Vizualizare sursă pentru „Stea”

{{deznotă|un tip de corpuri cerești|steaua}}
[[File:Gacrux.jpg|thumb|330px|[[Gacrux]], o [[stea gigantă]] din constelația [[Crucea Sudului (constelație)|Crucea Sudului]]]]
O '''stea''' ({{la|stella}}) este un [[obiect astronomic]] format dintr-un [[sferoid]] luminos de [[plasmă]] ținut împreună de propria sa [[gravitație]]. Cea mai apropiată stea de [[Pământ]] este [[Soare]]le. Multe alte stele sunt vizibile cu ochiul liber de pe Pământ în timpul nopții, apărând ca o multitudine de puncte luminoase fixe pe cer datorită distanței lor imense de Pământ. Istoric, cele mai proeminente stele au fost grupate în [[constelație|constelații]] și [[asterism]]e, dintre care cele mai strălucitoare au obținut nume proprii. Astronomii au realizat cataloage de stele care identifică stelele cunoscute și oferă o standardizare a denumirilor stelare. [[Universul observabil]] conține o valoare estimată de 1×10<sup>24</sup> stele,<ref name="ESA-2019">{{cite web |author=Staff |title=How Many Stars Are There In The Universe? |url=https://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Herschel/How_many_stars_are_there_in_the_Universe |date=2019 |work=[[European Space Agency]] |accessdate=21 September 2019 }}</ref><ref name="ReferenceA">{{Cite book|chapter=The Structure of the Universe|doi=10.1007/978-1-4614-8730-2_10|title=The Fundamentals of Modern Astrophysics|pages=279–294|year=2015|last1=Marov|first1=Mikhail Ya.|isbn=978-1-4614-8729-6}}</ref> dar majoritatea sunt invizibile pentru ochiul liber, inclusiv toate stelele din afara [[galaxie|galaxiei]] noastre, [[Calea Lactee]].

Cel puțin pentru o parte a existenței sale, o stea strălucește datorită fuziunii termonucleare a [[hidrogen]]ului în [[heliu]] în nucleul său, eliberând energie care traversează interiorul stelei și apoi radiază în spațiul exterior. Aproape toate elementele mai grele decât heliul sunt create de [[nucleosinteză stelară |nucleosinteza stelară]] în timpul vieții stelei, iar pentru unele stele prin nucleosinteza supernovei atunci când explodează. Aproape de sfârșitul vieții sale, o stea poate conține și [[materie degenerată]]. [[Astronom]]ii pot determina masa, vârsta, metalicitatea ([[compoziție chimică |compoziția chimică]]) și multe alte proprietăți ale unei stele prin observarea mișcării sale prin spațiu, luminozitatea ei și, respectiv, spectrul. Masa totală a unei stele este principalul factor care determină evoluția acesteia și sfârșitul. Alte caracteristici ale unei stele, inclusiv diametrul și temperatura, se schimbă de-a lungul vieții sale, în timp ce mediul stelei afectează rotația și mișcarea acesteia. O diagramă a temperaturii multor stele în raport cu luminozitățile lor produce o diagramă cunoscută sub numele de [[diagrama Hertzsprung–Russell]] (diagrama H–R). Plasarea unei stele particulare pe acea diagrama permite determinarea vârstei și stării evolutive a stelei respective.

Viața unei stele începe cu [[Colaps gravitațional|colapsul gravitațional]] al unei [[nebuloasă|nebuloase]] gazoase din material compus în principal din hidrogen, alături de heliu și urme de elemente mai grele. Când nucleul stelar este suficient de dens, hidrogenul este transformat în heliu prin fuziunea nucleară, eliberând energie în acest proces.<ref name="sunshine">{{cite web
 | last= Bahcall | first= John N. | date= June 29, 2000
 | url= http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
 | title= How the Sun Shines | publisher= Nobel Foundation | accessdate= 2006-08-30}}</ref> Restul interiorului stelei transportă energia departe de nucleu printr-o combinație de procese de transfer de căldură [[radiație|radiativă]] și [[convecție|convectivă]]. Presiunea internă a stelei o împiedică să colapseze sub propria sa gravitație. O stea cu masa mai mare de 0,4 ori decât cea a Soarelui se va extinde și va deveni o [[gigantă roșie]] când hidrogenul din nucleul său se va epuiza.<ref name="late stages">{{cite web| last= Richmond | first= Michael | url= http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | title= Late stages of evolution for low-mass stars | publisher= Rochester Institute of Technology| accessdate= 2006-08-04}}</ref> În unele cazuri, va fuziona [[element chimic|elemente]] mai grele în nucleu sau în stratul din jurul nucleului. Pe măsură ce steaua se extinde, ea aruncă o parte din masa sa, îmbogățită cu acele elemente mai grele, în [[mediul interstelar]].<ref>{{cite web| url= http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html
 | archiveurl= https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html| archivedate= 2008-02-10| title= Stellar Evolution & Death | publisher= NASA Observatorium| accessdate= 2006-06-08}}</ref> Între timp, nucleul devine o rămășiță stelară: o [[pitică albă]], o [[stea neutronică]] sau, dacă este suficient de masivă, o [[gaură neagră]].

[[Stea binară|Sistemele binare]] și multi-stele constau din două sau mai multe stele care sunt legate gravitațional și se deplasează una în jurul celeilalte pe orbite stabile. Când două astfel de stele au o orbită relativ apropiată, interacțiunea lor gravitațională poate avea un impact semnificativ asupra evoluției lor.<ref name="iben">{{cite journal| last= Iben | first= Icko Jr.| title=Single and binary star evolution| journal=Astrophysical Journal Supplement Series| date=1991 | volume=76 | pages=55–114 | bibcode=1991ApJS...76...55I| doi=10.1086/191565| issn = 0067-0049 }}</ref> Stelele pot face parte dintr-o structură legată gravitațional mult mai mare, cum ar fi un [[roi de stele]] sau o galaxie.

==Istoricul observațiilor==
[[File:Dibuix de Leo.png|thumb|Din cele mai vechi timpuri, oamenii au grupat stelele, găsind imagini în aranjamentul lor.<ref name="forbes" /> Imaginea constelației [[Leul (constelație)|Leul]], [[Johannes Hevelius]], 1690.<ref>{{cite book
 | first=Johannis | last=Hevelius | date=1690
 | title=Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia
 | location=Gdansk}}</ref>]]
[[File:LeoCC.jpg|thumbnail|Constelația Leul așa cum poate fi văzută cu ochiul liber. Liniile au fost adăugate.]]

===Antichitate și Ev Mediu===
De-a lungul istoriei, stelele au fost importante pentru civilizațiile din întreaga lume, au făcut parte din practicile religioase și au fost folosite pentru navigație și orientarea cerească. Mulți astronomi antici credeau că stelele erau fixate permanent pe o [[sferă cerească]] și că sunt imuabile. Prin convenție, astronomii au grupat stelele în [[constelație|constelații]] și le-au folosit pentru a urmări mișcările [[planetă|planetelor]] și pentru a deduce poziția [[Soare]]lui.<ref name="forbes">{{cite book | last1=Forbes | first1=George | title=History of Astronomy| publisher=Watts & Co. | location=London | date=1909| url=http://www.gutenberg.org/ebooks/8172| isbn=978-1-153-62774-0}}</ref> Mișcarea Soarelui împotriva stelelor de fundal (și a orizontului) a fost folosită pentru a crea calendare, care puteau fi folosite pentru a reglementa practicile agricole.<ref>{{cite web
 | last=Tøndering
 | first=Claus
 | url=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | title=Other ancient calendars
 | publisher=WebExhibits
 | accessdate=2006-12-10
 | archive-date=2019-11-21
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20191121041104/http://www.webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
 | dead-url=yes
 }}</ref> [[Calendarul gregorian]], utilizat în prezent aproape peste tot în lume, este un [[calendar solar]] bazat pe unghiul axei de rotație a [[Pământ]]ului în raport cu steaua sa locală, Soarele.

