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Estrela Звезда Star Зоря 항성 Étoile Estel Bintang Stern 恒星 Ster (hemellichaam) Hvězda Estrella Αστέρας Stelo Stella 恒星 Stjärna Izar نجم Réalta Gwiazda

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Gwiazda – kuliste ciało niebieskie, stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii. Przynajmniej przez część swojego istnienia emituje w sposób stabilny promieniowanie elektromagnetyczne (w szczególności światło widzialne). Gwiazdy powstają głównie z wodoru i helu, lecz w trakcie życia przybywa w nich atomów cięższych pierwiastków (tzw. metali). Rozgwieżdżone niebo inspirowało prace wielu poetów, pisarzy, filozofów oraz muzyków. Niejednokrotnie bezpośrednio angażowali się oni w prowadzenie badań astronomicznych. Estrela (do latim "stella") é um astro (objeto astronômico) de plasma que possui luz própria, esférico e grande, mantido íntegro pela gravidade e pressão de radiação, que ao fim de sua vida pode conter uma proporção de matéria degenerada. Sua formação foi possivelmente iniciada em torno de 180 milhões a 250 milhões de anos após o Big Bang. O Sol é a estrela mais próxima da Terra e sua maior fonte de energia. Outras são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz solar ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, com as mais brilhantes ganhando nomes próprios. Extensos catálogos estelares foram compostos pelos astrônomos, o que permite designações padronizadas. Stelo estas astro lumanta per propra lumo. Steloj ne estas punktoj, kiel ili aspektas, sed globoj da varmega gaso, kiel nia Suno. Steloj elradias multegan energion en formo de lumo. Kiel oni povas facile konstati per vitra prismo, en la blanka lumo ĉeestas ĉiuj koloroj, sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo (aŭ koloro), kiu dependas de la temperaturo de la stela surfaco: relative malvarmaj steloj, kies surfaco havas ĉirkaŭ 3000 gradojn, aspektas ruĝetaj, dum varmegaj steloj, kies surfaco estas pli varma ol 10 mil gradojn, estas blankaj kaj bluetaj. Nia Suno aspektas flava, ĉar ĝia surfaca varmo estas 6000 gradoj. Astronomoj klasifikas stelojn laŭ iliaj koloroj (pli precize, spektra tipo), en sep grupoj nomataj per literoj, de plej varmaj bluaj steloj, ĝis ruĝaj malpli varmaj: O, Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile. Зоря́ або зі́рка (також у художньому мовленні зоряни́ця, зірни́ця (переважно чи вечірня, Венера); також заст. фольк. чи діал. звізда́; також у словнику Грінченка зі́ра) — велетенське розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю.Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень астрофізики. У багатьох зірок наявні власні екзопланети, — як подібні до планет Сонячної системи, так і геть відмінні. Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan energi yang terjadi di intinya. Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang. Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah: Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir. Una stella è un corpo celeste che brilla di luce visibile, propria. Si tratta di uno sferoide di plasma che attraverso processi di fusione nucleare nel proprio nucleo genera energia, irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica (luminosità), flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi. A star is an astronomical object comprising a luminous spheroid of plasma held together by its gravity. The nearest star to Earth is the Sun. Many other stars are visible to the naked eye at night, but their immense distances from Earth make them appear as fixed points of light. The most prominent stars have been categorised into constellations and asterisms, and many of the brightest stars have proper names. Astronomers have assembled star catalogues that identify the known stars and provide standardized stellar designations. The observable universe contains an estimated 1022 to 1024 stars. Only about 4,000 of these stars are visible to the naked eye, all within the Milky Way galaxy. Hvězda nebo zastarale stálice je plazmové (plynné), přibližně kulovité těleso ve vesmíru, které má vlastní zdroj viditelného záření, drží ho pohromadě jeho vlastní gravitace a má hmotnost 0,08 až 300 hmotností Slunce. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné hmoty vesmíru. Nejbližší hvězdou k Zemi je Slunce, které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných atmosférických podmínkách jsou v noci ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných bodů. Een ster is een bolvormig hemellichaam bestaande uit lichtgevend plasma met daarin voornamelijk (ongeveer 72% van de massa) waterstof en daarnaast ongeveer 26% helium. In sterren is de druk en temperatuur van de inwendige gasconcentratie zo hoog dat er kernfusiereacties plaatsvinden. Daarbij wordt een enorme hoeveelheid energie geproduceerd die door de ster wordt uitgezonden vanuit de steratmosfeer als elektromagnetische straling met verschillende golflengten, waaronder zichtbaar licht. Ook de eindstadia van sterren, de witte dwergen en neutronensterren, waarin de kernfusie tot een einde is gekomen, worden tot de sterren gerekend. De structuur van een ster hangt af van massa en evolutiestadium. Izarra argizagi bat da, bere grabitazioak loturik mantentzen duen plasmazko gorputz esferiko handia. Gasez (batez ere hidrogeno eta helioz) osatua da, eta bere barnean gertatzen diren ateratako energiaz egiten du distira. Eguzkia da Lurretik hurbilen dagoen izarra eta Lurraren energia iturri nagusia, argi energiarena barne. Beste izar asko begi hutsez ikus daitezke Lurretik gaua denean; Lurretik oso-oso urrun daudenez, puntu finko txiki gisa ageri dira zeruan. Historikoki, izarrik nabarmenenak konstelazio eta asterismotan taldekatu dira, eta izarrik distiratsuenek berezko izena jaso dute. Astronomoek egin dituzte ezagutzen diren izarrak identifikatu eta estandarra emateko. Hala ere, Unibertsoan dauden izar ia guztiak, gure galaxia den Esne Bidetik kanpo dauden guztiak barne, Lurretik ez Unter einem Stern (altgriechisch ἀστήρ, ἄστρον astēr, astron und lateinisch aster, astrum, stella, sidus für ‘Stern, Gestirn’; ahd. sterno; astronomisches Symbol: ✱) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist. En stjärna är en mycket stor och självlysande himlakropp av plasma. Den närmaste stjärnan sett från jorden är solen, vilken är källan till den allra största delen av energin på jorden. Andra stjärnor är synliga på natthimlen när de inte störs av solen eller av andra ljusstarka objekt på jorden, så kallade ljusföroreningar. En stjärna lyser för att fusionen av atomkärnor i dess inre frigör enorma mängder energi, som så småningom färdas genom stjärnan och strålas ut i rymden. Una estrella (del latín: stella) es un esferoide luminoso que mantiene su forma debido a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol.​ Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos aparentemente fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma.​ Históricamente las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionando a las estrellas designaciones estandarizadas. Sin embargo la mayoría de las estrellas en el Universo, incluyendo todas las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tie Στην Αστρονομία γενικά αστέρας ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου πέριξ του οποίου περιστρέφεται η Γη. Συνεπώς όλοι οι αστέρες είναι Ήλιοι, εκ των οποίων και παρατηρείται κατάστικτος ο ουράνιος θόλος. Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки. ( 별은 여기로 연결됩니다. 다른 뜻에 대해서는 별 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 항성(恒星, 영어: Fixed Star) 또는 붙박이별은 막대한 양의 플라스마(또는 플라즈마)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 납작한 회전타원체(Oblate spheroid)형의 천체이다. 통상적으로는 별(영어: Star)이라고 부른다. 또한 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로, 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 지구에서는 다른 별을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과하여 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다. Un estel, estrella, o estrela, antigament i dialectal estela, és un astre massiu i lluminós format per plasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpia gravetat, de forma semblant a l'equilibri hidroestàtic. Durant almenys una part de la seva vida, un estel brilla a causa de la fusió termonuclear d'hidrogen en heli que té lloc al seu nucli, alliberant energia que travessa el seu interior i després és irradiada cap a l'espai exterior. Una vegada l'hidrogen del seu exterior està a punt d'exhaurir-se, gairebé tots els elements més pesats que l'heli que ocorren naturalment es creen mitjançant la nucleosíntesi estel·lar durant la vida de l'estel i, per a alguns estels, mitjançant la nucleosíntesi de les supernoves quan aquestes exploten. Cap al final de la vida d'un estel, aquesta po 恆星是一种天体，由引力凝聚在一起的一颗球型发光等离子体，太阳就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看见的其他恒星，几乎全都在银河系内，但由于距离非常遥远，这些恒星看似只是固定的发光点。历史上，那些比较显着的恒星被组成一个个的星座和星群，而最亮的恒星都有专有的传统名称。天文学家组合成的恒星目录，提供了许多不同恒星命名的标准。恒星会在核心进行重元素的核反应，从恒星的内部将能量向外传输，经过漫长的路径，然后从表面辐射到外层空间。一旦核心的核反应殆尽，恒星的生命就即将结束。恒星的核心终其一生都在进行核融合，在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。天文学家经由观测其在空间中的运动、亮度和光谱，确知一颗恒星的质量、年龄、金属量（化学元素的丰度），和许多其它属性。一颗恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素：恒星在其一生中，包括直径、温度和其它特征，在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以让我们测量一颗恒星的年龄和演化的状态。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系或是星雲。 恒星（こうせい、英: fixed stars、羅: asteres aplanis）とは、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支えるガス体の天体の総称である。古典的な定義では、夜空に輝く星のうち、その見かけの相対位置の変化の少ないもののことを指す。地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。 惑星が地球を含む太陽系内の小天体であるのに対し、恒星はそれぞれが太陽に匹敵する大きさや光度をもっているが、非常に遠方にあるために小さく暗く見えている。 Is é rud is réalta ann ná Rinn spéire a ghineann fuinneamh trí bhíthin comhleáite núicléach ina croíleacán, agus atá ina fhoinse solais mar sin. Trí bhíthin comhleá eithneach ina croíleacán é sin. Réalta is ea an Ghrian seo againne. النجم هو جسم فلكي كروي من البلازما ضخم ولامع ومتماسك بفعل الجاذبية. يستمد النجم لمعانه من الطاقة النووية المتولدة فيه، حيث تلتحم ذرات الهيدروجين مع بعضها البعض مكونة عناصر أثقل من الهيدروجين، مثل الهيليوم والليثيوم وباقي العناصر الخفيفة حتى عنصر الحديد. إن هذا التفاعل الفيزيائي يسمى اندماجاً نووياً تنتج عنهُ طاقة حرارية كبيرة جدًا تصل إلينا في صورة أشعة ضوئية. أغلب مكونات النجم هما عنصرا الهيدروجين المتأين والهيليوم المتأين (وهما يسميان في حالة التأين بلازما). وقد بينت الأرصاد الفلكية أن نسبة كبيرة من النجوم لها كواكب تدور حولها مثلما هي موجودة في المجموعة الشمسية.

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Artist's conception of the birth of a star within a dense molecular cloud Overview of the proton–proton chain A star-forming region in the Large Magellanic Cloud Image of the Sun, a G-type main-sequence star, the closest to Earth The carbon-nitrogen-oxygen cycle A cluster of approximately 500 young stars lies within the nearby W40 stellar nursery.

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Fusion in the Sun.svg CNO Cycle.svg Witness the Birth of a Star.jpg W40_star-forming_region.jpg The Sun in white light.jpg Starsinthesky.jpg

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Una stella è un corpo celeste che brilla di luce visibile, propria. Si tratta di uno sferoide di plasma che attraverso processi di fusione nucleare nel proprio nucleo genera energia, irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica (luminosità), flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi. La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernove, sono visibili solamente durante la notte come punti luminosi tremolanti, a causa degli effetti distorsivi (seeing) prodotti dall'atmosfera terrestre. Le stelle sono dotate di una massa compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M☉). Quelle con massa inferiore a 0,08 M☉ sono dette nane brune, oggetti a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare; non sembrano esistere, per quanto finora osservato, stelle di massa superiore a 200 M☉, confermando il limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi chilometri delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti. Le luminosità sono comprese tra 10−4 e 106 - 107 luminosità solari (L☉). Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due stelle binarie o da un numero superiore (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Possono formare inoltre associazioni stellari e ammassi stellari (aperti o globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, le galassie. Numerose stelle possiedono inoltre sistemi planetari più o meno ampi. Le stelle sono divise in classi di magnitudine o grandezza apparente, secondo la regola per cui quanto più debole è la luminosità percepita, tanto maggiore è il numero che esprime la grandezza: così le stelle di terza grandezza sono più deboli di quelle di seconda grandezza e le stelle di prima grandezza sono cento volte più luminose di quelle più deboli visibili senza telescopio (sesta grandezza). La Via Lattea, la nostra galassia, contiene oltre 100 miliardi di stelle di vario tipo: più piccole e meno luminose del Sole, non più grandi della Terra, come le nane bianche, e alcune gigantesche, come Betelgeuse, il cui diametro è maggiore di quello dell'orbita terrestre. Nel corso della storia il cielo stellato è stato fonte di ispirazione per numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti, che in diversi casi si sono interessati direttamente allo studio dell'astronomia. Una estrella (del latín: stella) es un esferoide luminoso que mantiene su forma debido a su propia gravedad. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol.​ Otras estrellas son visibles a simple vista desde la Tierra durante la noche, apareciendo como una diversidad de puntos luminosos aparentemente fijos en el cielo debido a su inmensa distancia de la misma.​ Históricamente las estrellas más prominentes fueron agrupadas en constelaciones y asterismos, y las más brillantes fueron denominadas con nombres propios. Los astrónomos han recopilado un extenso catálogo, proporcionando a las estrellas designaciones estandarizadas. Sin embargo la mayoría de las estrellas en el Universo, incluyendo todas las que están fuera de nuestra galaxia, la Vía Láctea, son invisibles a simple vista desde la Tierra. De hecho, la mayoría son invisibles desde nuestro planeta incluso a través de los telescopios de gran potencia. Durante al menos una parte de su vida, una estrella brilla debido a la fusión termonuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, que libera energía, la cual atraviesa el interior de la estrella y, después, se irradia hacia el espacio exterior. Casi todos los elementos naturales más pesados que el helio se crean por nucleosíntesis estelar durante la vida de una estrella y, en algunas de ellas, por nucleosíntesis de supernova cuando explotan. Cerca del final de su vida una estrella también puede contener materia degenerada. Los astrónomos pueden determinar la masa, edad, metalicidad (composición química) y muchas otras propiedades de las estrellas mediante la observación de su movimiento a través del espacio, su luminosidad y su espectro. La masa total de una estrella es el principal determinante de su evolución y destino final. Otras características de las estrellas, como el diámetro y la temperatura, cambian a lo largo de su vida, mientras que el entorno de una estrella afecta a su rotación y movimiento. Una gráfica de dispersión de muchas estrellas que hace referencia a su luminosidad, magnitud absoluta, temperatura superficial y tipo espectral, conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), permite determinar la edad y el estado evolutivo de una estrella. La vida de una estrella comienza con el colapso gravitacional de una nebulosa gaseosa de material compuesto principalmente de hidrógeno, junto con helio y trazas de elementos más pesados. Cuando el núcleo estelar es lo suficientemente denso, el hidrógeno comienza a convertirse en helio a través de la fusión nuclear, liberando energía durante el proceso.​ Los restos del interior de la estrella portan la energía fuera del núcleo a través de una combinación de procesos de transferencia de calor por radiación y convección. La presión interna de la estrella evita que se colapse aún más bajo su propia gravedad. Cuando se agota el combustible de hidrógeno en el núcleo, una estrella con al menos 0,4 veces la masa del Sol se expandirá hasta convertirse en una gigante roja,​ en algunos casos fusionando elementos más pesados en el núcleo o en sus capas alrededor del núcleo (como el carbono o el oxígeno). Entonces la estrella evoluciona hasta una forma degenerada, expulsando una porción de su materia en el medio interestelar, donde contribuirá a la formación de una nueva generación de estrellas.​ Mientras tanto, el núcleo se convierte en un remanente estelar: una enana blanca, una estrella de neutrones, o (si es lo suficientemente masiva) un agujero negro. Los sistema binarios y multiestelares constan de dos o más estrellas que están unidas gravitacionalmente entre sí, y por lo general se mueven en torno a otra en órbitas estables. Cuando dos estrellas poseen una órbita relativamente cercana, su interacción gravitatoria puede tener un impacto significativo en su evolución.​ Las estrellas unidas gravitacionalmente entre sí pueden formar parte de estructuras mucho más grandes, como cúmulos estelares o galaxias. Hvězda nebo zastarale stálice je plazmové (plynné), přibližně kulovité těleso ve vesmíru, které má vlastní zdroj viditelného záření, drží ho pohromadě jeho vlastní gravitace a má hmotnost 0,08 až 300 hmotností Slunce. Ve hvězdách je soustředěna většina viditelné hmoty vesmíru. Nejbližší hvězdou k Zemi je Slunce, které je zdrojem většiny energie naší planety. Při vhodných atmosférických podmínkách jsou v noci ze Země viditelné i jiné hvězdy. Kvůli obrovským vzdálenostem vypadají jako množství nehybných, více či méně blikajících světelných bodů. Pod pojmem hvězda se ve starém chápání myslel téměř každý objekt na noční obloze jako planeta, kometa atd. kromě Měsíce. V užším astronomickém významu jsou hvězdy kosmické kulovité objekty, které mají vlastní zdroj viditelného záření. Během velké části své existence, přeneseně zvané „život“, je zdrojem tohoto záření hvězd termonukleární fúze vodíku na helium v jádru hvězdy. Ta uvolňuje energii, která prochází vnitřkem hvězdy a je vyzářena do vnějšího prostoru. Poté, je-li hvězda, která vyčerpala zásoby vodíku, dostatečně hmotná, vznikají ve hvězdě chemické prvky těžší než helium. Před koncem života mohou hvězdy obsahovat degenerovanou hmotu. Astronomové zjišťují hmotnost, věk, metalicitu (chemické složení) a mnohé další vlastnosti pomocí pozorování pohybu hvězdy vesmírem, svítivosti a analýzou jejího záření. Graf porovnávající teplotu hvězd s jejich svítivostí, známý jako Hertzsprungův–Russellův diagram, umožňuje zjistit věk a stav vývoje hvězdy. Hvězda začíná jako kolabující mrak materiálu složený hlavně z vodíku, hélia a stopových množství těžších prvků. Jakmile dosáhne jádro hvězdy dostatečné hustoty, vodík se začne termonukleární fúzí přeměňovat na helium a vyzařovat energii. Přenos energie směrem od jádra k povrchu hvězdy je kombinací procesů záření a konvekce. Takto vzniklý vnitřní tlak zabraňuje tomu, aby hvězda zkolabovala pod vlastní gravitací. Hvězdy s hmotností větší než 0,4 hmotnosti Slunce po vyčerpání vodíku v jádře expandují a stávají se červeným obrem. V některých případech vznikají fúzí těžší prvky. Pak se hvězda vyvine do degenerovaného stavu, kdy je část její hmoty rozptýlena do prostoru jako mezihvězdná hmota, z níž později vznikne nová generace hvězd s vyšším podílem těžších prvků. Jádro hvězdy se změní, v závislosti na její původní hmotnosti, na bílého trpaslíka, neutronovou hvězdu nebo černou díru. Systémy, které se skládají ze dvou či více gravitačně svázaných hvězd, jsou označovány jako dvounásobné, respektive vícenásobné. Pokud obíhají příliš blízko sebe, jejich vzájemné gravitační působení může výrazně ovlivnit jejich vývoj. Hvězdy tvoří část mnohem větších gravitačních struktur jako jsou hvězdokupy nebo galaxie. Hvězdy se na noční obloze vůči sobě navzájem zdánlivě nepohybují, proto se v minulosti nazývaly stálice na rozdíl od bludic (planet). Ve skutečnosti se ve vesmíru pohybují obrovskou rychlostí až několik set kilometrů za sekundu, ale vzhledem k jejich obrovské vzdálenosti se pouhým okem pozorovatelné změny v polohách hvězd projeví až