הכוכבים הם כדורי גז זוהרים בדומה לשמש, אבל מרחקם מאתנו גדול מאות אלפי פעמים ממרחק השמש. מרחקי הכוכבים נמדדים ביחידות של שנות אור או פארסק. אסטרונומים יכולים לעיתים רחוקות למדוד את הגודל של כוכב ישירות; הדמות של הכוכבים מטושטשת כמעט באותו גודל זוויתי, בשל השפעת האטמוספירה של כדור הארץ. הבהירות הנראית של כוכב אינה הערכה המתאימה למרחק אליו, שכן הכוכבים שונים מאוד בהירותם המוחלטת או בנגיהותם. הטריגונומטריה משמשת למדידת המרחק לכוכבים קרובים מ- 100 פארסק, באמצעות פרלקסה טריגונומטרית.
במרכז התמונה כוכב אדום עתיק יומין בשם IRAS 19312 + 1950. הכוכב מופיע עם מאפיינים אופייניים לכוכב צעיר מאוד אך גם לכוכב זקן מאוד. מדובר בכוכב בולט בהיר מאוד בתוך ענן גדול, עשיר בחומרים מסוגים שונים., התמונה צולמה מטלסקופ החלל שפיצר של נאס"א. IRAS 19312 + 1950 .
באדיבות NASA
מחקר הכוכבים התחיל עם קביעת הסיווג הספקטרלי של הכוכבים. הספקטרוסקופיה מגלה את הטמפרטורה ואת ההרכב הכימי של הפוטוספרה בכוכב; הסחת דופלר של הקווים הספקטראליים חושפת את מהירות התנועה של הכוכב בחלל. לכוכבים מגוון רחב של טמפרטורות, החל מטמפרטורה הנמוכה בחצי מזו של השמש ועד לערכים הגדולים פי עשר מאילו של השמש. התכונות הספקטראליות מגלות כי כל הכוכבים מכילים בעיקר מימן והליום, עם כמויות קטנות של יסודות כבדים יותר. מבחינה זו כל הכוכבים דומים לשמש. ניתן הסיק על תכונות אחרות של הכוכבים בדרכי עקיפין. לדוגמה, ניתן לחשב בהירות מוחלטת באמצעות בהירות נראית ומרחק הכוכב. קוטר הכוכב נגזר מחוק סטפן-בולצמן, המציין כמה אנרגיה זורמת דרך יחידת שטח של הכוכב. מסת הכוכב מאפשרת זיהוי, של הספק הכוכב וההרכב הכימי שלו, תיאורטיקנים יכולים לנבא את התנאים הפיזיים בכל כוכב. האיזון בין משיכה בכוח הכבידה לבין לחץ הגז דוחף את החומר החוצה נקרא שיווי משקל הידרוסטטי. כוכב נשאר כדור יציב כל עוד הוא ממיר בהתמדה יסודות קלים ליסודות כבדים יותר באמצעות תהליך ההיתוך.
באדיבות וויקיפדיה
הכוכבים מציגים טווח רחב של מסות, נגיהות, טמפרטורה והרכב כימי. טמפרטורה ונגיהות אינם מופיעים בשום שילוב אפשרי – הכוכבים מקובצים לסוגים שונים באמצעות גרף הנקרא דיאגרמת H-R. כוכבים כמו השמש, אשר זורחת באמצעות אנרגיה משוחררת מהיתוך מימן להליום, נמצאים באזור מוגדר בדיאגרמה, שנקרא הסדרה הראשית. הכוכבים מסיביים ביותר על הסדרה הראשית הם גדולים, חמים וכחולים; הכוכבים הקטנים ביותר בסדרה הראשית הם קטנים, קרים ואדומים. יש כוכבים הרבה יותר גדולים מהשמש – אלה הענקים ועל-ענקים, אך קיימים הרבה יותר כוכבים הקטנים מהשמש – אלה הננסים האדומים. הבדלים בין סוגים אלה מוצגים בבהירות בדיאגרמת H-R, שבה מציגים את נגיהות הכוכבים ביחס לטמפרטורת פני הכוכב. כוכבים נולדים, מתפתחים ומתים. דיאגרמת H-R מציגה מצב "קפוא" של התפתחות הכוכבים.
בשלב שבו כוכבים נוצרים ומתחילים למזג מימן בתגובות גרעיניות, הם מגיעים אל הסדרה הראשית: ככל שהכוכב מסיבי יותר, גדילה הנגיהות שלו בסדרה הראשית שבתרשים H-R. הכוכבים מתפתחים מצורה אחת לאחרת. הם מתחילים במסלול טרום הסדרה הראשית, בסיומו הם מתמקמים בסדרה הראשית לאורך זמן רב יחסית, שבו הם ממירים מימן להליום, ולאחר מכן הם עוזבים את הסדרה הראשית. המסה היא הגודל הבסיסי השולט באבולוציה של כוכב כלשהו. ככל שהכוכב מסיבי יותר, כך הוא עובר מהר יותר את רצף שלבי החיים. כוכבים מסיביים מתפתחים במהירות משום שיש להם כוח משיכה חזק, מה שמוביל ללחצים גבוהים יותר וטמפרטורות מרכזיות גבוהות יותר; ולכן הם צורכים את המימן שלהם מהר יותר.
רוב הכוכבים, כולל רוב אלה הנמצאים בסביבת השמש, הם בעלי מסה הדומה לזו של השמש או אפילו קטנה יותר. הם חלשים יחסית וקרירים והם נמצאים בחלק הימני התחתון של דיאגרמת H-R. הכוכבים המאסיביים הם בהירים הרבה יותר, וניתן לראותם ממרחק רב יותר. כוכבים זוהרים אלה ישלטו בכל סקר המוגבל לבהירות הנראית. הם נמצאים בחלק העליון של תרשים H-R. לכן, רבים מהכוכבים בשמי הלילה בולטים לא משום שהם קרובים, אלא משום שהם "הלווייתנים בין הדגים" הם מאירים הרבה יותר רחוק בהשוואה לגיונות כוכבים רחוקים ורפים.
Author: Chris Impey