Cea mai veche diagramă stelară datată cu exactitate a fost rezultatul [[Astronomia în Egiptul Antic|astronomiei antice egiptene]] din 1534 î.Hr.<ref>{{cite journal
 | last=von Spaeth | first=Ove
 | title=Dating the Oldest Egyptian Star Map
 | journal=Centaurus
 | date=2000 | volume=42 | issue=3 | pages=159–179
 | url=http://www.moses-egypt.net/star-map/senmut1-mapdate_en.asp
 | accessdate=2007-10-21 | doi=10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x|bibcode= 2000Cent...42..159V}}</ref> Cele mai vechi cataloage de stele au fost compilate de [[Astronomia babiloniană|astronomii antici babilonieni]] din [[Mesopotamia]] la sfârșitul celui de-al II-lea mileniu î.Hr., în perioada Kassite (c. 1531–1155 î.Hr.).<ref name="north 1995 30 31">{{cite book
 | last=North | first=John | date=1995
 | title=The Norton History of Astronomy and Cosmology
 | url=https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort | url-access=registration | location=New York and London | pages=[https://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/page/30 30–31]
 | publisher=W.W. Norton & Company | isbn=978-0-393-03656-5}}</ref>

Primul catalog de stele din [[Astronomia în Grecia Antică|astronomia greacă]] a fost creat în jurul anului 300 î.Hr. de [[Aristillus din Samos|Aristillus]] cu ajutorul lui [[Timocharis din Alexandria|Timocharis]].<ref>{{cite book| last=Murdin | first=P.|date=2000|chapter=Aristillus (c. 200 BC)| doi=10.1888/0333750888/3440| title=Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics| bibcode=2000eaa..bookE3440.| isbn=978-0-333-75088-9}}</ref> Catalogul de stele a lui [[Hiparh]] (secolul II î.Hr.) a cuprins 1.020 de stele și a fost folosit de [[Ptolemeu]] la propriul său catalog de stele.<ref>{{cite book| first=Gerd | last=Grasshoff | date=1990| title=The history of Ptolemy's star catalogue| publisher=Springer | pages=1–5 | isbn=978-0-387-97181-0}}</ref> Hiparh este cunoscut pentru descoperirea primei ''[[nova]]'' (stea nouă) înregistrate.<ref>{{cite web| first=Antonios D.|last=Pinotsis| title=Astronomy in Ancient Rhodes| publisher=Section of Astrophysics, Astronomy and Mechanics, Department of Physics, University of Athens | url=http://conferences.phys.uoa.gr/jets2008/historical.html|accessdate=2009-06-02}}</ref> Multe dintre denumirile constelațiilor și stelelor utilizate astăzi provin din astronomia greacă.

În ciuda aparentei imuabilități a cerului, astronomii chinezi știau că pot apărea stele noi.<ref name="clark">{{cite conference
 | last1=Clark | first1=D. H. | last2=Stephenson | first2=F. R.
 | title=The Historical Supernovae
 | booktitle=Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute
 | pages=355–370
 | publisher=Dordrecht, D. Reidel Publishing Co
 | date=June 29, 1981 | location=Cambridge, UK
 | bibcode=1982ASIC...90..355C
}}</ref> În anul 185, ei au fost primii care au observat și au scris despre o [[supernova]], acum cunoscută sub numele de [[SN 185]].<ref>{{cite journal
 | last1=Zhao | first1=Fu-Yuan | last2=Strom | first2=R. G. | last3=Jiang | first3=Shi-Yang
 | title=The Guest Star of AD185 Must Have Been a Supernova
 | journal=Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics
 | date=2006 | volume=6 | issue=5 | pages=635–640 | doi=10.1088/1009-9271/6/5/17 |bibcode= 2006ChJAA...6..635Z}}</ref> Cel mai strălucitor eveniment stelar din istoria înregistrată a fost supernova [[SN 1006]], care a fost observată în anul 1006 și despre care a scris astronomul egiptean [[Ali ibn Ridwan]] și mai mulți astronomi chinezi.<ref>{{cite web
 | date=March 5, 2003
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | title=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
 | publisher=NAOA News
 | accessdate=2006-06-08
 | archive-date=2020-05-12
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20200512190611/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
 | dead-url=yes
 }}</ref> Supernova SN 1054, care a dat naștere la [[Nebuloasa Crabului]], a fost, de asemenea, observată de către chinezi și astronomi islamici.<ref name="SN1054">{{cite web
 | last1=Frommert | first1=Hartmut | last2=Kronberg | first2=Christine
 | date=August 30, 2006 | work=SEDS
 | publisher=University of Arizona
 | title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
 | url=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
}}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
 | last=Duyvendak | first=J. J. L.
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=91–94
 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...91D
 | doi=10.1086/125409}}<br />
{{Cite journal
 | last=Mayall | first=N. U. | last2=Oort |first2=Jan Hendrik
 | title=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects
 | journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume=54 | issue=318 | pages=95–104 |date=April 1942 | bibcode=1942PASP...54...95M
 | doi=10.1086/125410}}</ref><ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Brecher | first1=K. | last2=Fesen | first2=R. A.
 | last3=Maran | first3=S. P. | last4=Brandt | first4=J. C. | date=1983
 | title=Ancient records and the Crab Nebula supernova
 | journal=The Observatory | volume=103 | pages=106–113
 | bibcode=1983Obs...103..106B}}</ref>

Astronomii islamici medievali au dat nume arabe multor stele care sunt utilizate și astăzi și au inventat numeroase instrumente astronomice care puteau calcula pozițiile stelelor. Au construit primele mari observatoare, în principal în scopul dezvoltării cataloagelor astronomice ''Zij''.<ref>{{cite journal|last=Kennedy|first=Edward S.|date=1962|title=Review: ''The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory'' by Aydin Sayili |journal=Isis |volume=53 |issue=2 |pages=237–239 |doi=10.1086/349558}}</ref> Printre acestea, „Cartea stelelor fixe” (964) a fost scrisă de astronomul persan [[Abd al-Rahman al-Sufi]], care a observat o serie de stele, [[roi de stele|roiuri de stele]] (inclusiv [[Omicron Velorum]] și [[Roiul lui Brocchi]]) și [[galaxie|galaxii]] (inclusiv galaxia [[Galaxia Andromeda|Andromeda]]).<ref name=Jones>{{cite book | title=Messier's nebulae and star clusters | url=https://books.google.com/books?id=IuhLR35I9QUC | first=Kenneth Glyn | last=Jones | publisher=Cambridge University Press| date=1991 | isbn=978-0-521-37079-0 | page=1}}</ref> Potrivit lui A. Zahoor, în secolul al XI-lea, savantul persan [[Abu Rayhan Biruni]] a descris galaxia [[Calea Lactee]] ca o multitudine de fragmente având proprietățile stelelor nebuloase și a calculat latitudinile diverselor stele în timpul unei [[Eclipsă de Lună|eclipse lunare]] din 1019.<ref>{{cite web|last=Zahoor |first=A.| date=1997| url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html
|archiveurl=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html|archivedate=2008-06-26|title=Al-Biruni|publisher=Hasanuddin University|accessdate=2007-10-21}}</ref> 

În secolul al XII-lea, astronomul andaluz [[Ibn Bajjah]] a propus teoria conform căreia Calea Lactee este formată din multe stele care aproape că se ating reciproc și apar ca o suprafață strălucitoare uniformă datorită efectului de refracție din materialul sublunar, citând observația sa ca dovadă în timpul conjuncției lui Jupiter și Marte în anul 500 în calendarul islamic (1106/1107).<ref name=Montada>{{cite encyclopedia | first=Josep Puig | last=Montada | title=Ibn Bajja | encyclopedia=Stanford Encyclopedia of Philosophy | url= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja | date=September 28, 2007 |accessdate=2008-07-11}}</ref> 

===Vremuri moderne===
[[File:Tycho Brahe.JPG|thumb|left|[[Tycho Brahe]]]]
Astronomii europeni timpurii, cum ar fi [[Tycho Brahe]], au identificat stele noi pe cerul nopții (denumite mai târziu ''novae''), sugerând că cerurile nu sunt imuabile.

În 1584, [[Giordano Bruno]] în lucrarea sa ''De l’infinito universo e mondi'' („Despre universul infinit și lumile”) a scris că stelele pot fi alți sori în jurul cărora se află planete, posibil chiar asemănătoare Pământului.<ref name="he history">{{cite web | last=Drake | first=Stephen A. | date=August 17, 2006 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | title=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy | publisher=NASA HEASARC | accessdate=2006-08-24
}}</ref>  Aceasta nu era o idee nouă, idei similare au fost deja avansate de filosofii greci antici [[Democrit]] și [[Epicur]] <ref>{{cite web | first1=Peter | last1=Greskovic | first2=Peter | last2=Rudy | date=July 24, 2006 | url=http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | title=Exoplanets | publisher=ESO | accessdate=2012-06-15 | archive-date=2008-10-10 | archive-url=https://web.archive.org/web/20081010140635/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | dead-url=yes }}</ref> și cosmologi islamici medievali,<ref>{{cite journal | title=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization | first=I. A. | last=Ahmad | journal=Vistas in Astronomy | volume=39 | issue=4 | date=1995 | pages=395–403 [402] | doi=10.1016/0083-6656(95)00033-X |bibcode= 1995VA.....39..395A}}</ref> cum ar fi Fakhr al-Din al-Razi.<ref name="Setia">{{cite journal|title= Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey|first= Adi|last= Setia|journal= Islam & Science|volume= 2|date= 2004|issue= 2|url= http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|access-date= 2020-09-03|archive-date= 2020-01-09|archive-url= https://web.archive.org/web/20200109010911/http://www.cis-ca.org/jol/vol2-no2/adi.pdf|dead-url= yes}}</ref> Acest gând a fost inițial stigmatizat ca erezie, dar în secolul următor, ideea a ajuns la un consens în rândul astronomilor. Pentru a explica de ce aceste stele nu au exercitat nici o atracție gravitațională netă asupra Sistemului Solar, [[Isaac Newton]] a susținut că stelele au fost inițial distribuite uniform în spațiu și au rămas aproape complet nemișcate. În acest model, Universul nu era în echilibru perfect astfel încât, ca să nu colapseze sub influența gravitației, a fost necesară o intervenție periodică a Providenței. Teologul [[Richard Bentley]] i-ar fi putut insufla această idee.<ref>{{cite journal
 | last=Hoskin | first=Michael | date=1998 | url=http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | title=The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | journal=Library and Information Services in Astronomy III | volume=153 | pages=207 | accessdate=2006-08-24| bibcode=1998ASPC..153..207H }}</ref>

