En stjerne er et massivt og lyssterkt himmellegeme som består av delvis ionisert gass, såkalt plasma. På slutten av sin levetid kan en stjerne også inneholde en del degenerert materie. Den nærmeste stjernen sett fra jorden er solen, som forsyner planeten med nok energi til å opprettholde liv her. Andre stjerner er synlige på nattehimmelen når de ikke forstyrres av solen, andre himmelfenomener eller menneskeskapt belysning. De enorme avstandene gjør at vi ser dem som små og tilsynelatende stillestående punkter.
Opp gjennom historien har ulike kulturer gruppert de mest fremtredende stjernene på himmelsfæren sammen i stjernebilder og asterismer og de lyseste stjernene ble gitt egennavn. I moderne tid har stadig bedre teleskoper gjort at antallet stjerner som kan sees fra jorden stadig øker, og stjerner katalogiseres nå med standardiserte stjernebetegnelser. Astronomer kan dessuten bestemme masse, alder, kjemisk sammensetning og andre egenskaper ut fra en stjernes spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet.
I en stjernes sentrum frigjøres det store mengder energi fra kjernefysisk fusjon av atomkjerner. Energien transporteres gjennom stjernen og stråles ut i verdensrommet. Fusjonsprosesser i tunge stjerner, samt prosesser når stjerner dør, er dessuten opphavet til mesteparten av de naturlig forekommende grunnstoffene i universet.
En stjernes liv starter med et gravitasjonskollaps i en molekylsky bestående av hydrogen, helium og små mengder tyngre stoff. Stjernen øker i størrelse og tetthet ved å tiltrekke seg masse fra den omkringliggende skyen, inntil kjernen når en høy nok tetthet til at kjernefysisk fusjon av hydrogen til helium setter i gang. En kombinasjon av stråling og konvektive prosesser i den gjenstående delen av stjernen virker mot gravitasjonskreftene og balanserer etter hvert de sammentrekkende og utvidende kreftene slik at vi i stedet for full kollaps får en stabil stjerne. Når hydrogendrivstoffet i kjernen er brukt opp, utvider de stjernene som har minst 0,4 solmasser seg og blir røde kjemper. I noen tilfeller fusjoneres tyngre grunnstoff i kjernen eller i skall rundt kjernen. Stjernene brytes deretter ned og en del av materien resirkuleres inn i det interstellare miljøet hvor den kan bli en bestanddel i en ny generasjon stjerner med en høyere andel av tyngre grunnstoffer.
Dobbelt- og multistjerne-systemer består av to eller flere stjerner som er bundet til hverandre av gravitasjon og generelt beveger seg rundt hverandre i stabile baner. Når to slike stjerner har en relativt tett bane, kan gravitasjonskreftene ha betydelig innvirkning på deres utvikling. Stjerner kan danne en del av en mye større struktur sammenbundet av gravitasjon, for eksempel en hop eller en galakse.
En stjerne lyser på grunn av fusjon. Stjernen består stort sett av hydrogen og ved hjelp av fusjon, fusjoneres hydrogen om til helium. På et punkt vil stjernen gå tom for hydrogen, hvor lang tid det tar kommer an på stjernen. Er det en middel stor stjerne (som solen), vil det ta rundt 10 milliarder år. Er det en stor stjerne kommer den til å forbrenne hydrogenet mye fortere, og da vil det ta mye mindre tid.
Observasjonshistorie
thumb|Mennesker har sett mønstre i stjernene siden antikken. Denne skildringen av stjernebildet Løven fra 1690 er av Johannes Hevelius. Stjerner har fascinert mennesker i tusener av år. Stjerner og andre himmelfenomener har vært studert både for religiøse og seremonielle formål, for navigasjon og orientering. Stjernenes bevegelse sett fra jorden er svært liten på grunn av den store avstanden, og i antikken var derfor ideen om fiksstjerner utbredt; stjernene som fikserte punkter på en himmelsfære som omsluttet jorden. Menneskene så dessuten for seg at punktene hang sammen i stjernebilder. Ulike stjernebilder finnes i ulike kulturer, og de har ofte oppstått i forbindelse med den lokale religionen.
