ستاره چیست؟ از انواع، نحوه تشکیل تا حقایق جالب و مرگ

ستاره‌ها از آغاز تاریخ بشر، الهام بخش انسان‌ها بودند. تمدن‌های مختلف، تفسیرهای متفاوتی از ستاره‌ها داشتند. برخی آن‌ها را می‌پرستیدند و برخی دیگر از آن‌ها به‌عنوان راهنمایی برای پیدا کردن مسیر استفاده می‌کردند. با پیشرفت علم نجوم، بشر به دیدگاه بهتری از ستاره‌ها و تکامل آن‌ها رسید. میلیاردها ستاره در آسمان شب می‌درخشند که هر کدام از این اجرام سرگذشت و داستان خود را دارند. ستاره‌ها هم مانند انسان‌ها متولد می‌شوند و روزی می‌میرند. چگونگی زندگی و مرگ ستاره‌ها تا حد زیادی به ترکیب و ابعادشان وابسته است.

ستاره‌ها کره‌های غول‌پیکر و درخشانی از پلاسما هستند. میلیاردها ستاره در کهکشان راه شیری وجود دارد که خورشید ما یکی از آن‌ها است. همچنین میلیاردها ستاره در دیگر کهکشان‌های جهان وجود دارد. تا امروز می‌دانیم که صدها ستاره‌ی میزبان سیاره در کهکشان راه شیری وجود دارند.

ستاره‌ها از ابرهای چرخان غول‌پیکر هیدروژن و هلیوم به وجود می‌آیند. ابر دراثر کشش گرانشی منقبض و به سمت درون دچار فروپاشی می‌شود، سپس با سرعت بیشتری به دور خود می‌چرخد؛ به گونه‌ای که بخش‌های بیرونی به یک دیسک و بخش‌های درونی‌تر به توده‌ای کروی تبدیل شوند.

مواد در حال فروپاشی به مرور داغ‌تر می‌شوند و یک پیش‌ستاره‌ی توپ‌مانند را تشکیل می‌دهند. وقتی حرارت در پیش‌ستاره به حدود یک میلیون درجه‌ی سانتی‌گراد برسد، هسته‌های اتمی که در حالت عادی یکدیگر را دفع می‌کنند، با یکدیگر ترکیب یا اصطلاحا دچار همجوشی می‌شوند و به این ترتیب ستاره می‌درخشد. همجوشی هسته‌ای بخش کمی از جرم این اتم‌ها را به مقدار زیادی انرژی تبدیل می‌کند. برای مثال یک گرم جرم به طور کامل به انرژی هم‌ارز با انفجار تقریبا ۲۲ هزار تن تی‌ان‌تی تبدیل می‌شود.

چرخه زندگی ستاره‌ها عمدتا به جرم اولیه‌ی آن‌ها وابسته است. ستاره‌ها بر اساس جرم به چند دسته تقسیم می‌شوند: ستاره‌های جرم متوسط مثل خورشید با نیم تا هشت برابر جرم خورشید، ستاره‌های کلان‌جرم که بیشتر از هشت برابر خورشید جرم دارند و در نهایت ستاره‌های کم‌جرم با جرم یک دهم تا نیم برابر خورشید.

هرچقدر جرم ستاره‌ای بیشتر باشد، طول عمر آن به‌طورکلی پائین‌تر است. اجرام کوچک‌تر از یک‌دهم جرم خورشید معمولا دارای کشش گرانشی لازم برای فرآیند همجوشی هسته‌ای نیستند؛ بنابراین برخی از آن‌ها به ستاره‌های ناکام یا کوتوله‌های قهوه‌ای تبدیل می‌شوند.

تولد یک ستاره‌ی جرم متوسط با ابری از گاز شروع می‌شود و طی ۱۰۰ هزار سال به پیش‌ستاره‌ای با دمای سطحی ۳۷۲۵ درجه‌ی سانتی‌گراد تبدیل می‌شود. پس از شروع همجوشی هیدروژن، جرمی به نام تی‌ثوری شکل می‌گیرد؛ ستاره‌ای متغیر که روشنایی‌اش در نوسان است. فروپاشی این ستاره به مدت ده میلیون سال ادامه می‌یابد تا جایی که انرژی تولید‌شده بر اثر همجوشی هسته‌ای از طریق انقباض گرانشی پایدار شود. پس‌ازاین مرحله ستاره به ستاره‌ای از نوع رشته اصلی تبدیل می‌شود که انرژی خود را از همجوشی هیدروژنی در هسته‌اش می‌گیرد.