Astronomul italian [[Geminiano Montanari]] a fost primul care a descris schimbările în luminozitatea stelei [[Algol]] în 1667.  În 1718, în Anglia, [[Edmond Halley]] a publicat primele măsurători ale mișcării corespunzătoare a unei perechi de stele „fixe” din apropiere, arătând o schimbare semnificativă între Arcturus și Sirius. El a că dovedit astfel că stelele și-au schimbat pozițiile de pe vremea astronomilor antici greci Ptolemeu și Hiparh.<ref name="he history" />

[[William Herschel]] a fost primul astronom care a încercat să determine distribuția stelelor pe cer. În timpul anilor 1780, el a făcut o serie de 600 de măsurători, numărând stele în direcții diferite.  S-a dovedit că numărul de stele văzute a crescut sistematic pe măsură ce s-a apropiat de partea cerului care conține [[centru galactic|nucleul]] Căii Lactee. Fiul său [[John Herschel]] a repetat acest studiu în emisfera sudică și a constatat o creștere corespunzătoare în aceeași direcție.<ref>{{cite journal
 | last=Proctor | first=Richard A.
 | title=Are any of the nebulæ star-systems? | journal=Nature
 | date=1870 | pages=331–333
 | url=http://digicoll.library.wisc.edu/cgi-bin/HistSciTech/HistSciTech-idx?type=div&did=HISTSCITECH.0012.0052.0005&isize=M
 | issue=13
 | doi=10.1038/001331a0 | volume=1 |bibcode= 1870Natur...1..331P| doi-access=free}}</ref> În plus față de celelalte realizări ale sale, William Herschel este renumit și pentru descoperirea faptului că unele stele nu se limitează doar la aceeași linie vizuală, ci sunt și însoțitori fizici care formează sisteme binare de stele.

===Secolul al XIX-lea===
[[File:EB1911 - Heliometer - Fig. 11.jpg|thumb|Folosind un [[heliometru]] (''foto'') [[Friedrich Bessel]] face, în 1838, prima măsurătoare a paralaxei stelare pentru steaua [[61 Cygni]].]]

Prima măsurare directă a distanței unei stele de Pământ ([[61 Cygni]], la 11,4 ani-lumină distanță) a fost făcută în 1838 de [[Paralaxă|paralaxa]] lui [[Friedrich Bessel]]. Rezultatul obținut de el după 18 luni de observație - 10,4 ani-lumină - a fost similar cu cel modern.<ref name="Bessel">{{Cite web |url=http://messier.seds.org/xtra/Bios/bessel.html |title=Friedrich Wilhelm Bessel |autor=Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine |publisher=Students for the Exploration and Development of Space |accessdate=2014-07-05}}</ref> Studiile ulterioare folosind această metodă au relevat distanțele semnificative dintre stele în spațiu.<ref name="he history" /> Observarea stelelor duble a căpătat o importanță tot mai mare în secolul al XIX-lea. În 1827, Felix Savary a fost primul care a descris orbitele unui sistem binar folosind observații făcute cu un telescop.<ref>{{cite book
 | first=Robert G. | last=Aitken | title=The Binary Stars | page=66
 | publisher=Dover Publications Inc. | location=New York
 | date=1964 | isbn=978-0-486-61102-0}}</ref> Obiectul observației sale a fost primul sistem binar cunoscut, descoperit de William Herschel în 1780, sistemul [[Xi Ursae Majoris|ξ Ursae Majoris]].<ref>{{cite web|url = http://www-history.mcs.st-andrews.ac.uk/Biographies/Savary.html |title = Felix Savary, biography |autor = J.J. O’Connor, E.F. Robertson |accessdate= 2011-06-22}}</ref><ref name="Aitken">{{citat carte|nume=Aitken |prenume =Robert G. |title=The Binary Stars |editură=Dover Publications|loc=New York |an=1964}}</ref> În 1834, Friedrich Bessel, pe baza schimbărilor din mișcarea proprie a lui [[Sirius]], a prezentat o ipoteză despre existența unei stele invizibile însoțitoare, care în 1862 a fost identificată drept pitica albă a lui Sirius B.<ref>{{Citat revistă |last=Bessel |first=F.W. |title=On the Variations of the Proper Motions of ''Procyon'' and ''Sirius'' |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=6  |year=1844 |pages=136–141}}</ref><ref>{{Citat revistă|last=Flammarion |first=Camille|title=The Companion of Sirius |journal=The Astronomical Register |volume=15 |issue=176 |year=1877 |pages=186–189}}</ref> 

Astronomi precum [[Friedrich Georg Wilhelm von Struve]] și [[Sherburne Wesley Burnham|S. W. Burnham]] au colectat observații detaliate ale multor sisteme de stele binare făcând posibilă calcularea maselor stelelor pe baza elementele lor orbitale. [[Edward Pickering]] a descoperit primul binar spectroscopic în 1899, când a observat divizarea periodică a liniilor spectrale ale stelei [[Zeta Ursae Majoris|Mizar]] într-o perioadă de 104 zile.

La mijlocul secolului al XIX-lea, [[Gustav Kirchhoff]] a publicat legea radiațiilor termice. Acesta a arătat că Soarele radia o cantitate extraordinară de energie.  De atunci, a fost căutată sursa de energie a radiațiilor solare, și deci alte stele. Conceptele analizate, cum ar fi reacțiile chimice sau căderea asteroizilor pe Soare, nu au fost în măsură să explice o energie atât de mare. Doar [[Mecanismul Kelvin–Helmholtz|teoria Kelvin-Helmholtz]] a obținerii de energie prin colaps gravitațional a obținut recunoașterea și a fost teoria dominantă până la începutul secolului XX. Energia colapsului gravitațional este sursa de căldură a stelei înainte de începerea schimbărilor nucleare și în timpul proceselor de colaps.<ref>{{Citat web |url = https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1609/1609.02834.pdf |title = The Source of Solar Energy, ca. 1840–1910 |autor = Helge Kragh |datăaccesare = 2019-06-14}}</ref>.

===Secolul XX ===
În secolul XX s-a înregistrat o dezvoltare semnificativă în [[astronomie]], iar fotografia a devenit un instrument extrem de valoros, util în observarea stelelor. [[Karl Schwarzschild]] a descoperit că se poate determina culoarea unei stele, care indică temperatura efectivă a acesteia, comparând [[Magnitudine aparentă|magnitudine aparentă]] cu magnitudinea fotografică. O creștere semnificativă a preciziei măsurătorilor cantităților stelare în diferite intervale de unde electromagnetice a fost adusă de inventarea [[fotometru]]lui [[Efect fotoelectric|fotoelectric]]. În 1921, [[Albert A. Michelson]] a făcut primele măsurători ale diametrului unei stele folosind un interferometru pe telescopul Hooker de la Observatorul Mount Wilson.<ref>{{cite journal
 | last1=Michelson | first1=A. A. | last2=Pease | first2=F. G.
 | title=Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer
 | journal=Astrophysical Journal | date=1921 | volume=53 | issue=5 | pages=249–259
 | bibcode=1921ApJ....53..249M | doi= 10.1086/142603 }}</ref>
[[File:Milky Way IR Spitzer.jpg|thumb|300px|Imagine în infraroșu de la telescopul spațial Spitzer al [[NASA]] prezintă sute de mii de stele din galaxia [[Calea Lactee]].]]

În primele decenii ale secolului XX, au fost create și modele fizice ale fenomenelor care au loc în stele și a procesului de evoluție a acestora. Dezvoltarea [[diagrama Hertzsprung-Russell|diagramei Hertzsprung-Russell]] în 1913 de către [[Ejnar Hertzsprung]] și, independent de el, [[Henry Norris Russell]], a contribuit la dinamica cercetărilor efectuate. [[Cecilia Payne-Gaposchkin]] a scris pentru prima dată în teza ei de doctorat din 1925 că stelele sunt alcătuite în primul rând din [[hidrogen]] și [[heliu]].<ref>{{cite web
 |url        = http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |archive-url = https://web.archive.org/web/20050318221903/http://cwp.library.ucla.edu/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html
 |url-status=dead
 |archive-date = 2005-03-18
 |title      = " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
 |publisher  = [[University of California]]
 |accessdate = 2013-02-21
}}</ref> Dezvoltarea fizicii cuantice a făcut posibilă înțelegerea fenomenului formării spectrului stelelor. Acest lucru a permis determinarea compoziției chimice a atmosferei stelare.<ref name="new cosmos">{{cite book
 | last1=Unsöld | first1=Albrecht | title=The New Cosmos
 | publisher=Springer | location=New York
 | date=2001 | edition=5th | pages=180–185, 215–216
 | isbn=978-3-540-67877-9}}</ref>