po staletích či dokonce tisíciletích. Na obloze hvězdy utvářejí (někdy velmi) výrazné konfigurace, které v důsledku této zdánlivé nehybnosti přetrvávají „beze změny" po mnoho lidských generací. Starověcí astronomové sdružili takové hvězdy do obrazců tvořících základy souhvězdí a asterismů. Astronomové také pojmenovali nejjasnější hvězdy a vytvořili rozsáhlé katalogy hvězd. Hvězdy patří mezi nejpočetnější a nejsnáze, i bez optických přístrojů pozorovatelné vesmírné objekty. Většinu ostatních těles ve vesmíru vidíme jen proto, že odrážejí světlo hvězd (např. planety), nebo jsou buzeny ke svému záření zářením hvězd (např. emisní mlhoviny). Hvězdy jsou nejspíše v naprosté většině centry planetárních soustav. Odvětví astronomie zabývající se hvězdami se nazývá stelární astronomie. Зоря́ або зі́рка (також у художньому мовленні зоряни́ця, зірни́ця (переважно чи вечірня, Венера); також заст. фольк. чи діал. звізда́; також у словнику Грінченка зі́ра) — велетенське розжарене, самосвітне небесне тіло, у надрах якого ефективно відбуваються (або відбувались) термоядерні реакції. Сонце — одна із зір, середня за своїми розмірами та світністю.Зорі нарівні з іншими небесними тілами вивчає наука астрономія. Моделювання фізичних процесів, що відбуваються в зірках входить до кола зацікавлень астрофізики. У багатьох зірок наявні власні екзопланети, — як подібні до планет Сонячної системи, так і геть відмінні. Звезда́ — массивное самосветящееся небесное тело, состоящее из газа и плазмы, в котором происходят, происходили или будут происходить термоядерные реакции. Ближайшей к Земле звездой является Солнце, другие звёзды на ночном небе выглядят как точки различной яркости, сохраняющие своё взаимное расположение. Звёзды различаются структурой и химическим составом, а такие параметры, как радиус, масса и светимость, у разных звёзд могут отличаться на порядки. Самая распространённая схема классификации звёзд — по спектральным классам — основывается на их температуре и светимости. Кроме того, среди звёзд выделяют переменные звёзды, которые меняют свой видимый блеск по различным причинам, с собственной системой классификации. Звёзды часто образуют гравитационно-связанные системы: двойные или кратные системы, звёздные скопления и галактики. Со временем звёзды меняют свои характеристики, так как в их недрах проходит термоядерный синтез, в результате которого меняется химический состав и масса — это явление называется эволюцией звёзд, и в зависимости от начальной массы звезды она может проходить совершенно по-разному. Вид звёздного неба привлекал людей с древности, с видом созвездий или отдельных светил на нём были связаны мифы и легенды разных народов, до сих пор он находит отражение в культуре. Ещё со времён первых цивилизаций астрономы составляли каталоги звёздного неба, а в XXI веке существует множество современных каталогов, содержащих различную информацию для сотен миллионов звёзд. Une étoile est un corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie, comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons. Cela signifie qu'ils doivent posséder une masse minimale pour que les conditions de température et de pression au sein de la région centrale — le — permettent l'amorce et le maintien de ces réactions nucléaires, seuil en deçà duquel on parle d'objets substellaires. Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile. La plupart des étoiles se situent sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russell, où les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton. Pendant une grande partie de son existence, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de deux forces qui s'opposent : la gravitation, qui tend à contracter et faire s'effondrer l'étoile, et la pression cinétique (avec la pression de rayonnement pour les étoiles massives), régulée et maintenue par les réactions de fusion nucléaire, qui tend au contraire à dilater l'astre. À la fin de cette phase, marquée par la consommation de la totalité de l'hydrogène, les étoiles de la séquence principale se dilatent et évoluent en étoiles géantes, qui obtiennent leur énergie d'autres réactions nucléaires, comme la fusion de l'hélium en carbone et oxygène. Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la plupart des planètes (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent. Le Soleil est une étoile assez représentative de celles appartenant au même type spectral (G5). Sa masse de l'ordre de 2 × 1030 kg est courante pour ce genre d'étoiles. Een ster is een bolvormig hemellichaam bestaande uit lichtgevend plasma met daarin voornamelijk (ongeveer 72% van de massa) waterstof en daarnaast ongeveer 26% helium. In sterren is de druk en temperatuur van de inwendige gasconcentratie zo hoog dat er kernfusiereacties plaatsvinden. Daarbij wordt een enorme hoeveelheid energie geproduceerd die door de ster wordt uitgezonden vanuit de steratmosfeer als elektromagnetische straling met verschillende golflengten, waaronder zichtbaar licht. Ook de eindstadia van sterren, de witte dwergen en neutronensterren, waarin de kernfusie tot een einde is gekomen, worden tot de sterren gerekend. De structuur van een ster hangt af van massa en evolutiestadium. De dichtstbijzijnde ster is voor ons de Zon. Daarna volgt Proxima Centauri. 恒星（こうせい、英: fixed stars、羅: asteres aplanis）とは、自ら光を発し、その質量がもたらす重力による収縮に反する圧力を内部に持ち支えるガス体の天体の総称である。古典的な定義では、夜空に輝く星のうち、その見かけの相対位置の変化の少ないもののことを指す。地球から一番近い恒星は、太陽系唯一の恒星である太陽である。 惑星が地球を含む太陽系内の小天体であるのに対し、恒星はそれぞれが太陽に匹敵する大きさや光度をもっているが、非常に遠方にあるために小さく暗く見えている。 Στην Αστρονομία γενικά αστέρας ή απλανής (σε αντιδιαστολή με τον πλανήτη), ονομάζεται το κάθε ουράνιο σώμα που διατηρεί όλες εκείνες τις ιδιότητες του δικού μας Ηλίου 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 του. Όταν η μάζα του σώματός του είναι μικρότερη από 0.08 φορές της μάζας του 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 νεφελώματα, όταν μία περιοχή καταρρεύσει από το βάρος της. Όταν το νεφέλωμα είναι αρκετά πυκνό, αρχίζουν οι πυρηνικές αντιδράσεις, καθώς το υδρογόνο μετατρέπεται σε ήλιο μέσω της 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 ερυθρούς γίγαντες και συντήκουν βαρύτερα στοιχεία. Στη συνέχεια, αστέρες σαν τον ήλιο απομακρύνουν την ατμόσφαιρά τους και μετατρέπονται σε 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 αστέρες νετρονίων και οι μαύρες τρύπες. Παρατηρώντας κυρίως τη νύκτα στον Ουράνιο θόλο, τους αστέρες, διαπιστώνεται ότι αυτοί δεν κατανέμονται ομοιόμορφα σ΄ αυτόν, ενώ παρουσιάζουν κάποια ευδιάκριτα συμπλέγματα τα οποία και ονομάζονται αστερισμοί. Οι αστέρες βρίσκονται καταχωρημένοι σε καταλόγους. Από την παρατήρηση των αστέρων αυτοί διακρίνονται σε τρεις κατηγορίες: 1. * Αειφανείς αστέρες, που παρατηρούνται όλο το 24ωρο, πάνω από τον ορίζοντα. 2. * Αφανείς αστέρες, που παραμένουν όλο το 24ωρο υπό τον ορίζοντα και η παρατήρησή τους δεν είναι εφικτή. 