جرم زیاد ستاره باعث می‌شود با سرعت بیشتری سوخت هیدروژنی خود را مصرف کند و مدت زمان کمتری را در حالت رشته اصلی باقی بماند. پس‌ازآنکه کل هیدروژن موجود در هسته به هلیوم تبدیل شد، ستاره به‌سرعت تغییر می‌کند. طی این مدت، گرانش باعث فروپاشی ماده در هسته‌ی ستاره می‌شود و دمای ستاره را به‌سرعت بالا می‌برد. به‌این‌ترتیب لایه‌های بیرونی ستاره به‌شدت منبسط می‌شوند و ستاره به گوی عظیمی سرخ و سردتر موسوم به غول سرخ تبدیل می‌شود.

در فاز غول سرخ، هلیوم در هسته می‌سوزد و زمانی که منبع هلیوم به پایان برسد، هسته منقبض و داغ‌تر می‌شود، انبساط دوباره‌ی ستاره به رنگ آبی‌تر و درخشش بیشتر آن می‌انجامد و باعث می‌شود لایه‌های بیرونی آن دفع شوند. پس از ناپدید شدن پوسته‌های انبساطی، هسته‌ به شکل یک کوتوله‌ سفید باقی می‌ماند که بیشتر جرم آن را کربن و اکسیژن تشکیل می‌دهند و دمای داخلی آن تقریبا به ۱۰۰ هزار درجه‌ی سانتی‌گراد می‌رسد.

ستاره‌های پرجرم معمولا به‌سرعت شکل می‌گیرند و می‌میرند. این ستاره‌ها تنها در ۱۰ هزار الی ۱۰۰ هزار سال از پیش‌ستاره‌ها شکل می‌گیرند و در مرحله‌ی رشته اصلی بسیار داغ و آبی هستند. درخشش برخی از این ستاره‌ها به ۱۰۰۰ تا یک میلیون برابر درخشش خورشید می‌رسد و ۱۰ برابر عریض‌تر از ستاره‌ی ما هستند.

ستاره‌های کلان‌جرم پس از مرحله‌ رشته اصلی وارد مرحله‌ی ابرغول سرخ درخشان می‌شوند و در نهایت به قدری داغ می‌شوند که کربن را به عنصرهای سنگین‌تر تبدیل می‌کنند. پس از نزدیک به ۱۰ هزار سال گداخت کربنی، هسته‌ای آهنی با نزدیک به ۶۰۰۰ کیلومتر عرض از آن‌ها باقی می‌ماند و ازآنجاکه هرگونه همجوشی باعث مصرف انرژی می‌شود تا تولید آن، پرتوهای هسته‌ای ستاره دیگر نمی‌توانند در برابر نیروی گرانش آن مقاومت کنند.

وقتی ستاره‌ای به جرمی بیشتر از ۱٫۴ برابر جرم خورشیدی برسد، فشار الکترونی آن دیگر نمی‌تواند از هسته در برابر فروپاشی بیشتر محافظت کند. درنتیجه، ابرنواختر به وجود می‌آید. طی رویداد ابرنواختر، گرانش باعث فروپاشی هسته می‌شود و دمای هسته را تا نزدیک به ۱۰ میلیارد درجه‌ی سانتی‌گراد افزایش می‌دهد. در این مرحله آهن به نوترون و نوترینو تجزیه می‌شود. تنها در یک ثانیه، هسته در فضایی به عرض ۱۰ کیلومتر فشرده می‌شود و موج ضربه‌ای را در ستاره پخش می‌کند که باعث می‌شود همجوشی در لایه‌های بیرونی‌تر رخ دهد.

سپس ستاره در فرآیند موسوم به ابرنواختر نوع ۲ منفجر می‌شود. اگر هسته ستاره‌‌ی باقی‌مانده کمتر از سه جرم خورشیدی جرم داشته باشد به ستاره‌ نوترونی تبدیل می‌شود که ترکیب اصلی آن نوترون است. ستاره‌های نوترونی چرخان پالس‌های رادیویی آشکاری را منتشر می‌کنند و به همین دلیل تپ‌اختر نامیده می‌شوند.