Cele mai cuprinzătoare cataloage de stele au fost compilate pentru partea vizibilă a [[Calea Lactee|Căii Lactee]],<ref>{{cite news
 | title=Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission
 | publisher=ESA | date=December 8, 1997
 | url=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS&page=esa_msa
 | accessdate=2007-08-05}}</ref> iar progresele tehnologice au permis astronomilor să observe stele individuale și în alte [[galaxie|galaxii]] aparținând [[Grupul Local|Grupului Local]].<ref>e.g. {{cite journal
 | last1=Battinelli | first1=Paolo | last2=Demers | first2=Serge
 | last3=Letarte | first3=Bruno
 | title=Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31
 | journal=The Astronomical Journal
 | date=2003 | volume=125 | issue=3 | pages=1298–1308
 | bibcode=2003AJ....125.1298B | doi= 10.1086/346274
| doi-access=free }}</ref> Dar unele stele au fost observate în [[Messier 100|galaxia M100]] a [[Roiul Fecioarei|Roiului Fecioarei]], la aproximativ 100 de milioane de [[ani-lumină]] de [[Pământ]].<ref>{{cite web
 | last1=Villard | first1=Ray | last2=Freedman | first2=Wendy L.
 | date=October 26, 1994
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1994/1994/49/text/
 | title=Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet
 | publisher=Hubble Site
 | accessdate= 2007-08-05}}</ref> În [[Fecioara (super-roi de galaxii)|Super-roiul Local]], este posibil să vezi roiuri de stele, iar telescoapele actuale ar putea, în principiu, să observe stele individuale în Grupul Local <ref>{{cite news
 | title=Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe
 | publisher=Hubble Site | date=May 25, 1999
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1999/19/text/
 | accessdate=2007-08-02}}</ref> (a se vedea [[Cefeidă|Cefaidele]]). Cu toate acestea, în afara Super-roiului Local al galaxiilor, nu au fost observate nici stele individuale, nici roiuri de stele. Singura excepție este o imagine slabă a unui grup mare de stele care conține sute de mii de stele situate la o distanță de un miliard de ani-lumină <ref>{{cite news
 | title=UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away.
 | publisher=UBC Public Affairs
 | date=January 8, 2007
 | url=http://news.ubc.ca/2007/01/08/archive-media-releases-2007-mr-07-001/
 | accessdate=2015-06-28
 | archive-date=2015-06-30
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20150630223830/http://news.ubc.ca/2007/01/08/archive-media-releases-2007-mr-07-001/
 | dead-url=yes
 }}</ref> — de zece ori mai departe decât cel mai îndepărtat roi de stele observat anterior.

În februarie 2018, astronomii au raportat, pentru prima dată, un semnal al epocii de reionizare, o detectare indirectă a luminii de la primele stele formate — la aproximativ 180 de milioane de ani după [[Big Bang]].<ref name="NAT-20180228">{{cite journal |last=Gibney |first=Elizabeth |title=Astronomers detect light from the Universe's first stars – Surprises in signal from cosmic dawn also hint at presence of dark matter. |url=https://www.nature.com/articles/d41586-018-02616-8 |date=28 February 2018 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |accessdate=28 February 2018 |doi=10.1038/d41586-018-02616-8 }}</ref>

În aprilie 2018, astronomii au raportat detectarea celei mai îndepărtate stele „obișnuite” (adică, în [[secvența principală]]), denumită Icarus (formal, MACS J1149 Lensed Star 1), la 9 miliarde de ani-lumină de Pământ.<ref name="NA-20180402">{{cite journal |author=Kelly, Patrick L. |display-authors=etal |title=Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens |date=2 April 2018 |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |volume=2 |issue=4 |pages=334–342 |doi=10.1038/s41550-018-0430-3 |arxiv=1706.10279 |bibcode=2018NatAs...2..334K }}</ref><ref name="SPC-20180402">{{cite web |last=Howell |first=Elizabeth |title=Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen |url=https://www.space.com/40171-cosmic-alignment-reveals-most-distant-star-yet.html |date=2 April 2018|work=[[Space.com]] |accessdate=2 April 2018 }}</ref>

În mai 2018, astronomii au raportat detectarea celui mai îndepărtat oxigen detectat vreodată în [[Univers]] — și cea mai îndepărtată galaxie observată vreodată de [[Atacama Large Millimeter Array]] sau de [[Very Large Telescope]] — echipa deducând că semnalul a fost emis acum 13,3 miliarde de ani (sau 500 de milioane de ani după Big Bang). Ei au descoperit că luminozitatea observată a galaxiei este bine explicată de un model în care debutul formării stelelor corespunde la doar la 250 de milioane de ani de la începerea Universului, ceea ce corespunde unei [[deplasare spre roșu|deplasări spre roșu]] de aproximativ 15.<ref>{{cite journal
 | url = http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1815/eso1815a.pdf
 | title = The onset of star formation 250 million years after Big Bang
 | journal = Nature
 | volume = 557
 | issue = 7705
 | pages = 392–395
 | date = May 2018 | bibcode = 2018Natur.557..392H
 | last1 = Hashimoto
 | first1 = Takuya
 | last2 = Laporte
 | first2 = Nicolas
 | last3 = Mawatari
 | first3 = Ken
 | last4 = Ellis
 | first4 = Richard S.
 | last5 = Inoue
 | first5 = Akio K.
 | last6 = Zackrisson
 | first6 = Erik
 | last7 = Roberts-Borsani
 | first7 = Guido
 | last8 = Zheng
 | first8 = Wei
 | last9 = Tamura
 | first9 = Yoichi
 | last10 = Bauer
 | first10 = Franz E.
 | last11 = Fletcher
 | first11 = Thomas
 | last12 = Harikane
 | first12 = Yuichi
 | last13 = Hatsukade
 | first13 = Bunyo
 | last14 = Hayatsu
 | first14 = Natsuki H.
 | last15 = Matsuda
 | first15 = Yuichi
 | last16 = Matsuo
 | first16 = Hiroshi
 | last17 = Okamoto
 | first17 = Takashi
 | last18 = Ouchi
 | first18 = Masami
 | last19 = Pelló
 | first19 = Roser
 | last20 = Rydberg
 | first20 = Claes-Erik
 | last21 = Shimizu
 | first21 = Ikkoh
 | last22 = Taniguchi
 | first22 = Yoshiaki
 | last23 = Umehata
 | first23 = Hideki
 | last24 = Yoshida
 | first24 = Naoki
 | arxiv = 1805.05966
 | doi = 10.1038/s41586-018-0117-z
 | pmid = 29769675
 }}</ref>

==Unități de măsură==
Deși parametrii stelari pot fi exprimați în [[Sistemul internațional de unități|unități SI]] sau [[Sistemul de unități CGS în electromagnetism|unități CGS]], cel mai adesea sunt folosite unitățile solare pentru a indica masa, luminozitatea și raza pe baza proprietăților Soarelui. În 2015, IAU a definit un set de valori solare ''nominale'' (definite drept constante SI, fără incertitudini) care pot fi utilizate pentru parametri stelari: 

:{|
| [[Luminozitate solară|Luminozitate solară nominală]]:
| ''L''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|3,828 × 10<sup>26</sup> W}} <ref name="Prsa16">{{cite journal
 | last1=Prsa | first1=A. | last2=Harmanec | first2=P. | last3=Torres | first3=G. | last4=Mamajek | first4=E. | display-authors=etal| title=Nominal values for selected solar and planetary quantities: IAU 2015 Resolution B3| journal=Astronomical Journal | date=2016 | volume=152
 | issue=2 | pages=41 | bibcode=2016AJ....152...41P
 | doi=10.3847/0004-6256/152/2/41 |arxiv=1605.09788}}</ref>
|-
| [[Rază solară|Rază solară nominală]]
| ''R''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|6,957 × 10<sup>8</sup> m}} <ref name="Prsa16"/>
|}
[[Masă solară|Masa solară]] M<sub>⊙</sub> nu a fost definită în mod explicit de IAU din cauza incertitudinii relative mari (10<sup>−4</sup>) a [[constantă gravitațională|constantei gravitaționale newtoniene]] G. Cu toate acestea, deoarece produsul constantei gravitaționale newtoniene și a masei solare GM<sub>⊙</sub> a fost determinat la o precizie mult mai mare, IAU a definit parametrul masei solare nominale drept: 

:{|
| parametrul masei solare nominale:
| ''GM''<sub>⊙</sub> = {{nowrap|1,3271244 × 10<sup>20</sup> m<sup>3</sup> s<sup>−2</sup>}} <ref name="Prsa16"/>
|}

Se poate combina parametrul masei solare nominale cu cea mai recentă estimare CODATA a constantei gravitaționale newtoniene G (din 2014) pentru a obține o masă solară de aproximativ 1,9885 × 10<sup>30</sup> kg. Deși valorile exacte pentru luminozitate, rază, parametru de masă și masă pot varia ușor în viitor din cauza incertitudinilor observaționale, constantele nominale IAU din 2015 vor rămâne la aceleași valori SI deoarece rămân măsuri utile pentru citarea parametrilor stelari. 