3. * Αμφιφανείς αστέρες, που άλλοτε παρατηρούνται υπέρ τον ορίζοντα και άλλοτε όχι. * Η διάκριση αυτή είναι πολύ σημαντική για την Αστρονομική ναυτιλία. Gwiazda – kuliste ciało niebieskie, stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii. Przynajmniej przez część swojego istnienia emituje w sposób stabilny promieniowanie elektromagnetyczne (w szczególności światło widzialne). Gwiazdy powstają głównie z wodoru i helu, lecz w trakcie życia przybywa w nich atomów cięższych pierwiastków (tzw. metali). Gwiazda powstaje wskutek zapadania grawitacyjnego chmury materii złożonej głównie z wodoru. Gdy jądro gwiazdy osiągnie dostatecznie dużą temperaturę i gęstość, rozpoczyna się reakcja fuzji jądrowej stopniowo zamieniająca wodór w hel. Wytworzona w tym procesie energia jest przenoszona ku powierzchni poprzez promieniowanie oraz drogą konwekcji. Ciśnienie wewnętrzne zapobiega dalszemu zapadaniu się pod wpływem grawitacji. Gdy wodór w jądrze ulegnie wyczerpaniu, dalszy rozwój gwiazdy zależy od jej masy – może zakończyć się np. w stadium białego karła bądź czarnej dziury. Część materii zostanie zwrócona w przestrzeń, gdzie utworzy kolejne pokolenie gwiazd o większej zawartości ciężkich pierwiastków. Informacje o gwiazdach uzyskuje się głównie poprzez analizę docierającego z nich promieniowania elektromagnetycznego. Ich głównymi parametrami są temperatura powierzchni oraz jasność absolutna. Wykres klasyfikujący gwiazdy na podstawie tych dwóch wielkości nosi nazwę diagramu Hertzsprunga-Russella (H-R). Podobne obiekty znajdują się na nim blisko siebie. Na jego podstawie można ustalić masę, wiek, skład chemiczny oraz inne cechy gwiazd. Masa gwiazdy stanowi główną determinantę przebiegu jej ewolucji oraz sposobu, w jaki zakończy swe życie. Innymi czynnikami są zawartość pierwiastków cięższych od helu oraz bliskość innych ciał o dużej masie (szczególnie takich, które mogą zasilać gwiazdę materią). Inne parametry, takie jak średnica, prędkość obrotu wokół własnej osi, sposób poruszania się oraz temperatura, wynikają z dotychczasowej ewolucji. Z wyjątkiem Słońca oraz (przez krótki czas) niektórych supernowych gwiazdy można obserwować z powierzchni Ziemi jedynie na nocnym niebie, gdyż wtedy nie przyćmiewa ich wówczas rozproszone w atmosferze światło słoneczne. Najlepiej widocznym na sferze niebieskiej gwiazdom od dawna nadawano nazwy i łączono je w gwiazdozbiory. Astronomowie pogrupowali gwiazdy oraz inne ciała niebieskie w katalogi astronomiczne, które zapewniają ujednolicone nazewnictwo. Wiele gwiazd, choć nie większość, jest związanych grawitacyjnie z innymi, tworząc układy podwójne lub wielokrotne, w których owe ciała niebieskie poruszają się wokół siebie. W ciasnych układach podwójnych, gdzie oba składniki krążą w małej odległości, ich wzajemne oddziaływanie może istotnie wpływać na przebieg ich ewolucji. Gwiazdy nie są jednorodnie rozłożone we Wszechświecie, większość z nich wchodzi w skład struktur utrzymywanych dzięki sile grawitacji, takich jak gromady czy galaktyki. Rozgwieżdżone niebo inspirowało prace wielu poetów, pisarzy, filozofów oraz muzyków. Niejednokrotnie bezpośrednio angażowali się oni w prowadzenie badań astronomicznych. Un estel, estrella, o estrela, antigament i dialectal estela, és un astre massiu i lluminós format per plasma, que es manté en equilibri per mor de la seva pròpia gravetat, de forma semblant a l'equilibri hidroestàtic. Durant almenys una part de la seva vida, un estel brilla a causa de la fusió termonuclear d'hidrogen en heli que té lloc al seu nucli, alliberant energia que travessa el seu interior i després és irradiada cap a l'espai exterior. Una vegada l'hidrogen del seu exterior està a punt d'exhaurir-se, gairebé tots els elements més pesats que l'heli que ocorren naturalment es creen mitjançant la nucleosíntesi estel·lar durant la vida de l'estel i, per a alguns estels, mitjançant la nucleosíntesi de les supernoves quan aquestes exploten. Cap al final de la vida d'un estel, aquesta pot contenir matèria degenerada. Els astrònoms poden determinar-ne la massa, edat i metal·licitat (composició) observant el seu moviment a través de l'espai, la seva lluminositat i el seu espectre, respectivament. La massa total d'un estel és el determinant principal de la seva evolució i destí eventual. Les altres característiques d'un estel, incloent el diàmetre i la temperatura, canvien al llarg de la seva vida, mentre que el seu entorn influeix en la seva rotació i desplaçament. Un gràfic que enfronta la temperatura d'una estel amb la seva lluminositat, conegut com a diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), permet determinar l'edat i estat evolutiu d'una estel. Els estels emeten llum de tots els colors, la barreja dels quals fa que els vegem blancs. Tanmateix, en molts estels es poden apreciar certes tonalitats cromàtiques, sobretot les vermelles, com és el cas de Betelgeuse o bé d'Antares.El Sol és clarament groguenc. Això és perquè l'estel emet més llum groga que no pas d'altres colors. La vida d'un estela comença amb el col·lapse gravitatori d'una nebulosa composta sobretot per hidrogen, juntament amb heli i traces d'elements més pesats. Una vegada el nucli estel·lar és prou dens, l'hidrogen comença a esdevenir heli per la fusió nuclear i allibera energia en el procés. La resta de l'interior de l'estel transporta energia des del nucli per una combinació de processos de radiació i convecció. La pressió interna de l'estel prevé que aquesta col·lapsi per si mateixa. Quan el combustible d'hidrogen s'acaba, una estel amb, com a mínim, 0,4 vegades la massa del Sol s'expandeix per convertir-se en un gegant roig, a vegades fonent elements més pesants al nucli o a les capes de prop del nucli. Després, l'estel evoluciona cap a una forma degenerada i recicla una part de la seva matèria en l'entorn interestel·lar, contribuint en la formació d'una nova generació d'estels amb una proporció més alta d'elements pesants. Mentrestant, el nucli es converteix en un romanent estel·lar: una nan blanc, una estel de neutrons o (si és prou massiu) un forat negre. Les estels binaris i els sistemes de múltiples estels consisteixen en dues o més estels lligats per la gravetat i que generalment es mouen una al voltant de l'altra en òrbites estables. Quan aquests estels tenen una òrbita relativament acostada, la seva interacció gravitatòria pot tenir un impacte significatiu en la seva evolució.Els estels també poden formar part d'una estructura molt més grossa, com ara un cúmul estel·lar o una galàxia. L'estel més a prop de la Terra és el Sol, a l'entorn de la qual orbiten la Terra i un seguici d'objectes que conformen el sistema solar. Altres estels, la majoria de la Via Làctia, són visibles des de la Terra durant la nit, amb una aparença de punts lluminosos fixos al cel per la