اگر هسته‌ی ستاره‌ای بیشتر از سه برابر خورشید جرم داشته باشد، هیچ نیروی شناخته‌شده‌ای نمی‌تواند از آن در برابر کشش گرانشی محافظت کند و در نهایت فرومی‌پاشد و به سیاه‌چاله تبدیل می‌شود.

ستاره‌های کم‌جرم معمولا به کندی سوخت هیدروژنی خود را مصرف می‌کنند، به‌طوری‌که می‌توانند به مدت ۱۰۰ میلیارد تا یک تریلیون سال در حالت رشته اصلی باقی بمانند. از آنجا که عمر جهان تنها به ۱۳٫۷ میلیارد سال می‌رسد، در نتیجه هیچ ستاره‌ی کم‌جرمی تاکنون نمرده است. ستاره‌شناس‌ها این ستاره‌ها را کوتوله سرخ می‌نامند. این اجرام به جز گداخت هیدروژنی هیچ همجوشی دیگری ندارند و به همین دلیل به ستاره‌های غول‌پیکر تبدیل نمی‌شوند. این ستاره‌ها در پایان عمر به کوتوله‌های سفید و در نهایت به کوتوله‌های سیاه تبدیل می‌شوند.

ستاره‌شناس‌ها درخشش ستاره‌ها را از نظر قدر و درخشندگی توصیف می‌کنند. قدر یک ستاره مبتنی بر مقیاسی با قدمت بیش از ۲۰۰۰ سال است که توسط هیپارکوس، ستاره‌شناس یونانی در حدود ۱۲۵ پیش از میلاد ابداع شد. او گروهی از ستاره‌ها را بر اساس درخشش آن‌ها از زمین دسته‌بندی کرد. درخشان‌ترین ستاره‌ها، ستاره‌های قدر اول نامیده شدند. دومین دسته‌ی درخشان، ستاره‌های قدر دوم بودند و به همین ترتیب ستاره‌های قدر ششم در گروه کم‌نورترین ستاره‌ها قرار گرفتند.

امروزه ستاره‌شناس‌ها به درخشش ستاره از زمین، قدر ظاهری می‌گویند، اما از آنجا که فاصله‌ی زمین و ستاره می‌تواند بر نور آن تأثیر بگذارد، از مقیاسی به عنوان درخشش واقعی ستاره به عنوان قدر مطلق استفاده می‌کنند که با فرض قرار گرفتن جرم در فاصله‌ی ۳۲٫۶ سال نوری تعریف می‌شود. قدر ظاهری می‌تواند عدد منفی باشد. درواقع، خورشید به‌عنوان درخشان‌ترین جرم در آسمان زمین دارای قدر ظاهری منفی ۲۶٫۷۴ است؛ درحالی‌که قدر ظاهری شباهنگ، درخشان‌ترین ستاره‌ی آسمان شب منفی ۱٫۴۶ است.

درخشندگی (luminosity) به میزان توان ستاره یا مقدار انتشار انرژی آن گفته می‌شود. البته توان معمولا بر اساس واحد وات اندازه‌گیری می‌شود. برای مثال درخشندگی خورشید نزدیک به ۴۰۰ تریلیون تریلیون وات است. با این‌حال درخشندگی یک ستاره معمولا بر اساس درخشندگی خورشید محاسبه می‌شود. برای مثال ستاره‌ی آلفا قنطورس A دارای درخشندگی ۱٫۳ برابر خورشید است. روشنایی یک ستاره به دمای سطح و ابعاد آن وابسته است.

ستاره‌ها دارای طیفی از رنگ‌ها از سرخ فام تا زرد فام و آبی هستند. رنگ ستاره رابطه‌ی مستقیمی با دمای سطح آن دارد. یک ستاره ممکن است دارای یک رنگ واحد باشد اما طیفی گسترده از رنگ‌ها را منتشر کند که می‌توانند در تمام بخش‌های طیف از امواج رادیویی تا پرتوهای فروسرخ و فرابنفش و گاما را دربربگیرند. عنصرهای مختلف یا ترکیب‌ها، رنگ‌ها یا طول موج‌های متفاوتی از نور را جذب و نشر می‌کنند. به همین دلیل با بررسی طیف ستاره می‌توان به شناسایی ترکیب آن‌ها پرداخت.

