا ۲۵۰۰ عدد است. با اين‌حال اين شرايط هم زماني رخ مي‌دهد كه آسمان صاف باشد و نور ماه يا منبع ديگري در كار نباشد؛ بنابراين اگر شخصي به شما گفت كه مي‌تواند يك ميليون ستاره ببيند، زياد او را جدي نگيريد.

اگر مي‌خواهيد به چشم‌اندازي از گذشته برسيد تنها لازم است به آسمان شب چشم بدوزيد. ميليون‌ها سال طول مي‌كشد تا نور ستاره‌ها به زمين برسد؛ بنابراين وقتي به ستاره‌اي نگاه مي‌كنيد، در حال تماشاي وضعيت گذشته‌ي آن‌ها هستيد. اگر از تلسكوپ براي تماشاي ستاره‌هاي آن سوي كهكشان راه شيري استفاده كنيد مي‌توانيد تا ۱۰۰ هزار سال پيش را هم ببينيد.

با وجود اين حقيقت كه ستاره‌ها به شكل اجرامي منفرد در آسمان ظاهر مي‌شوند، بسياري از ستاره‌ها به شكل زوج‌هاي دوتايي وجود دارند. به اين ستاره‌ها، ستاره‌هاي دوگانه مي‌گويند. منظومه‌اي دوگانه از دو ستاره تشكيل شده كه حول محور يك مركز گرانشي مشترك مي‌چرخند. علاوه بر زوج‌ها، منظومه‌هاي ستاره‌اي مي‌توانند شامل سه، چهار يا حتي چند ستاره باشند. با اين‌حال هر منظومه‌ي ستاره‌اي دوگانه يا چندگانه به شكل يك ستاره‌ي چشمك‌زن واحد از زمين ديده مي‌شود.

پس از خورشيد، پروكسيما قنطورس نزديك‌ترين ستاره به زمين است و فاصله‌ي آن تا زمين به ۴٫۲ سال نوري مي‌رسد. به بيان ديگر نور اين ستاره پس از ۴ سال به زمين مي‌رسد. حتي سريع‌ترين فضاپيمايي كه تاكنون ساخته شده است، ۳۵ هزار سال در راه خواهد بود تا به پروكسيما قنطورس برسد. گرچه برخي اين رقم را ۷۰ هزار سال مي‌دانند؛ بنابراين با اينكه سفرهاي فضايي به حقيقت تبديل شده‌اند، سفرهاي ستاره‌اي هنوز با واقعيت فاصله دارند.

خورشيد در هر ثانيه، چهار ميليون تن هيدروژن را به انرژي تبديل مي‌كند. اين انرژي برابر است با توليد ۱۰۰ ميليارد بمب هيدروژني در هر ثانيه. اگر بتوانيم اين انرژي را برداشت كنيم، خورشيد مي‌تواند انرژي بشريت را تا ۵۰۰ هزار سال تأمين كند و اين تنها يك ثانيه از انرژي خورشيد است.

خورشيد ستاره‌اي ميان‌سال است كه حدود ۵ ميليارد سال پيش متولد شد و تقريبا ۵ ميليارد سال ديگر خواهد مرد. به باور دانشمندان، در ۳٫۵ ميليارد سال آينده، درخشش خورشيد ۴۰ درصد بيشتر از زمان حال خواهد شد. اين دما به قدري زياد است كه اقيانوس‌ها را تبخير خواهد كرد و آب براي هميشه به داخل فضا خواهد رفت. به اين ترتيب اقليم زمين مانند سياره زهره، خشك و گرم خواهد شد تا جايي كه تداوم حيات روي آن غيرممكن مي‌شود.

ستاره‌ها از آغاز شكل‌گيري تمدن‌ها، توجه بشر را به خود جلب كردند. پس از اختراع تلسكوپ انسان‌ها متوجه شدند ستاره‌ها هم اجرامي مانند خورشيد هستند و با پيشرفت علم دريافتند انواع متفاوتي دارند. ستاره‌ها از ابر غبار ميان‌ستاره‌اي يا سحابي متولد مي‌شوند. ستاره‌هاي كم‌جرم و جرم متوسط در پايان عمر به كوتوله سفيد تبديل مي‌شوند در حالي كه ستاره‌هاي كلان‌جرم سرنوشت متفاوتي دارند. اين ستاره‌ها معمولا در انفجار ابرنواختر منفجر مي‌شوند و بقاياي آن‌ها به شكل ستاره نوتروني يا سياه‌چاله باقي مي‌ماند.