Lungimi mari, cum ar fi raza unei stele uriașe sau axa semimajoră a unui sistem de stele binare, sunt adesea exprimate în termeni de [[unitate astronomică]] — aproximativ egală cu distanța medie dintre Pământ și Soare (150 milioane km). Distanțele mari până la alte stele se mai exprimă în [[ani-lumină]]. De exemplu, steaua [[Proxima Centauri]] se află la 4,3 ani-lumină de Terra. O altă unitate folosită pentru a determina distanța stelelor este așa-numita [[parsec]], care are o valoare de aproximativ 3,26 ani-lumină. 

În 2012, IAU a definit constanta astronomică ca o lungime exactă în metri: 149.597.870.700 m.<ref name="Prsa16"/>

==Formare și evoluție==
{{Main|Evoluția stelelor}}
[[File:Eagle Nebula from ESO.jpg|thumb|280px|[[Nebuloasa Acvila]], o regiune HII în constelația [[Șarpele (constelație)|Șarpele]]. ]]
Termenul „evoluție stelară” se referă la schimbările care apar la o stea în timpul existenței sale. Datorită duratei foarte lungi a procesului de evoluție a stelelor (de ordinul a milioane sau miliarde de ani), omul nu poate observa întregul parcurs al unei stele, prin urmare, cunoștințele despre aceasta provin din cercetarea multor stele aflate în diferite etape ale dezvoltării și creează modele fizice care reflectă rezultatele observației. Fiecare stea evoluează într-un mod dependent în primul rând de masa sa inițială - cu cât steaua este mai masivă, cu atât ciclul său de viață este mai scurt. În [[Stea binară cu contact|sistemele cu contact dublu]], fluxul de materie între cele două stelele afectează și procesul de evoluție. 

Stelele se condensează din regiuni ale spațiului cu densitate mai mare de materie. Aceste regiuni — cunoscute sub numele de [[nor molecular|nori moleculari]] — constau în cea mai mare parte din hidrogen, cu aproximativ 23-28% heliu și câteva procente cu elemente mai grele. Un exemplu al unei astfel de regiuni de formare a stelelor este [[Nebuloasa Orion]].<ref>
{{cite journal
 | last=Woodward | first=P. R.
 | title=Theoretical models of star formation
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | date=1978 | volume=16
 | issue=1 | pages=555–584 | doi= 10.1146/annurev.aa.16.090178.003011
 | bibcode=1978ARA&A..16..555W
}}
</ref> Majoritatea stelelor se formează în grupuri de zeci până la sute de mii de stele.<ref>
{{cite journal
 | last1=Lada | first1=C. J.
 | last2=Lada | first2= E. A.
 | title= Embedded Clusters in Molecular Clouds
 | journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics
 | date=2003 | volume= 41
 | issue=1 | pages= 57–115 | doi=10.1146/annurev.astro.41.011802.094844
 | bibcode=2003ARA&A..41...57L
|arxiv = astro-ph/0301540 | s2cid=16752089
 }}
</ref> Stelele masive din aceste grupuri pot lumina puternic acei nori, ionizând hidrogenul și creând regiuni H II. 

Toate stelele își petrec majoritatea existenței ca ''stele de [[secvența principală|secvență principală]]'', alimentate în principal de fuziunea nucleară a hidrogenului în heliu din nucleele lor. Cu toate acestea, stelele de mase diferite au proprietăți semnificativ diferite în diferite stadii ale dezvoltării lor. Soarta finală a stelelor masive diferă de cea a stelelor mai puțin masive, la fel ca luminozitățile lor și impactul pe care îl au asupra mediului lor. În consecință, astronomii adesea grupează stelele după masa lor:<ref>
{{cite book
 | first=Sun | last=Kwok | date=2000 | pages=103–104
 | title=The origin and evolution of planetary nebulae
 | volume=33 | series=Cambridge astrophysics series
 | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-62313-1}}
</ref>
* '''Stele cu masă foarte mică''' cu mase sub 0,5 {{Solar mass|link=no}}. Sunt complet convective și distribuie heliu uniform în întreaga stea în timp ce se află în secvența principală. Ele nu devin niciodată [[gigante roșii]], ci devin [[pitice albe]] și se răcesc încet după ce și-au epuizat hidrogenul.<ref name=adams/> Cu toate acestea, întrucât durata de viață a stelelor de 0,5 ''M''<sub>☉</sub> este mai lungă decât [[vârsta universului]], nici o astfel de stea nu a ajuns încă la stadiul pitică albă.
* '''Stele cu masă scăzută''' (inclusiv [[Soare]]le), cu o masă cuprinsă între 0,5 și 1,8-2,5 ''M''<sub>☉</sub> în funcție de compoziție, devin gigante roșii pe măsură ce hidrogenul lor este epuizat și încep să ardă heliu. Dezvoltă un nucleu degenerat carbon-oxigen mai târziu pe [[ramura gigant asimptotică]]; în cele din urmă își aruncă învelișul exterior ca o nebuloasă planetară și își dezvăluie nucleul sub forma unei pitice albe.
* '''Stele cu masă intermediară''', între 1,8-2,5 ''M''<sub>☉</sub> și 5-10 ''M''<sub>☉</sub>, trec prin etape evolutive similare stelelor cu masă mică, dar după o perioadă relativ scurtă pe ramura gigantă roșie petrec o perioadă extinsă în ''[[red clump]]'' înainte de a forma un nucleu degenerat de carbon-oxigen.
* '''Stele masive''' care au în general o masă minimă de 7-10 ''M''<sub>☉</sub>. După epuizarea hidrogenului din nucleu, aceste stele devin [[supergigante]] și continuă să fuzioneze elemente mai grele decât heliul. Își încheie viața când nucleele lor colapsează și explodează ca supernove.

===Formare===
{{Main|Apariția stelelor}}

Formarea unei stele începe cu instabilitatea gravitațională în cadrul unui [[nor molecular]], cauzată de regiuni cu densitate mai mare - adesea declanșată de compresia norilor prin radiații de la stele masive, extinderea bulelor în mediul interstelar, coliziunea diferiților nori moleculare sau coliziunea de galaxii.<ref>
{{cite journal
 | last1=Elmegreen | first1=B. G.
 | last2=Lada | first2= C. J.
 | title= Sequential formation of subgroups in OB associations
 | journal= Astrophysical Journal, Part 1
 | date=1977 | volume= 214
 | pages= 725–741 | doi=10.1086/155302
 | bibcode=1977ApJ...214..725E
}}
</ref><ref>
{{cite journal
 | last1=Getman | first1=K. V.
 | display-authors=1
 | last2=Feigelson | first2= E. D.
 | last3=Sicilia-Aguilar| first3=A.
 | last4=Broos | first4=P. S.
 | last5=Kuhn | first5=M. A.
 | last6=Garmire | first6=G. P.
 | title= The Elephant Trunk Nebula and the Trumpler 37 cluster: contribution of triggered star formation to the total population of an H II region
 | journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 | date=2012 | volume= 426 | issue=4
 | pages= 2917–2943 | doi=10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x
 | bibcode=2012MNRAS.426.2917G
|arxiv = 1208.1471 }}
</ref> Când o regiune atinge o densitate suficientă a materiei pentru a satisface criteriile pentru instabilitate gravitațională, aceasta începe să colapseze sub propria forță gravitațională.<ref>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith | date=2004
 | title=The Origin of Stars | publisher=Imperial College Press
 | isbn=978-1-86094-501-4 | pages=57–68}}
</ref>

[[File:Witness the Birth of a Star.jpg|thumb|Reprezentare artistică a nașterii unei stele dintr-un [[nor molecular]] dens.]]
Pe măsură ce norul colapsează, conglomerările individuale de praf dens și gaz formează „[[Globulă Bok|globule Bok]]”. Pe măsură ce globula colapsează și densitatea crește, energia gravitațională se transformă în căldură și temperatura crește. Când norul protostelar a ajuns aproximativ la starea [[echilibru hidrostatic|echilibrului hidrostatic]], o [[protostea]] se formează în nucleul său.<ref>
{{cite web
 | last= Seligman | first= Courtney
 | url= http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archiveurl= https://web.archive.org/web/20080623190408/http://courtneyseligman.com/text/stars/starevol2.htm
 | archivedate= 2008-06-23
 | title= Slow Contraction of Protostellar Cloud | work= Self-published
 | accessdate= 2006-09-05}}
</ref> Aceste stele pre-secvență principală sunt adesea înconjurate de un [[disc protoplanetar]] și alimentate în principal de conversia energiei gravitaționale. Perioada de contracție gravitațională durează aproximativ 10-15 milioane de ani. 
[[File:W40_star-forming_region.jpg|thumb|Un roi de aproximativ 500 de stele tinere se află în pepiniera stelară W40 din apropiere.]]