ستاره‌شناس‌ها بر اساس واحد کلوین به اندازه‌گیری دمای سطح می‌پردازند. دمای صفر کلوین یا صفر مطلق برابر است با منفی ۲۷۳٫۱۵ درجه‌ی سانتی‌گراد. یک ستاره‌ی سرخ تیره دارای دمای سطحی تقریبی ۲۲۲۵ درجه‌ی سانتی‌گراد، ستاره‌ی سرخ روشن دارای دمای سطحی ۳۲۲۵ درجه‌ی سانتی‌گراد، خورشید و دیگر ستاره‌های زرد دارای دمای سطحی ۵۲۲۵ درجه‌ی سانتی‌گراد و یک ستاره‌ی آبی دارای دمای سطحی تقریبی ۹۷۲۵ تا ۴۹٬۷۲۵ درجه‌ی سانتی‌گراد هستند. دمای سطحی یک ستاره تا اندازه‌ای به جرم آن بستگی دارد و بر روشنایی و رنگ ستاره هم تأثیر می‌گذارد.

ستاره‌شناس‌ها معمولا اندازه‌ی ستاره‌ها را بر اساس شعاع خورشید محاسبه می‌کنند. برای مثال ستاره‌ی آلفا قنطورس A دارای ۱٫۰۵ شعاع خورشیدی است. طیف ابعاد ستاره‌ها از ستاره‌های نوترونی که می‌توانند تنها ۲۰ کیلومتر قطر داشته باشند تا ستاره‌های غول‌پیکر با ۱۰۰۰ برابر قطر خورشید متغیر است.

ابعاد یک ستاره بر روشنایی آن تأثیر می‌گذارد. به ویژه درخشندگی متناسب با مربع شعاع ستاره است. برای مثال اگر دو ستاره دارای دمای یکسانی باشند و یکی از ستاره‌ها دو برابر عریض‌تر از دیگری باشد، ستاره‌ی عریض‌تر، چهار برابر روشن‌تر از ستاره‌ی کوچک‌تر است.

ستاره‌شناس‌ها جرم یک ستاره را بر اساس جرم خورشید محاسبه می‌کنند. برای مثال ستاره‌ی آلفا قنطورس A دارای ۱٫۰۸ جرم خورشیدی است. ستاره‌هایی با جرم مشابه ممکن است به دلیل چگالی‌های متفاوت، ابعاد یکسانی نداشته باشند. برای مثال شباهنگ B دقیقا هم‌جرم با خورشید است، اما چگالی آن ۹۰ هزار برابر ستاره‌ی ما است و قطر آن یک پنجاهم قطر خورشید است. جرم یک ستاره همچنین بر دمای سطح آن تأثیر می‌گذارد.

ستاره‌ها گوی‌های چرخانی از گازهای باردار الکتریکی هستند و به همین دلیل میدان‌های مغناطیسی را تولید می‌کنند. برای مثال، میدان مغناطیسی خورشید به شدت در مناطق کوچک متراکم است و باعث ایجاد شاخصه‌هایی مثل لکه‌های خورشیدی تا فوران‌های چشمگیری مثل شراره‌ها و خروج جرم از تاج خورشیدی می‌شود. بر اساس بررسی مرکز اسمیتسونین هاروارد، میدان مغناطیسی میانگین یک ستاره متناسب با سرعت چرخش آن افزایش و با بالا رفتن سن ستاره کاهش می‌یابد.

فلزینگی یک ستاره به مقدار فلزهای موجود در آن یا عنصرهای سنگین‌تر از هلیوم گفته می‌شود. سه نسل از ستاره‌ها بر اساس فلزینگی وجود دارند. ستاره‌شناس‌ها هنوز قدیمی‌ترین نسل یا ستاره‌های جمعیت ۳ را کشف نکردند. گفته می‌شود این ستاره‌ها بدون فلز متولد شدند و با مرگشان عنصرهای سنگین‌تر را به داخل کیهان منتشر کردند. سپس ستاره‌های جمعیت ۲ به وجود آمدند که مقدار کمی فلز داشتند و پس از مرگ خود عنصرهای سنگین‌تری را منتشر کردند. در نهایت ستاره‌های جمعیت یک جوان مثل خورشید ما دارای مقدار زیادی از این عنصرهای سنگین‌ هستند.