seva immensa distància des de la Terra. Des de l'antiguitat, els estels més prominents s'han agrupat en constel·lacions i asterismes, i els estels més brillants han rebut noms propis. Els catàlegs d'estels llisten les nomenclatures estel·lars. Al llarg de la història, els estels han estat també cabdals en la navegació astronòmica i l'orientació, així com l'epicentre de certs mites i doctrines com l'astrologia. Unter einem Stern (altgriechisch ἀστήρ, ἄστρον astēr, astron und lateinisch aster, astrum, stella, sidus für ‘Stern, Gestirn’; ahd. sterno; astronomisches Symbol: ✱) versteht man in der Astronomie einen massereichen, selbstleuchtenden Himmelskörper aus sehr heißem Gas und Plasma, wie zum Beispiel die Sonne. Daneben wird ein von der Sonne angestrahlter Planet unseres Sonnensystems gemeinsprachlich auch Stern genannt, etwa Abendstern, obgleich er kein Stern wie die Sonne ist. Dass nahezu alle mit dem bloßen Auge sichtbaren selbstleuchtenden Himmelskörper sonnenähnliche Objekte sind, die nur wegen ihrer weiten Entfernung punktförmig erscheinen, ist eine der wichtigsten Erkenntnisse der modernen Astronomie. Etwa drei Viertel der Sterne sind Teil eines Doppelstern- oder Mehrfachsystems, viele haben ein Planetensystem. Gemeinsam entstandene Sterne bilden öfter Sternhaufen. Unter günstigen Bedingungen können mehrere Tausend Sterne freiäugig unterschieden werden. Sie gehören alle zur gleichen Galaxie wie die Sonne, zur Milchstraße, die aus über hundert Milliarden Sternen besteht. Diese Galaxis gehört gemeinsam mit ihren Nachbargalaxien zur Lokalen Gruppe, einem von abertausend Galaxienhaufen. Sterne entstehen aus Gaswolken – in bestimmten Gebieten (H-II-Gebiet) aus gasförmigen Molekülwolken – durch lokale starke Verdichtung in mehreren Phasen. Sie werden von der Schwerkraft ihrer eigenen Masse zusammengehalten und sind daher annähernd kugelförmig. Während ein Stern im Inneren mehrere Millionen Grad heiß ist (beim Kern der Sonne knapp 16.000.000 Kelvin), liegt bei den meisten die Oberflächentemperatur etwa zwischen 2.000 K und 20.000 K (bei der Photosphäre der Sonne knapp 6.000 K); Weiße Zwerge können als freigelegte Sternkerne Temperaturen bis zu 100.000 K an ihrer Oberfläche erreichen. Von der glühenden Sternoberfläche geht nicht nur eine intensive Strahlung wie Licht aus, sondern auch ein Strom geladener Plasmateilchen (Sternwind) weit in den Raum und bildet so eine Astrosphäre. Sterne können sich in Masse und Volumen erheblich unterscheiden, wie auch hinsichtlich Leuchtkraft und Farbe; im Verlauf der Entwicklung eines Sterns verändern sich diese Eigenschaften. Eine orientierende Klassifizierung der Sterne wird schon allein mit den beiden Merkmalen absolute Helligkeit und Spektraltyp möglich. Die Eigenschaften von Sternen sind auch von Bedeutung bei der Frage, ob ein sie umkreisender Planet Leben tragen könnte oder nicht (siehe habitable Zone). En stjärna är en mycket stor och självlysande himlakropp av plasma. Den närmaste stjärnan sett från jorden är solen, vilken är källan till den allra största delen av energin på jorden. Andra stjärnor är synliga på natthimlen när de inte störs av solen eller av andra ljusstarka objekt på jorden, så kallade ljusföroreningar. En stjärna lyser för att fusionen av atomkärnor i dess inre frigör enorma mängder energi, som så småningom färdas genom stjärnan och strålas ut i rymden. Nästan alla grundämnen tyngre än väte och helium genereras ur dessa gaser av stjärnorna. Genom fusion i centrum genereras ämnen som tyngst upp till järn (atomnummer 26). Grundämnen från kobolt (atomnummer 27) upp till uran (atomnummer 92) genereras när större stjärnor "dör" i supernovor. Först i sådana explosioner kommer temperaturen upp så högt att tyngre ämnen kan bildas. Genom att observera stjärnornas spektrum, luminositet och rörelser genom rymden kan man avgöra stjärnornas massa, ålder, kemiska sammansättning och många andra egenskaper. Den totala massan är avgörande för hur stjärnan kommer att utvecklas och dess slutgiltiga öde. Stjärnans plats i ett diagram där temperaturen ställs mot luminositeten (Hertzsprung-Russell-diagrammet), gör det möjligt att bestämma dess ålder och utvecklingsstadium. En stjärna börjar som ett kollapsande moln av materia som består av väte, helium och små mängder av tyngre ämnen. När kärnan är tillräckligt tät, börjar vätet att fusioneras till helium. Den återstående delen av stjärnans inre för bort energin från kärnan genom en kombination av strålnings- och konvektiva processer. Detta hindrar stjärnan från att kollapsa på sig själv av den omfattande gravitationen och alstrar en stjärnvind, som tillsammans med strålning sänds ut från ytan. Dubbelstjärnor och multistellära stjärnsystem består av två eller fler stjärnor som är gravitationellt bundna till varandra. Om avståndet mellan dessa är relativt kort, kan de gravitationella krafterna få en betydande påverkan på deras utveckling. A star is an astronomical object comprising a luminous spheroid of plasma held together by its gravity. The nearest star to Earth is the Sun. Many other stars are visible to the naked eye at night, but their immense distances from Earth make them appear as fixed points of light. The most prominent stars have been categorised into constellations and asterisms, and many of the brightest stars have proper names. Astronomers have assembled star catalogues that identify the known stars and provide standardized stellar designations. The observable universe contains an estimated 1022 to 1024 stars. Only about 4,000 of these stars are visible to the naked eye, all within the Milky Way galaxy. A star's life begins with the gravitational collapse of a gaseous nebula of material composed primarily of hydrogen, along with helium and trace amounts of heavier elements. Its total mass is the main factor determining its evolution and eventual fate. A star shines for most of its active life due to the thermonuclear fusion of hydrogen into helium in its core. This process releases energy that traverses the star's interior and radiates into outer space. At the end of a star's lifetime, its core becomes a stellar remnant: a white dwarf, a neutron star, or—if it is sufficiently massive—a black hole. Stellar nucleosynthesis in stars or their remnants creates almost all naturally occurring chemical elements heavier than lithium. Stellar mass loss or supernova explosions return chemically enriched material to the interstellar medium. These elements are then recycled into new stars. Astronomers can determine stellar properties—including mass, age, metallicity (chemical composition), variability, distance, and motion through space—by carrying out observations of a star's apparent brightness, spectrum, and changes in its position in the sky over time. Stars can form orbital systems with other astronomical objects, as