Stelele timpurii cu mai puțin de 2 ''M''<sub>☉</sub> se numesc [[Stea T Tauri|stele T Tauri]], în timp ce cele cu masă mai mare sunt [[Stea Herbig Ae/Be|stelele Herbig Ae/Be]]. Aceste stele nou formate emit jeturi de gaz de-a lungul axei lor de rotație, ceea ce poate reduce [[impuls unghiular|impulsul unghiular]] al stelei în colaps și poate duce la mici zone de nebulozitate cunoscute sub numele de [[Obiect Herbig–Haro|obiecte Herbig-Haro]].<ref>
{{cite conference
 | last1=Bally | first1=J. | last2=Morse | first2=J.
 | last3=Reipurth | first3=B. | date= 1996
 | title=The Birth of Stars: Herbig-Haro Jets, Accretion and Proto-Planetary Disks
 | booktitle= Science with the Hubble Space Telescope – II. Proceedings of a workshop held in Paris, France, December 4–8, 1995
 | editor1-last=Benvenuti | editor1-first=Piero
 | editor2-first=F.D. | editor2-last=Macchetto
 | editor3-first=Ethan J. | editor3-last=Schreier
 | publisher=Space Telescope Science Institute | page=491
 | bibcode=1996swhs.conf..491B
}}
</ref><ref name=smith04>
{{cite book
 | first=Michael David | last=Smith
 | title=The origin of stars | page=176 | date=2004
 | isbn=978-1-86094-501-4
 | publisher=Imperial College Press
}}</ref> Aceste jeturi, în combinație cu radiațiile din stelele masive din apropiere, pot ajuta la alungarea norului înconjurător din care s-a format steaua.<ref>{{cite news| first=Tom | last=Megeath | date=May 11, 2010 | title=Herschel finds a hole in space | url=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html| publisher=ESA | accessdate=2010-05-17}}</ref>

La începutul dezvoltării lor, stelele T Tauri urmează [[linia Hayashi]] — se contractă și scad în luminozitate rămânând aproximativ la aceeași temperatură. Stele T Tauri mai puțin masive urmăresc această cale până la secvența principală, în timp ce stele mai masive vor urma [[linia Henyey]]. 

Se observă că majoritatea stelelor fac parte din sistemele de stele binare și proprietățile acestor sisteme sunt rezultatul condițiilor în care s-au format.<ref>{{cite journal | last1=Duquennoy | first1=A. | last2=Mayor | first2= M. | title= Multiplicity among solar-type stars in the solar neighbourhood. II – Distribution of the orbital elements in an unbiased sample | journal= Astronomy & Astrophysics | date=1991 | volume= 248 | issue=2 | pages= 485–524 | bibcode=1991A&A...248..485D}}</ref> Un nor de gaz trebuie să-și piardă impulsul unghiular pentru a colapsa și a forma o stea. Fragmentarea norului în mai multe stele distribuie o parte din acel impuls unghiular. Binarele primordiale transferă un impuls unghiular prin interacțiuni gravitaționale în timpul întâlnirilor strânse cu alte stele în roiuri de stele tinere. Aceste interacțiuni tind să divizeze în continuare sistemele binare separate (soft), provocând totodată o legătură mai strânsă între sistemele dure iar rezultatul este separarea sistemelor binare în cele două distribuții ale populației observate. 

===Secvența principală===
{{AP|Secvența principală}}

Secvența principală este o fază de stabilitate în timpul căreia stelele fuzionează hidrogenul în heliu la temperaturi și presiuni ridicate; stelele petrec aproximativ 90% din existența lor în această fază.<ref name="Mengel">{{cite journal| last1=J. G. Mengel|last2=P. Demarque|last3=A. V.Sweigart|last4=P. G. Gross | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence | journal=Astrophysical Journal Supplement Series | data=1979 | volume=40 | pages=733–791 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979ApJS...40..733M}}</ref>

În această fază, proporția de heliu din nucleul unei stele va crește constant, viteza de fuziune nucleară în nucleu va crește lent, la fel și temperatura și luminozitatea stelei.<ref>{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Mengel | first1=J. G. | last2=Demarque | first2=P.
 | last3=Sweigart | first3=A. V. | last4=Gross | first4=P. G.
 | title=Stellar evolution from the zero-age main sequence
 | journal=Astrophysical Journal Supplement Series
 | date=1979 | volume=40 | pages=733–791
 | bibcode=1979ApJS...40..733M | doi= 10.1086/190603}}</ref> De exemplu, se estimează că Soarele a crescut în luminozitate cu aproximativ 40% de când a atins secvența principală, acum  4,6 miliarde de ani.<ref name=sun_future />

Fiecare stea generează un vânt stelar de particule care determină o evadare continuă de gaz în spațiu. Pentru majoritatea stelelor, masa pierdută este neglijabilă. Soarele pierde 10<sup>−14</sup> ''M''<sub>☉</sub> în fiecare an.<ref>
{{cite journal | display-authors=1
 | last1=Wood | first1=B. E. | last2=Müller | first2=H.-R.
 | last3=Zank | first3=G. P. | last4=Linsky | first4=J. L.
 | title=Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity
 | journal=The Astrophysical Journal | date=2002
 | volume=574 | issue=1 | pages=412–425
| doi= 10.1086/340797 | bibcode=2002ApJ...574..412W
|arxiv= astro-ph/0203437}}
</ref> Stelele foarte masive pot pierde 10<sup>−7</sup> până la 10<sup>−5</sup> ''M''<sub>☉</sub> în fiecare an, afectând semnificativ evoluția lor.<ref>
{{cite journal
 | last1=de Loore | first1=C. | last2=de Greve | first2=J. P.
 | last3=Lamers | first3=H. J. G. L. M.
 | title=Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind
 | journal=Astronomy and Astrophysics | date=1977 | volume=61
 | issue=2 | pages=251–259
 | bibcode=1977A&A....61..251D}}
</ref> Stelele care au o masă inițială mai mare de 50 ''M''<sub>☉</sub> pot pierde peste jumătate din masa lor totală în timp ce se află în secvența principală.<ref>{{cite web
 | url= http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | title= The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
 | publisher= Royal Greenwich Observatory
 | accessdate= 2015-11-17
 | archive-date= 2015-11-18
 | archive-url= https://web.archive.org/web/20151118161020/http://certificate.ulo.ucl.ac.uk/modules/year_one/ROG/stellar_evolution/conWebDoc.727.html
 | dead-url= yes
 }}</ref>

[[File:H-R diagram -edited-3.gif|thumb|Un exemplu de [[diagramă Hertzsprung–Russell]] pentru un set de stele care include Soarele (centrul).]]
Timpul pe care o stea îl petrece în secvența principală depinde în primul rând de cantitatea de combustibil pe care o are și de rata cu care fuzionează. Este de așteptat ca Soarele să trăiască 10 miliarde (10<sup>10</sup>) de ani. Stelele masive își consumă foarte rapid combustibilul și au o viață scurtă. Stelele cu masă scăzută își consumă combustibilul foarte lent. Stelele cu o masă mai mică decât 0,25 ''M''<sub>☉</sub>, numite [[pitică roșie|pitice roșii]], sunt capabile să fuzioneze aproape toată masa lor, în timp ce stelele de aproximativ 1 ''M''<sub>☉</sub> pot fuziona doar aproximativ 10% din masa lor. Combinația dintre consumul lor lent de combustibil și aprovizionarea cu combustibil utilizabil relativ mare permite stelelor cu masă scăzută să aibe o durată de viață de aproximativ un trilion (10<sup>12</sup>) de ani. Pitica roșie devine [[Pitică albastră|mai fierbinte și mai luminoasă]] pe măsură ce acumulează heliu. Când în cele din urmă rămân fără hidrogen, se contractă într-o [[pitică albă]] și temperatura scade.<ref name=adams>{{cite conference
 | bibcode=2004RMxAC..22...46A
 | last=Adams
 | first=Fred C.
 | last2=Laughlin
 | first2=Gregory
 | last3=Graves
 | first3=Genevieve J.M.
 | title=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence
 | booktitle=Gravitational Collapse: From Massive Stars to Planets
 | pages=46–49
 | publisher=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
 | url=http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | accessdate=2008-06-24
 | archive-date=2019-07-11
 | archive-url=https://web.archive.org/web/20190711072446/http://www.astroscu.unam.mx/rmaa/RMxAC..22/PDF/RMxAC..22_adams.pdf
 | dead-url=yes
 }}</ref> Cu toate acestea, întrucât durata de viață a unor astfel de stele este mai mare decât vârsta actuală a Universului (13,8 miliarde de ani), este de așteptat ca nici o stea cu o masă sub 0,85 ''M''<sub>☉</sub> <ref name="saomainseq">
{{cite web |title=Main Sequence Lifetime |url=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime |encyclopedia=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy |publisher=Swinburne University of Technology}}</ref> să se îndepărteze din secvența principală. 