ساختار یک ستاره را اغلب اوقات می‌توان به شکل مجموعه‌ای از پوسته‌های تودرتو درنظر گرفت که از این لحاظ به پیاز شبیه است. یک ستاره بخش زیادی از عمر خود را در وضعیت رشته اصلی می‌گذراند و در این مقطع دارای بخش‌هایی مثل هسته، مناطق همرفتی و تابشی، فوتوسفر، کروموسفر و تاج است. هسته محل رخ دادن همجوشی هسته‌ای و تأمین توان ستاره است.

در منطقه تابشی، انرژی واکنش‌ها مثل گرمای ناشی از لامپ حبابی از طریق پرتوها به بیرون منتشر می‌شود، در حالی که در منطقه‌ی همرفتی، انرژی از طریق گازهای داغ منتشر می‌شود که از این نظر به هوای داغ سشوار شباهت دارد.

پس از نواحی همرفتی و تابشی، فوتوسفر را داریم که نور مرئی ستاره را منتشر می‌کند و با عنوان سطح ستاره شناخته می‌شود. پس از فوتوسفر، کروموسفر قرار دارد؛ لایه‌ای که به دلیل گاز هیدروژن سرخ‌رنگ به نظر می‌رسد. در نهایت در خارجی‌ترین بخش جو ستاره، تاج آن قرار دارد که داغ بودن بیش از اندازه‌اش را می‌توان به همرفت در لایه‌های بیرونی ربط داد.

ستاره‌ها معمولا بر اساس دسته‌بندی طیفی معروف به سیستم مورگان کینان یا MK دسته بندی می‌شوند. هشت نوع دسته‌بندی طیفی برای ستاره‌ها وجود دارد که هرکدام هم‌ارز با طیفی از دماهای سطحی از داغ‌ترین تا سردترین هستند: O، B، A، F، G، K، M و L. هر دسته‌ی طیفی دارای ده نوع طیف است که از عدد صفر برای داغ‌ترین تا عدد ۹ برای سردترین متغیر هستند.

بر اساس سیستم MK، ستاره‌ها متناسب با درخشندگی خود دسته‌بندی می‌شوند. بزرگ‌ترین و درخشان‌ترین ستاره‌ها دارای اعداد کوچک هستند که با اعداد رومی نمایش داده می‌شوند. برای مثال Ia ابرغول درخشان، lb ابرغول، II غول درخشان، III، غول؛ IV، زیرغول؛ و V ستاره‌ی رشته اصلی یا کوتوله است. به این ترتیب، خورشید بر اساس این سیستم یک ستاره‌ی G2V به شمار می‌رود.

گرچه منظومه شمسی ما تنها یک ستاره دارد، اغلب ستاره‌های مشابه خورشید دارای یک یا چند شریک هستند که به دور یکدیگر می‌چرخند. در واقع یک‌سوم از ستاره‌های خورشیدمانند منفرد هستند، در حالی که دو سوم دیگر آن‌ها در گروه ستاره‌های دوگانه یا چندگانه قرار دارند.

برای مثال، پروکسیما قنطورس، نزدیک‌ترین همسایه به منظومه‌ شمسی، بخشی از یک منظومه ستاره‌ای چندگانه است که آلفا قنطورس A و آلفا قنطورس B هم در آن قرار دارند.

ستاره دوگانه زمانی تشکیل می‌شود که دو پیش‌ستاره در نزدیکی یکدیگر شکل بگیرند. یکی از اعضای این زوج ستاره در صورت نزدیکی به ستاره‌ی دیگر می‌تواند بر آن تأثیر بگذارد و حتی در فرآیندی به نام انتقال ماده، مواد ستاره‌ی همراه خود را به سرقت ببرد.