in the case of planetary systems and star systems with two or more stars. When two such stars have a relatively close orbit, their gravitational interaction can significantly impact their evolution. Stars can form part of a much larger gravitationally bound structure, such as a star cluster or a galaxy. Estrela (do latim "stella") é um astro (objeto astronômico) de plasma que possui luz própria, esférico e grande, mantido íntegro pela gravidade e pressão de radiação, que ao fim de sua vida pode conter uma proporção de matéria degenerada. Sua formação foi possivelmente iniciada em torno de 180 milhões a 250 milhões de anos após o Big Bang. O Sol é a estrela mais próxima da Terra e sua maior fonte de energia. Outras são visíveis da Terra durante a noite, quando não são ofuscadas pela luz solar ou bloqueadas por fenômenos atmosféricos. Historicamente, as estrelas mais importantes da esfera celeste foram agrupadas em constelações e asterismos, com as mais brilhantes ganhando nomes próprios. Extensos catálogos estelares foram compostos pelos astrônomos, o que permite designações padronizadas. Pelo menos durante parte de sua vida, uma estrela brilha devido à fusão nuclear do hidrogênio em seu núcleo, liberando energia que atravessa seu interior e irradia para o espaço sideral. Quase todos os elementos da natureza mais pesados que o hélio foram criados por estrelas, seja pela nucleossíntese estelar durante as suas vidas ou pela nucleossíntese de supernova, quando explodem. Os astrônomos podem determinar a massa, idade, composição química e muitas outras propriedades de uma estrela observando o seu espectro, luminosidade e movimento no espaço. Sua massa total é o principal determinante de sua evolução e possível destino. Outras características são delimitadas pela história da sua evolução, inclusive o diâmetro, rotação, movimento e temperatura. O Diagrama de Hertzsprung-Russell (Diagrama H-R), um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus o tipo espectral ou classificação estelar e sua temperatura efetiva, permite determinar sua idade e seu estado evolucionário. Uma estrela se forma pelo colapso de uma nuvem de material, composta principalmente de hidrogênio e traços de elementos mais pesados. Uma vez que o núcleo estelar seja suficientemente denso, parte do hidrogênio é gradativamente convertido em hélio pelo processo de fusão nuclear. O restante do interior da estrela transporta a energia a partir do núcleo por uma combinação de processos radiantes e convectivos. A pressão interna impede que ela colapse devido a sua própria gravidade. Quando o combustível do núcleo (hidrogênio) se exaure, as estrelas que possuem pelo menos 40% da massa do Sol se expandem para se tornarem gigantes vermelhas, em alguns casos fundindo elementos mais pesados no núcleo ou em camadas em torno do núcleo. A estrela então evolui para uma forma degenerada, reciclando parte do material para o ambiente interestelar, onde será formada uma nova geração de estrelas com uma maior proporção de elementos pesados. Sistemas binários e multiestelares consistem de duas ou mais estrelas que estão gravitacionalmente ligadas, movendo-se umas em torno das outras em órbitas estáveis. Quando duas delas estão em órbitas relativamente próximas, sua interação gravitacional pode causar um impacto significativo na sua evolução. As estrelas podem ser parte de uma estrutura de relacionamento gravitacional muito maior, como um aglomerado ou uma galáxia. Izarra argizagi bat da, bere grabitazioak loturik mantentzen duen plasmazko gorputz esferiko handia. Gasez (batez ere hidrogeno eta helioz) osatua da, eta bere barnean gertatzen diren ateratako energiaz egiten du distira. Eguzkia da Lurretik hurbilen dagoen izarra eta Lurraren energia iturri nagusia, argi energiarena barne. Beste izar asko begi hutsez ikus daitezke Lurretik gaua denean; Lurretik oso-oso urrun daudenez, puntu finko txiki gisa ageri dira zeruan. Historikoki, izarrik nabarmenenak konstelazio eta asterismotan taldekatu dira, eta izarrik distiratsuenek berezko izena jaso dute. Astronomoek egin dituzte ezagutzen diren izarrak identifikatu eta estandarra emateko. Hala ere, Unibertsoan dauden izar ia guztiak, gure galaxia den Esne Bidetik kanpo dauden guztiak barne, Lurretik ezin dira ikusi teleskopiorik erabili gabe; are gehiago, teleskopio oso indartsuak erabilita ere, izar gehienak ezin ditugu ikusi ere egin. Euren bizitzaren zati handi batean zehar izarrek distiratzen dute euren erdigune beroan fusio nuklearra gertatzen delako. Fusioa da izarrek beren kanpo geruzetatik etengabe kanporatzen duten energiaren iturburu. Hidrogenoa eta helioa baino astunago diren ia gai guztiak izarretako erdigunean sortzen dira, izar-nukleosintesi deitzen den prozesuan, edo euren bizitza amaitu ostean supernoben bidez izarrek eztanda egiten dutenean. Bere bizitzaren amaiera aldera izar batek izan dezake. Astronomoek izar baten masa, adina, metaltasuna (osaketa kimikoa) eta beste hainbat ezaugarri jakin ditzakete izarrak espazioan zehar duen mugimendua, argitasuna eta aztertuta. Izar baten masa da bere eboluzioa eta amaiera aurresateko ezaugarririk garrantzitsuena. Izarren ezaugarri batzuk, hala nola diametroa eta tenperatura, denborarekin aldatzen dira, eta izarrak inguruan duenak bere errotazio eta mugimenduari eragiten dio. Izar taldeek galaxiak sortzen dituzte eta unibertsoko argizagi nagusiak dira. Stelo estas astro lumanta per propra lumo. Steloj ne estas punktoj, kiel ili aspektas, sed globoj da varmega gaso, kiel nia Suno. Steloj elradias multegan energion en formo de lumo. Kiel oni povas facile konstati per vitra prismo, en la blanka lumo ĉeestas ĉiuj koloroj, sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo (aŭ koloro), kiu dependas de la temperaturo de la stela surfaco: relative malvarmaj steloj, kies surfaco havas ĉirkaŭ 3000 gradojn, aspektas ruĝetaj, dum varmegaj steloj, kies surfaco estas pli varma ol 10 mil gradojn, estas blankaj kaj bluetaj. Nia Suno aspektas flava, ĉar ĝia surfaca varmo estas 6000 gradoj. Astronomoj klasifikas stelojn laŭ iliaj koloroj (pli precize, spektra tipo), en sep grupoj nomataj per literoj, de plej varmaj bluaj steloj, ĝis ruĝaj malpli varmaj: O, B, A, F, G, K, M. Astronomoj inventis memorigan frazon por tiu sekvo, kiu povas esti tradukata en Esperanton per la frazo "Or-hara Bela Amata Fraŭl(in)o - Gaje Kisu Min!" La energifonto de steloj estas fuzio de atomaj kernoj: la protonoj kaj neŭtronoj de du atomoj kuniĝas por formi unu atomon el alia elemento. Troa maso iĝas energio laŭ la formulo de Albert Einstein: E=mc2. Is é rud is réalta ann ná Rinn spéire a ghineann fuinneamh trí bhíthin comhleáite núicléach ina croíleacán, agus atá ina fhoinse solais mar sin. Trí bhíthin comhleá eithneach ina croíleacán é sin. Réalta is ea an Ghrian seo againne. ( 별은 여기로 연결됩니다. 