Pe lângă masă, elementele mai grele decât heliu pot juca un rol semnificativ în evoluția stelelor. Astronomii etichetează toate elementele mai grele decât heliu „metale” și numesc concentrația chimică a acestor elemente dintr-o stea, [[metalicitate]]a acesteia. Metalicitatea unei stele poate influența timpul în care steaua necesită să-și ardă combustibilul și controlează formarea câmpurilor sale magnetice,<ref>
{{cite journal
 | display-authors=1
 | last1=Pizzolato | first1=N. | last2=Ventura | first2=P.
 | last3=D'Antona | first3=F. | last4=Maggio | first4=A.
 | last5=Micela | first5=G. | last6=Sciortino | first6=S.
 | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | date=2001 | volume=373
 | issue=2 | pages=597–607
 | doi=10.1051/0004-6361:20010626
| bibcode=2001A&A...373..597P| doi-access=free }}
</ref> care afectează rezistența vântului său stelar.<ref>
{{cite web
 | date= June 18, 2004
 | url= http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archiveurl= https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html
 | archivedate= 2004-11-22
 | title= Mass loss and Evolution | publisher= UCL Astrophysics Group
 | accessdate= 2006-08-26}}
</ref>  

===Post secvență principală===
{{AP|Stea subgigantă|Gigantă roșie}}
[[File:Betelgeuse captured by ALMA.jpg|thumb|Acest blob portocaliu arată steaua [[Betelgeuse]], așa cum a fost văzută de radiotelescopul [[Atacama Large Millimeter/submillimeter Array|ALMA]].]]
Deoarece stelele de cel puțin 0,4 ''M''<sub>☉</sub> <ref name="late stages" /> își epuizează furnizarea de hidrogen în nucleu, încep să fuzioneze hidrogenul într-o zonă din afara nucleului de heliu. Straturile lor exterioare se extind și se răcesc foarte mult, deoarece formează o [[gigantă roșie]]. În aproximativ 5 miliarde de ani, când Soarele va intra în faza de ardere a heliului, acesta se va extinde până la o rază maximă de aproximativ 1 [[unitate astronomică]] (150 de milioane de kilometri), de 250 de ori dimensiunea sa actuală și va pierde 30% din masa actuală.<ref name="sun_future">
{{cite journal |last1= Sackmann |first1= I. J. |last2= Boothroyd |first2= A. I. |last3= Kraemer |first3= K. E. |title= Our Sun. III. Present and Future |page= 457 |journal= Astrophysical Journal |date= 1993 |volume= 418 |bibcode= 1993ApJ...418..457S |doi= 10.1086/173407}}</ref><ref name="sun_future_schroder">{{cite journal |first1= K.-P. |last1= Schröder |last2= Smith |first2= Robert Connon |date= 2008 |title= Distant future of the Sun and Earth revisited |doi= 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x |journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume= 386 |issue= 1 |pages= 155–163 |bibcode= 2008MNRAS.386..155S |arxiv= 0801.4031}}
See also {{cite news
 | url=https://www.newscientist.com/article/dn13369
 | title=Hope dims that Earth will survive Sun's death
 | date=February 22, 2008
 | work=NewScientist.com news service
 | first=Jason | last=Palmer
 | accessdate=2008-03-24}}
</ref>

Pe măsură ce arderea hidrogen produce mai mult heliu, nucleul crește în masă și temperatură. Într-o gigantă roșie de până la 2,25 ''M''<sub>☉</sub>, masa nucleului de heliu degenerează înainte de fuziunea heliului. În cele din urmă, când temperatura crește suficient, fuziunea de heliu începe exploziv în ceea ce se numește flash de heliu, iar steaua se micșorează rapid în rază, își crește temperatura de suprafață și se deplasează către ramura orizontală a diagramei HR. Pentru stele mai masive, fuziunea nucleului de heliu începe înainte ca nucleul să degenereze, iar steaua va arde încet heliul, înainte ca învelișul convectiv exterior să colapseze și steaua să se mute în ramura orizontală.<ref name="iben"/>

După ce steaua a fuzionat heliul din nucleul său, carbonul produs fuzionează producând un nucleu fierbinte cu un înveliș exterior de heliu fuzionant. Steaua urmează apoi o cale evolutivă numită ramura gigantică asimptotică (AGB) care este paralelă cu cealaltă fază de gigantă roșie descrisă, dar cu o luminozitate mai mare. Stelele AGB mai masive pot suferi o scurtă perioadă de fuziune a carbonului înainte ca nucleul să degenereze. 

====Stelele masive====
{{AP|Stea hipergigantă|Stea Wolf–Rayet}}

În timpul fazei lor de ardere a heliului, o stea de peste 9 mase solare se extinde pentru a forma mai întâi o [[supergiantă albastră]] și apoi o [[supergigantă roșie]]. În special stelele masive pot evolua spre o [[stea Wolf–Rayet]], caracterizată prin spectre dominate de linii de emisie de elemente mai grele decât hidrogenul, care au ajuns la suprafață datorită convecției puternice și pierderii intense de masă. 

Când heliul este epuizat în nucleul unei stele masive, nucleul se contractă și temperatura și presiunea cresc suficient pentru a fuziona carbonul. Acest proces continuă, etapele succesive fiind alimentate de [[neon]], [[oxigen]] și [[siliciu]]. Aproape de sfârșitul vieții stelei, fuziunea continuă printr-o serie de straturi consecutive în cadrul unei stele masive. Fiecare strat fuzionează un element diferit, stratul exterior fuzionează hidrogenul; următorul strat fuzionează heliul și așa mai departe.<ref>
{{cite web |url= https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l6_p5.html |title=The Evolution of Massive Stars and Type II Supernovae |publisher=Penn Stats College of Science |accessdate= 2016-01-05}}</ref>

Etapa finală apare atunci când o stea masivă începe să producă [[fier]]. Deoarece nucleele de fier sunt mai strâns legați decât orice nucleu mai greu, orice fuziune dincolo de fier nu produce o eliberare netă de energie. Un astfel de proces continuă într-un grad foarte limitat, dar consumă energie. În mod similar, deoarece nucleele sunt mai strâns legate decât toate nucleele mai ușoare, o astfel de energie nu poate fi eliberată prin fisiune.<ref name="sneden">{{Cite journal |title= Astronomy: The age of the Universe |journal= Nature |date= February 8, 2001  |pages= 673–675 |volume= 409 |issue= 6821 |doi= 10.1038/35055646 |pmid= 11217843 |first= Christopher |last= Sneden}}</ref>

====Moartea unei stele====
Atunci când steaua rămâne fără combustibil, presiunea exercitată de nucleul său nu mai este suficientă pentru a-și susține straturile exterioare. Drept urmare, nucleul colapsează sub propria greutate la o viteză enormă (de ordinul a 70.000 km/s, sau 0,23 [[Viteza luminii|c]]<ref name="grav_waves">{{cite web |title = Gravitational Waves from Gravitational Collapse |url = http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/ |publisher = Max Planck Society |data = 2006 |archiveurl = https://web.archive.org/web/20060912175543/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2003-2/ |archive-date = 2006-09-12 |accessdate = 2006-09-12 |dead-url = yes }}</ref>), iar straturile exterioare ale stelei sunt aruncate în spațiu într-un mod mai mult sau mai puțin violent. În funcție de nucleu, rămâne un obiect de înaltă densitate din materie degenerată, tipul acestuia depinzând de masa inițială a stelei.<ref name="Sandin">{{Citation | url=https://link.springer.com/article/10.1140/epjcd/s2005-03-003-y| title=Compact stars in the standard model - and beyond| newspaper=The European Physical Journal C| date=2011 | accessdate=2011-06-24}}</ref>

Dacă masa inițială a fost între 0,08–8 ''M''<sub>☉</sub>, după moartea stelei va rămâne o [[pitică albă]], un obiect de dimensiuni relativ mici (similar cu Pământul) și cu o masă mai mică sau egală cu [[limita Chandrasekhar]] (1,44 ''M''<sub>☉</sub>).<ref name="Liebert">{{cite journal |last1=Liebert |first1=J. |title=White dwarf stars |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |date=1980 |volume=18 |issue=2 |pages=363–398 |bibcode=1980ARA&A..18..363L |doi= 10.1146/annurev.aa.18.090180.002051}}</ref> Inițial, pitica albă are o temperatură de suprafață foarte ridicată,<ref name="fasi finali">{{cite web | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | title = Late stages of evolution for low-mass stars | publisher = Rochester Institute of Technology | accessdate=4 august 2006 }}</ref> care scade în timp ca urmare a interacțiunii sale cu mediul, în cele din urmă se răcește complet și se transformă într-o pitică neagră. Până în prezent, nu au fost observate pitice negre, deoarece, conform presupunerii astronomilor, timpul necesar pentru a ajunge o pitică neagră este mult mai lung decât vârsta actuală a Universului.<ref name="Liebert"/>

[[File:Crab Nebula.jpg|thumb|[[Nebuloasa Crabului]], rămășițe ale unei supernove care a fost observată prima dată în jurul anului 1050]]

O stea cu masa inițială de 0,08-0,4 ''M''<sub>☉</sub> devine o pitică albă treptat, fără stadii violente tranzitorii. Dacă este mai grea decât 0,4 ''M''<sub>☉</sub> (dar mai ușoară decât 8 ''M''<sub>☉</sub>) înainte de a se transforma într-o pitică albă, pierde învelișul exterior dând naștere la o [[nebuloasă planetară]].<ref name="Liebert"/>