از زمان ظهور تمدن‌های بشری، ستاره‌ها نقش مهمی را در مذهب و هدایت افراد ایفا کردند. نجوم یا مطالعه‌ی آسمان‌ها را می‌توان یکی از باستانی‌ترین علوم درنظر گرفت. اختراع تلسکوپ و کشف قوانین حرکت و گرانش در قرن هفدهم این درک را برانگیخت که ستاره‌ها به خورشید شباهت دارند و همه تابع قوانین فیزیک هستند.

در قرن نوزدهم، عکاسی و طیف‌سنجی یا بررسی طول موج‌های نوری که یک جسم منتشر می‌کند، امکان بررسی ترکیب‌ها و حرکت ستاره‌ها را از راه دور فراهم کردند و به این ترتیب علم اخترفیزیک متولد شد.

در سال ۱۹۳۷، ساخت اولین تلسکوپ رادیویی به دانشمندان این امکان را داد که پرتوهای غیرمرئی ستاره‌ها را رصد کنند. اولین تلسکوپ پرتوی گاما در سال ۱۹۶۱ راه‌اندازی شد و به پیشتاز بررسی انفجارهای ستاره‌ای یا ابرنواختر تبدیل شد.

در دهه‌ی ۱۹۶۰، ستاره‌شناس‌ها همچنین رصدهای فروسرخ خود را با استفاده از تلسکوپ‌های بالونی شروع کردند و به اطلاعاتی درباره‌ی ستاره‌ها و دیگر اجرام بر اساس نشر گرمایی آن‌ها دست یافتند. اولین تلسکوپ فروسرخ به نام ماهواره نجومی فروسرخ در سال ۱۹۸۳ آغاز به کار کرد.

پرتوهای مایکروویو برای اولین بار در سال ۱۹۹۲ با ماهواره‌ی کاوشگر تابش پس‌زمینه‌ی کیهانی ناسا (COBE) از فضا بررسی شدند. پژوهشگرها معمولا از این پرتوها برای بررسی منشأ آغاز جهان استفاده می‌کنند، اما گاهی هم برای بررسی ستاره‌ها کاربرد دارند.

در سال ۱۹۹۰، تلسکوپ فضایی هابل به عنوان اولین تلسکوپ فضایی طیف مرئی به فضا پرتاب شد و به عمیق‌ترین و دقیق‌ترین تصاویر از جهان دست یافت. از آن زمان به بعد رصدخانه‌های پیشرفته‌تر و قدرتمندتری ساخته شدند. از نمونه‌های معروف می‌توان به تلسکوپ بسیار عظیم (ELT) اشاره کرد که احتمالا در سال ۲۰۲۸ در طول‌موج‌های مرئی و فروسرخ آغاز به کار خواهد کرد. همچنین تلسکوپ فضایی جیمز وب که نسخه‌ی پیشرفته‌تری از تلسکوپ هابل است و به تصاویر بسیار دقیق‌تر و عمیق‌تری از کیهان دست پیدا کرده است.

فرهنگ‌های کهن شاهد الگوهایی در آسمان بودند که به افراد، حیوانات یا اشیای رایج شباهت داشتند. این الگوها که صورت فلکی نامیده می‌شوند نماینده‌ی شخصیت‌های افسانه‌ای مثل اوریون شکارچی، قهرمانی در اسطوره‌های یونانی هستند.

درحال‌حاضر ستاره‌شناس‌ها اغلب از صورت‌های فلکی برای نام‌گذاری ستاره‌ها استفاده می‌کنند. اتحادیه بین‌المللی نجوم به‌عنوان مرجع جهانی تعیین نام برای اجرام آسمانی، درمجموع ۸۸ صورت فلکی را به رسمیت می‌شناسد.

معمولا درخشان‌ترین ستاره در یک صورت فلکی دارای حرف آلفا (حرف اول الفبای یونانی) در بخشی از نام علمی خود است. دومین ستاره‌ی درخشان صورت فلکی با حرف بتا و سومین ستاره درخشان با گاما شناخته می‌شوند و به همین ترتیب، حروف بر اساس درخشش تخصیص می‌یابند.

تعدادی از ستاره‌ها همچنین دارای نام‌های کهن هستند. برای مثال ستاره‌ی ابط‌الجوزا به معنی «دست غول» در زبان عربی، درخشان‌ترین ستاره در صورت فلکی شکارچی به شمار می‌رود و نام علمی آن آلفا اوریونیس است. همچنین ستاره‌شناس‌های مختلف در طول سال‌ها دسته‌بندی‌هایی را از ستاره‌های ارائه دادند که از سیستم‌های شماره‌گذاری منحصر‌به فرد استفاده می‌کردند.