Systemet med stjernebilder ble forbedret og videreutviklet i det andre årtusenet f.Kr. av babylonerne som ga de nåværende stjernebildene i Dyrekretsen sine navn. De skapte også astronomiske kalendre som fokuserte på fenomen som kunne benyttes for å følge årstidene. Også oldtidens Egypt hadde fremstående kunnskaper innen astronomi og astrologi. Dette ble bevist av blant annet verdens eldste bevarte og eksakt daterte (1534 f.Kr.) stjernekart som er funnet i nærheten av Luxor i Egypt.
Astronomene i antikkens Hellas og Romerriket stod for det neste store skrittet i utviklingen. Blant annet var Hipparkhos fra Nikea den første til å observere en nova, og basert på estimater utarbeidet han en katalog som inkluderte posisjonen til stjerner. Under den greske storhetstiden fikk stjernebildene tildelt navn fra den greske mytologien. Også en spesiell gruppe «stjerner» som grekerne kalte (planētai, vandrere) fikk navn etter noen av Olympos' guder. Disse syntes å bevege seg i forhold til de øvrige stjernene. I dag vet vi at dette ikke er stjerner, men planetene i solsystemet.
I det 11. århundret, når astronomien hadde stagnert i Europa, beskrev den arabiske astronomen Al-Biruni vår galakse, Melkeveien, som en samling av tåkete stjerner. Også datidens kinesiske astronomer innså, akkurat som Hipparkhos før dem, at himmelens stjerner ikke var uforanderlige og at nye kunne oppstå der ingen tidligere hadde funnes. Det de så var supernovaer, som de møysommelig registrerte.
I 1584 publiserte Giordano Bruno verket De l'infinito universo e mondi, der han mente at stjernene var andre soler og at det kunne finnes planeter som lignet jorden rundt dem. For å forklare hvorfor stjernene beholdt sine avstander fra hverandre, foreslo Isaac Newton at de var jevnt fordelt i alle retninger. William Herschel, som oppdaget dobbeltstjernene, var den første astronomen som forsøkte å måle opp fordelingen av stjerner i universet. I 1785 utførte han en ambisiøs serie målinger av 600 deler av himmelen og noterte antallet stjerner i hver av delene. Han fant at tettheten av stjerner økte i en viss retning på himmelen, som var Melkeveiens sentrum, i stjernebildet Skytten.
Joseph von Fraunhofer og Pietro Angelo Secchi var to pionerer innen stjernespektroskopien, som regnes som startpunktet for den moderne astronomien. De to astronomene sammenlignet spektrum av solen med andre stjerner, for eksempel Sirius, og fant forskjeller i spektrallinjenes tykkelse og antall. I 1865 innførte Secchi et system for å kategorisere stjernene etter deres spektrum, men det nåværende systemet ble utviklet av Annie Jump Cannon.
På 1900-tallet skjedde store fremskritt innen stjerneforskning, og et verdifullt verktøy var fotografiet. Karl Schwarzschild oppdaget at en stjernes farge, og dermed dens effektive temperatur, kunne måles ved å sammenligne stjernenes tilsynelatende størrelsesklasse ved ulike bølgelengder. Et viktig skritt for å visualisere stjernenes ulike typer og egenskaper ble, uavhengig av hverandre, gjennomført av Ejnar Hertzsprung og Henry Norris Russell, da de utviklet Hertzsprung-Russell-diagrammet. Senere varianter ble utviklet for å forklare den dynamiske utviklingen hos stjernene. Samtidig ble det gjort store fremskritt innen kvantemekanikken som gjorde at man kunne forklare ulike fenomener hos stjernenes spektrum, og dermed kunne man med nøyaktighet fastslå den kjemiske sammensetningen hos stjernenes atmosfærer.
Et av de største gjennombruddene innen stjerneforskning i nyere tid, har vært oppdagelsen av at enkelte stjerner har egne planeter, såkalte eksoplaneter. I 1990 ble pulsaren PSR B1257+12 oppdaget i stjernetegnet Jomfruen, 980 lysår unna solen. I 1992 ble to planeter oppdaget rundt pulsaren – som dermed ble det første kjente planetsystemet utenfor vårt eget solsystem. Ytterligere to planeter ble oppdaget rundt pulsaren i 1994 og 2002. Per er totalt eksoplaneter blitt oppdaget.
Stjernebetegnelser
Grupperingen av stjerner i stjernebilder er kjent allerede fra den babylonske perioden. Navnene var forbundet med myter, og tolv av disse formasjonene, som ligger langs den ekliptiske banen, ble grunnlaget for astrologien. Mange av de mer fremtredende individuelle stjernene fikk også navn, spesielt med arabiske eller latinske betegnelser.