다른 뜻에 대해서는 별 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 항성(恒星, 영어: Fixed Star) 또는 붙박이별은 막대한 양의 플라스마(또는 플라즈마)가 중력으로 뭉쳐서 밝게 빛나는 납작한 회전타원체(Oblate spheroid)형의 천체이다. 통상적으로는 별(영어: Star)이라고 부른다. 또한 지구에서 가장 가까운 항성은 태양으로, 지구상의 에너지 대부분을 공급한다. 그리고 지구에서 두 번째로 가까운 항성은 프록시마이다. 지구에서는 다른 별을 밤하늘에서 볼 수 있는데 낮에는 태양 빛에 가려 보이지 않는다. 항성은 그 중심부에서 일어나는 핵융합 반응으로 풀려나는 에너지가 내부를 통과하여 방출되면서 빛을 내게 된다. 우주에서 수소와 헬륨보다 무거운 물질 대부분은 항성의 내부에서 만들어졌다. 별의 분광형 및 밝기, 우주 공간에서의 고유 운동을 통하여 항성의 질량과 나이, 화학적 조성 등을 알아낼 수 있다. 이 중에서도 질량은 그 항성의 진화 및 운명을 결정하는 가장 중요한 변수이다. 질량 외에도 항성의 특징을 결정하는 요인에는 진화 과정과 반지름, 자전 주기, 고유 운동, 표면 온도 등이 있다. 헤르츠스프룽-러셀 도표는 밝기와 표면 온도를 기준으로 항성의 분포를 나타내고 있으며, 이 도표를 통해 특정 항성의 나이 및 진화 단계를 알 수 있다. 항성은 수소 및 헬륨, 기타 중원소로 이루어진 성간 구름이 붕괴하면서 탄생한다. 중심핵이 충분히 뜨거워지면 수소 중 일부가 핵융합 작용을 통하여 헬륨으로 전환되기 시작한다. 나머지 수소 물질은 대류 및 복사 과정을 통하여 중심핵에서 생성된 복사 에너지를 바깥쪽으로 옮긴다. 항성은 내부에서 바깥쪽으로 작용하는 복사압과 자체 중력이 균형을 이룬 상태에 있다. 중심핵에 있는 수소가 모두 소진되면 태양 질량의 0.4배 가 넘는 항성은 적색 거성으로 진화하며, 이 단계에서 항성은 여러 중원소를 중심핵 또는 중심핵 주변에서 태운다. 항성은 생의 마지막에 자신이 지닌 질량을 우주 공간으로 방출하며 축퇴된다. 방출된 물질은 이전보다 중원소 함량이 더 많으며, 이는 새로운 별을 탄생시키는 재료로 재활용된다. 홑별(단독성)은 다른 항성과 중력적으로 묶여 있지 않고 홀로 고립된 항성이다. 우리의 태양은 대표적인 홑별이다. 이와는 달리 쌍성 혹은 다중성계는 두 개 이상의 항성이 중력으로 묶여 있는 구조이며, 보통 질량 중심을 기준으로 안정된 궤도를 형성하면서 공전한다. 두 별이 상대적으로 가까운 궤도를 그릴 경우 상호 작용하는 중력으로 인하여 항성 진화 과정에 큰 영향을 끼칠 수 있다. النجم هو جسم فلكي كروي من البلازما ضخم ولامع ومتماسك بفعل الجاذبية. يستمد النجم لمعانه من الطاقة النووية المتولدة فيه، حيث تلتحم ذرات الهيدروجين مع بعضها البعض مكونة عناصر أثقل من الهيدروجين، مثل الهيليوم والليثيوم وباقي العناصر الخفيفة حتى عنصر الحديد. إن هذا التفاعل الفيزيائي يسمى اندماجاً نووياً تنتج عنهُ طاقة حرارية كبيرة جدًا تصل إلينا في صورة أشعة ضوئية. أغلب مكونات النجم هما عنصرا الهيدروجين المتأين والهيليوم المتأين (وهما يسميان في حالة التأين بلازما). وقد بينت الأرصاد الفلكية أن نسبة كبيرة من النجوم لها كواكب تدور حولها مثلما هي موجودة في المجموعة الشمسية. أقرب نجم للأرض هو الشمس فهو مصدر الطاقة للأرض. كما تصل طاقة الشمس إلى الكواكب الأخرى التي تشكل المجموعة الشمسية. وتكون بعض النجوم الأخرى واضحة أثناء الليل حينما لا تغطيها السحب أو ظواهر جوية أخرى وتظهر كنقاط كثيرة مضيئة بسبب بعدها الهائل عن الأرض. تاريخيًا، شكلت النجوم تجمعات تسمى كوكبات (كوكبة) وأبراج في الكرة السماوية. ولقد أعطى الإنسان منذ القدم لأشد النجوم لمعانًا أسماء وكذلك للكوكبات والأبراج. واستدل بها العرب في معرفة طريقهم في الصحراء والملاحة في البحار والمحيطات. لهذا فإن معظم النجوم اللامعة المرئية لها أسماء أصولها عربية. ولقد جمع علماء الفلك فهرس شامل يحوي أسماء النجوم التي تهمنا - مثل فهرس مسييه وفهرس المجرات وعناقيد المجرات. وباختراع المقراب ذو القدرة المتزايدة استطاع علماء الفلك رؤية نجوم ضعيفة اللمعان أو بعيدة، لم يستطع رؤيتها السابقون بالعين المجردة. يضيء النجم بسبب الاندماج النووي الحراري للهيدروجين لتكوين الهيليوم في لُب النجم خلال جزء (على الأقل) من حياتهِ. مطلقًا بذلك الطاقة التي تخترق باطن النجم ويشعها في الفضاء الخارجي. وحالما يتم استنفاذ عنصر الهيدروجين من النجم، فإن جميع العناصر الناشئة من الاندماج النووي للهيدروجين تكون أثقل من الهيليوم الذي يتم أيضًا إنتاجه؛ إما عن طريق الاصطناع النووي النجمي خلال حياة النجم أو عن طريق الاصطناع النووي في المستعرّ الأعظم عندما تنفجر النجوم الضخمة جدًا. ومع اقتراب نهاية حياته، يمكن أن يحتوي النجم على نسبة من المواد المتحللة. ويمكن للفلكيين تحديد الكتلة، والعمر، والتركيبة (التركيب الكيميائي)، والعديد من الخصائص الأخرى للنجم من خلال مراقبة حركته عبر الفضاء، عن طريق لمعانه، أو مراقبة الطيف الخاص به على التوالي. والكتلة الإجمالية للنجم هي المحدد الرئيسي لتطوره ومصيره في نهاية المطاف. ويتم تحديد الخصائص الأخرى للنجم بواسطة تاريخهِ، بما في ذلك قطره، ودورانه، وحركته ودرجة حرارته. إذ أن جزء من درجة حرارة العديد من النجوم ضد لمعانها، والذي يعرف باسم مخطط هرتزشبرونج-راسل البياني يسمح بتحديد العمر والحالة التطورية للنجم. يبدأ تكون النجم كسحابة متساقطة من مواد سديمية تحتوي في المقام الأول على الهيدروجين، بالإضافة إلى الهيليوم ومقدار ضئيل من عناصر أخرى ثقيلة. حالما يتكثف اللبّ النجمي فإن عنصر الهيدروجين يتحول بثبات إلى هيليوم من خلال عملية الاندماج النووي، ومطلقا طاقة في هذه العملية. وما تبقى من باطن النجم يحمل الطاقة بعيداً عن اللب من خلال خليط من العمليات الإشعاعية والحملية. وضغط النجم الداخلي يمنعه من السقوط أكثر تحت جاذبيته. وحالما يتم استنفاد طاقة الهيدروجين في اللب، ويتكون النجم بكتلة لا تقل عن 0.4 مرة من كتلة الشمس ويتمدد ليصبح عملاق أحمر، وفي بعض الحالات يتم صهر عناصر أثقل في اللب أو في الطبقة الحامية حول اللب ويتطور عندها النجم إلى شكل متحلل، معيداً تدوير جزء من جوهرهِ إلى بيئتهِ النجمية، حيث أنه سيُكون جيلا جديدا من النجوم ذات نسبة أكبر من العناصر الثقيلة. في هذه الاثناء فإن اللب يصبح بقايا نجم: قزم أبيض أو نجم نيتروني أو (إذا كان ضخم بما فيه الكفاية) ثقب أسود. تتكون الأنظمة الثنائية ومتعددة النجوم من اثنين أو أكثر من النجوم ارتباطاً جاذبياً، والتي تتحرك حول بعضها البعض في مدارات مستقرة. وعندما لا يكون لدى اثنين من هذه النجوم مدار قريب نسبياً، فإن تفاعل الجاذبية لهُ تأثير كبير على تطورها في نشوء بنية ذات جاذبية أضخم مثل العناقيد النجمية والمجرات. Bintang merupakan benda langit yang memancarkan cahaya yang disebabkan oleh reaksi fusi nuklir yang menghasilkan energi yang terjadi di intinya. Perlu diperhatikan bahwa 'bintang semu' bukanlah bintang, tetapi planet yang memantulkan cahaya dari bintang lain dan terlihat bercahaya di langit seperti sebuah bintang. Menurut ilmu astronomi, definisi bintang adalah: Semua benda masif (bermassa antara 0,08 hingga 200 massa matahari) yang sedang dan pernah melangsungkan pembangkitan energi melalui reaksi fusi nuklir. Oleh sebab itu bintang katai putih dan bintang neutron yang sudah tidak menghasilkan energi tetap disebut sebagai bintang. Bintang terdekat dengan Bumi adalah Matahari pada jarak sekitar 149,680,000 kilometer, diikuti oleh Proxima Centauri dalam rasi bintang Sentaurus berjarak sekitar empat tahun cahaya. 恆星是一种天体，由引力凝聚在一起的一颗球型发光等离子体，太阳就是最接近地球的恒星。在地球的夜晚可以看见的其他恒星，几乎全都在银河系内，但由于距离非常遥远，这些恒星看似只是固定的发光点。历史上，那些比较显着的恒星被组成一个个的星座和星群，而最亮的恒星都有专有的传统名称。天文学家组合成的恒星目录，提供了许多不同恒星命名的标准。恒星会在核心进行重元素的核反应，从恒星的内部将能量向外传输，经过漫长的路径，然后从表面辐射到外层空间。一旦核心的核反应殆尽，恒星的生命就即将结束。恒星的核心终其一生都在进行核融合，在生命的尽头，恒星也会包含简并物质。天文学家经由观测其在空间中的运动、亮度和光谱，确知一颗恒星的质量、年龄、金属量（化学元素的丰度），和许多其它属性。一颗恒星的总质量是恒星演化和决定最终命运的主要因素：恒星在其一生中，包括直径、温度和其它特征，在生命的不同阶段都会变化，而恒星周围的环境会影响其自转和运动。描绘众多恒星的温度相对于亮度的图，即赫罗图（H-R图），可以让我们测量一颗恒星的年龄和演化的状态。 恆星的生命是由氣態星雲（主要由氫、氦，以及其它微量的較重元素所組成）引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度，氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行，釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合，形成輻射層和對流層，將能量向外傳輸；恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。恒星的核心终其一生都在进行核合成，一旦耗盡了核心的重元素核反應，質量大於0.4太陽質量的恆星，會膨脹成為一顆紅巨星，在某些情況下，核心會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態，並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星，它們會含有比例較高的重元素。與此同時，核心成為恆星殘骸：白矮星、中子星、或黑洞（如果它有足夠龐大的質量）。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星，通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時，其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構，像是星團或是星系或是星雲。

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