دسته‌بندی هنری دریپر برگرفته از نام یکی از پیشگامان عکاسی نجومی، دسته‌بندی طیفی و موقعیت نسبی ۲۷۲٬۱۵۰ ستاره را ارائه می‌دهد که به صورت پیوسته توسط انجمن نجوم به مدت نیم قرن کاربرد داشتند. بر اساس این دسته‌بندی نام ابط‌الجوزا، HD 39801 است.

از آنجا که ستاره‌های متعددی در جهان وجود دارند، اتحادیه جهانی نجوم هم از سیستم متفاوتی برای ستاره‌های جدید استفاده می‌کند. اغلب این ستاره‌ها دارای یک نماد اختصاری هستند که برای نوع ستاره یا دسته‌بندی اطلاعاتی آن به کار می‌رود. نام این ستاره‌ها همچنین با گروهی از نمادها همراه است. برای مثال PSR J1302-6530 یک تپ‌اختر است، بنابراین حروف اختصاری‌ PSR، کوتاه‌شده‌ی pulsar به معنی تپ‌اختر در اسم آن دیده می‌شود. حرف J نشان‌دهنده‌ی سیستم مختصات موسوم به J2000 است. درحالی‌که 1302 و 6530 مختصاتی مشابه کدهای طول و عرض جغرافیایی هستند که روی زمین به کار می‌روند.

گرچه ستاره‌های به نظر جامد می‌رسند در واقع توپ‌های عظیمی از گازهای بسیار داغ هستند. این گاز پلاسما نامیده می‌شود. شاید تعجب کنید چرا گاز شناور نمی‌شود؟ دلیل این مسئله هم این است که پلاسما تحت گرانش خود حفظ شده است.

یکی از شگفت‌آورترین حقایق درباره‌ ستاره‌ها این است که تمام ستاره‌هایی که در آسمان شب می‌توانید ببینید در واقع بزرگ‌تر و درخشان‌تر از خورشید هستند. از میان ۵۰ ستاره‌ درخشان که از زمین قابل دیدن هستند، کم‌درخشش‌ترین آن‌ها آلفا قنطورس است. با این‌حال این ستاره ۱٫۵ برابر درخشان‌تر از خورشید است.

در مورد ستاره‌ها،‌ رنگ آبی داغ‌تر از سرخ است. معمولا رنگ سرخ را با گرما و رنگ آبی را با سرما می‌شناسیم. با این‌حال این مسئله برای ستاره‌ها صدق نمی‌کند. ستاره‌ها مانند دیگر اجرام داغ، متناسب با افزایش دما از رنگ سرخ به سفید و سپس به آبی می‌رسند؛ بنابراین ستاره‌های سرخ معمولا سردترین ستاره‌ها و ستاره‌های آبی داغ‌ترین ستاره‌ها هستند.

ستاره‌ها بر خلاف تصور، چشمک نمی‌زنند. سوسوزدن یا چشمک زدن ستاره‌ها در واقع حاصل جو آشفته‌ی زمین است. نور یک ستاره از جو زمین عبور می‌کند که دارای لایه‌هایی با چگالی‌های متفاوت است. به این ترتیب نور شکسته شده و رنگ و شدت آن تغییر می‌کند. نتیجه‌ی بسیاری از شکست‌ها به ویژه در نزدیکی افق، سوسوزدنی است که شاهد آن هستیم. اگر بتوانید ستاره‌هایی را در قسمت بالای جو زمین ببینید، دیگر چشمک‌زن به نظر نمی‌رسند.

دیدن میلیون‌ها ستاره‌ی آسمان حتی در شبی تاریک غیرممکن است. در واقع تمام ستاره‌ها از دید ناظر زمینی به اندازه‌ی کافی درخشان یا نزدیک به ما نیستند که بتوانیم آن‌ها را ببینیم. بیشترین تعداد ستاره‌ای که یک شخص می‌تواند در آسمان شب ببیند بین ۲۰۰۰ تا ۲۵۰۰ عدد است. با این‌حال این شرایط هم زمانی رخ می‌دهد که آسمان صاف باشد و نور ماه یا منبع دیگری در کار نباشد؛ بنابراین اگر شخصی به شما گفت که می‌تواند یک میلیون ستاره ببیند، زیاد او را جدی نگیرید.