I tillegg til visse stjernebilder og solen, har stjerner som helhet sine egne myter. For antikkens grekere representerte noen «stjerner», kjent som planeter ( (planētēs), som betyr «vandrere»), ulike viktige guddommer, som planetene Merkur, Venus, Mars, Jupiter og Saturn fikk navn etter. Uranus og Neptun er også oppkalt etter greske og romerske guder, men på grunn av deres lave lysstyrke, var ingen av disse planetene kjent i antikken. De fikk navnene tildelt av astronomer senere.
Rundt år 1600 ble navnene på stjernebilder brukt til å gi navn på stjernene i tilsvarende himmelregioner. Den tyske astronomen Johann Bayer skapte en rekke stjernekart og brukte greske bokstaver som betegnelse for stjernene i hvert stjernebilde. Et velkjent eksempel på hans betegnelse er Alfa Centauri. Senere nummersystemer basert på stjerners rektascensjon ble oppfunnet og lagt til John Flamsteeds stjernekatalog i hans bok «Historia coelestis Britannica» (utgaven fra 1712), hvor dette nummersystemet ble kalt Flamsteedbetegnelse eller Flamsteednummerering. Et eksempel på Flamsteedbetegnelse er 51 Pegasi.
I dag navngis stjerner og andre himmellegemer av Den internasjonale astronomiske union (IAU), som er den eneste organisasjonen som er anerkjent av astronomer. Det finnes imidlertid en rekke private selskaper, som for eksempel International Star Registry, som reklamerer med at de navngir stjerner mot betaling. Selskapenes navngivning har imidlertid ingen autoritet, og mange i det astronomiske miljøet anser forretningsvirksomheten som bedrageri fordi den baserer seg på menneskers manglende kunnskap om hvordan stjerner får sine navn.
Måleenheter De fleste parameterne hos stjerner uttrykkes i SI-enheter som standard, men CGS-enheter brukes også (for eksempel måles ofte luminositet i erg per sekund). Masse, luminositet og radius angis ofte i sol-enheter, basert på solens egenskaper:
|solmasse: |Mʘ = 1,9891×1030 kg |- |solluminositet: |Lʘ = 3,827×1026 watt |- |solradius: |Rʘ = 6,960×108 m
Større lengder, som radiusen på en kjempestjerne eller den store halvakselen hos en dobbeltstjerne, uttrykkes ofte i astronomiske enheter (AU), som tilsvarer middelavstanden mellom jorden og solen (150 millioner kilometer).
Dannelse og utvikling thumb|En kunstners tolkning av en stjernes fødsel.
Stjerner dannes gjennom gravitasjonskollaps i molekylskyer, områder med høyere materietetthet enn ellers i verdensrommet, men fortsatt lavere enn i et vakuumkammer på jorden. Skyene består hovedsakelig av hydrogen, rundt 23–28 % helium og en mindre del tyngre grunnstoff. Et eksempel på et slikt sted hvor stjerner dannes er Oriontåken. Når stjerner dannes fra disse skyene, lyser de dem opp og ioniserer dem, noe som skaper en såkalt H II-region.
Ved å observere stjernens spektrum, luminositet og bevegelse gjennom rommet kan man fastslå stjernenes masse, alder, kjemiske sammensetning og mange andre sammensetninger. Den totale massen er avgjørende for hvordan stjernene utvikles og dens endelige skjebne. En graf over temperaturen stilt opp mot luminositeten, kjent som et Hertzsprung-Russell-diagram, gjør det mulig å fastslå stjernenes alder og utviklingsstadium.
Dannelsen av en protostjerne
Ifølge kinetisk teori befinner molekylskyene seg normalt i en likevekt mellom ekspansjon på grunn av molekylenes kinetiske energi og kollaps på grunn av deres gravitasjonelle tiltrekning. Dannelsen av en stjerne begynner med en lokal ustabilitet i molekylskyen. Slike ustabiliteter utløses som oftest av sjokkbølger fra en supernova eller gjennom en kollisjon mellom to galakser (kjent som starburstgalakser). Når en region har nådd en kritisk tetthet, kjent som kriteriet for Jeans' ustabilitet, begynner den å kollapse under sin egen gravitasjon.