اگر می‌خواهید به چشم‌اندازی از گذشته برسید تنها لازم است به آسمان شب چشم بدوزید. میلیون‌ها سال طول می‌کشد تا نور ستاره‌ها به زمین برسد؛ بنابراین وقتی به ستاره‌ای نگاه می‌کنید، در حال تماشای وضعیت گذشته‌ی آن‌ها هستید. اگر از تلسکوپ برای تماشای ستاره‌های آن سوی کهکشان راه شیری استفاده کنید می‌توانید تا ۱۰۰ هزار سال پیش را هم ببینید.

با وجود این حقیقت که ستاره‌ها به شکل اجرامی منفرد در آسمان ظاهر می‌شوند، بسیاری از ستاره‌ها به شکل زوج‌های دوتایی وجود دارند. به این ستاره‌ها، ستاره‌های دوگانه می‌گویند. منظومه‌ای دوگانه از دو ستاره تشکیل شده که حول محور یک مرکز گرانشی مشترک می‌چرخند. علاوه بر زوج‌ها، منظومه‌های ستاره‌ای می‌توانند شامل سه، چهار یا حتی چند ستاره باشند. با این‌حال هر منظومه‌ی ستاره‌ای دوگانه یا چندگانه به شکل یک ستاره‌ی چشمک‌زن واحد از زمین دیده می‌شود.

پس از خورشید، پروکسیما قنطورس نزدیک‌ترین ستاره به زمین است و فاصله‌ی آن تا زمین به ۴٫۲ سال نوری می‌رسد. به بیان دیگر نور این ستاره پس از ۴ سال به زمین می‌رسد. حتی سریع‌ترین فضاپیمایی که تاکنون ساخته شده است، ۳۵ هزار سال در راه خواهد بود تا به پروکسیما قنطورس برسد. گرچه برخی این رقم را ۷۰ هزار سال می‌دانند؛ بنابراین با اینکه سفرهای فضایی به حقیقت تبدیل شده‌اند، سفرهای ستاره‌ای هنوز با واقعیت فاصله دارند.

خورشید در هر ثانیه، چهار میلیون تن هیدروژن را به انرژی تبدیل می‌کند. این انرژی برابر است با تولید ۱۰۰ میلیارد بمب هیدروژنی در هر ثانیه. اگر بتوانیم این انرژی را برداشت کنیم، خورشید می‌تواند انرژی بشریت را تا ۵۰۰ هزار سال تأمین کند و این تنها یک ثانیه از انرژی خورشید است.

خورشید ستاره‌ای میان‌سال است که حدود ۵ میلیارد سال پیش متولد شد و تقریبا ۵ میلیارد سال دیگر خواهد مرد. به باور دانشمندان، در ۳٫۵ میلیارد سال آینده، درخشش خورشید ۴۰ درصد بیشتر از زمان حال خواهد شد. این دما به قدری زیاد است که اقیانوس‌ها را تبخیر خواهد کرد و آب برای همیشه به داخل فضا خواهد رفت. به این ترتیب اقلیم زمین مانند سیاره زهره، خشک و گرم خواهد شد تا جایی که تداوم حیات روی آن غیرممکن می‌شود.

ستاره‌ها از آغاز شکل‌گیری تمدن‌ها، توجه بشر را به خود جلب کردند. پس از اختراع تلسکوپ انسان‌ها متوجه شدند ستاره‌ها هم اجرامی مانند خورشید هستند و با پیشرفت علم دریافتند انواع متفاوتی دارند. ستاره‌ها از ابر غبار میان‌ستاره‌ای یا سحابی متولد می‌شوند. ستاره‌های کم‌جرم و جرم متوسط در پایان عمر به کوتوله سفید تبدیل می‌شوند در حالی که ستاره‌های کلان‌جرم سرنوشت متفاوتی دارند. این ستاره‌ها معمولا در انفجار ابرنواختر منفجر می‌شوند و بقایای آن‌ها به شکل ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله باقی می‌ماند.