La stelele cu o masă inițială de peste 8 ''M''<sub>☉</sub>, reacțiile termonucleare care apar în ele permit nucleului să ajungă la o masă care depășește [[limita Chandrasekhar]]. Când, după trecerea acestei limite, reacțiile nucleare ale stelei încetează, nucleul nu este în măsură să își susțină propria greutate și coolapsează rapid. Acest lucru se datorează faptului că în atomii prezenți, electronii sunt împinși în protoni, formând neutroni și neutrini cu ajutorul unei reacții de captare rapidă a electronilor (numită și beta-descompunere inversă). Unda de șoc formată prin acest colaps brusc face ca materia rămasă a stelei să 
explodeze într-o [[supernovă]]. Când astfel de evenimente din [[Calea Lactee]] au fost observate cu ochiul liber în trecut, ele au fost considerate „stele noi”, deoarece au apărut acolo unde înainte nu se putea vedea nimic.<ref name="supernova">
{{cite web
 | date=April 6, 2006
 | url=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html
 | title=Introduction to Supernova Remnants
 | publisher=Goddard Space Flight Center
 | accessdate=2006-07-16}}
</ref>

Energia uriașă eliberată într-o astfel de explozie permite fuziunea produselor de nucleosinteză stelară existente în elemente și mai grele, printr-un proces numit nucleosinteză de supernovă. O explozie de supernovă suflă straturile exterioare ale stelei, lăsând o rămășiță precum [[Nebuloasa Crabului]].<ref name="supernova" /> Nucleul este comprimat într-o [[stea neutronică]], care uneori se manifestă în sine ca un [[pulsar]] sau o erupție de raze X.<ref>{{cite web |url=https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/neutron_stars1.html |title=Neutron Stars, Pulsars, and Magnetars – Introduction |accessdate=2019-06-14}}</ref> 

Când steaua este atât de mare încât nucleul depășește 3,8 ''M''<sub>☉</sub> ([[limita Tolman–Oppenheimer–Volkoff]]<ref name="buco nero">{{cite journal|url = http://www.lescienze.it/news/2008/04/02/news/il_piu_piccolo_buco_nero_mai_osservato-579926/ |title = Il più piccolo buco nero mai osservato |journal = Le Scienze |data = 2008|accessdate= 2014-07-05}}</ref>), nu există forță capabilă să reziste colapsului gravitațional, iar nucleul se prăbușește la un volum mai mic decât [[raza Schwarzschild]], formând o [[gaură neagră]].<ref name="Fryer">{{cite journal |last1=Fryer |first1=C. L. |title=Black-hole formation from stellar collapse |journal=Classical and Quantum Gravity |date=2003 |volume=20 |issue=10 |pages=S73–S80 |doi= 10.1088/0264-9381/20/10/309 |bibcode=2003CQGra..20S..73F}}</ref> Pentru stelele mai mari (caracterizate printr-o greutate de peste 50 ''M''<sub>☉</sub><ref name="Fryer2">{{cite journal|last1 = Fryer |first1 = C.L. |title = Mass Limits For Black Hole Formation |journal = Astrophysical Journal |volume = 522 |issue = 1 |pages = 413–418 |doi = 10.1086/307647 |bibcode = 1999ApJ...522..413F}}</ref>), procesul poate continua fără impuls de supernova, deoarece colapsul nucleului este atât de mare încât unda de șoc nu este formată.<ref>{{cite web  |url = http://www.universetoday.com/84596/finding-the-failed-supernovae/ |title = Finding the Failed Supernovae |data = 2011 |publisher = Universe Today |accessdate= 2011-06-24}}</ref>

Într-o stea neutronică, materia se află într-o stare cunoscută sub numele de materie neutronică degenerată, cu o formă mai exotică de [[materie degenerată]], [[materie QCD|materia QCD]], posibil prezentă în nucleu.<ref>{{cite journal|title=Strange Quark Matter in Neutron Stars? – New Results from Chandra and XMM |autor=Markus H. Thoma; Joachim Truemper; Vadim Burwitz |journal=Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics |volume=30 |issue=1 |data=2003 |doi=10.1088/0954-3899/30/1/055}}</ref> Într-o gaură neagră, materia se află într-o stare care nu este înțeleasă în prezent.<ref>{{cite web |url=http://www.hawking.org.uk/into-a-black-hole.html |autor=Stephen Hawking |title=Into a Black Hole |accessdate=2019-06-14 |archive-date=2020-05-13 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200513054650/http://www.hawking.org.uk/into-a-black-hole.html |dead-url=yes }}</ref>

Cele mai mari stele, cu mase mai mari de 140 ''M''<sub>☉</sub>, își pot încheia viața chiar înainte de epuizarea combustibilului ca urmare a unei explozii de instabilitate, în urma căreia nici un obiect solid nu rămâne după stea și toată materia sa este împrăștiată în spațiu.<ref name="SN2006gy">{{cite journal |url = http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/chandra_bright_supernova.html |title = NASA’s Chandra Sees Brightest Supernova Ever |first1 = Boen |last1 = B. |data = 2007 |journal = [[NASA]] |accessdate = 2011-06-24 |archive-date = 2017-07-05 |archive-url = https://web.archive.org/web/20170705122700/http://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/news/chandra_bright_supernova.html |dead-url = yes }}</ref><ref>{{cite journal|url = http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1991/12/text/ |title = Largest, brightest supernova ever seen may be long-sought pair-instability supernova |first1 = Sanders |last1 = R. |data = 2007 |journal = University of California, Berkeley |accessdate= 2011-06-24}}</ref>.

Straturile exterioare aruncate de stele moarte includ elemente grele, care pot fi reciclate în timpul formării de noi stele. Aceste elemente grele permit formarea de planete stâncoase. Scurgerea din supernove și vântul stelar al stelelor mari joacă un rol important în conturarea mediului interstelar.<ref name="supernova" />

====Stele binare====
Evoluția post-secvență principală a stelelor binare poate fi semnificativ diferită de evoluția stelelor individuale de aceeași masă. Dacă stelele dintr-un sistem binar sunt suficient de apropiate, atunci când una dintre stele se extinde pentru a deveni o gigantă roșie, ar putea depăși [[lobul lui Roche]], regiunea din jurul unei stele în care materialul este legat gravitațional de stea, ceea ce duce la transferul de material la cealaltă. Atunci când se trece de lobul Roche, pot rezulta o varietate de fenomene, incluzând [[Stea binară cu contact|binarele cu contact]], binarele plic comun, [[Variabilă cataclismică|variabile cataclismice]] și [[Supernovă de tip Ia|supernovele de tip Ia]]. 

==Distribuție==
[[File:Sirius A and B artwork.jpg|left|thumb|Sistemul [[Sirius]]: o stea [[pitică albă]] pe orbită în jurul unei stele cu secvență principală tip A (concept artistic).]]

Stelele sunt una dintre formele de bază ale apariției [[materie]]i în [[Univers]].<ref>{{citat carte | nume= Chyży | prenume = Krzysztof | titlu=Encyklopedia Geograficzna Świata | volum=VIII | anoriginal = 1997 | editură= Wszechświat | limbă= pl | isbn = 83-85909-29-X}}</ref>  Ele nu sunt distribuite uniform în Univers, ci sunt grupate în mod normal în [[galaxie|galaxii]] împreună cu gazul și praful interstelar. O galaxie tipică conține sute de miliarde de stele și există mai mult de 2 trilioane (10<sup>12</sup> ) galaxii.<ref name="NYT-20161017">{{cite news |last=Fountain |first=Henry |title=Two Trillion Galaxies, at the Very Least |url=https://www.nytimes.com/2016/10/18/science/two-trillion-galaxies-at-the-very-least.html |date=17 October 2016 |work=[[The New York Times]] |accessdate=17 October 2016 }}</ref> Se estimează că în general există 10<sup>24</sup> stele<ref name="ESA-2019"/><ref name="ReferenceA"/> (mai multe stele decât toate boabele de nisip de pe [[Terra]]).<ref name="SU-20020201">{{cite web |last=Mackie |first=Glen |title=To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand |url=http://astronomy.swin.edu.au/~gmackie/billions.html |date=1 February 2002 |work=Centre for Astrophysics and Supercomputing |accessdate=28 January 2017 }}</ref><ref name=Borenstein2010>{{cite news
 | first=Seth | last=Borenstein | date=December 1, 2010
 | title=Universe's Star Count Could Triple | work=CBS News
 | url=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | accessdate=2011-07-14}}</ref><ref>{{cite journal|doi=10.1038/nature09578|pmid=21124316|arxiv=1009.5992|bibcode=2010Natur.468..940V|title=A substantial population of low-mass stars in luminous elliptical galaxies|journal=Nature|volume=468|issue=7326|pages=940–2|year=2010|last1=Van Dokkum|first1=Pieter G|last2=Conroy|first2=Charlie}}</ref> Multă vreme s-a crezut că stelele există doar în cadrul galaxiilor, însă au fost  descoperite stele intergalactice.<ref>{{cite news
 | title=Hubble Finds Intergalactic Stars
 | publisher=Hubble News Desk | date=January 14, 1997
 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
 | accessdate=2006-11-06}}</ref>

Un [[sistem stelar]] este format din două sau mai multe stele legate gravitațional, care se orbitează reciproc. Cel mai simplu și mai obișnuit sistem stelar este o stea binară, dar se găsesc și sisteme de trei sau mai multe stele. Din motive de stabilitate orbitală, astfel de sisteme multi-stele sunt adesea organizate în seturi ierarhice de stele binare.<ref>{{cite book
 | first1=Victor G. | last1=Szebehely
 | last2=Curran | first2=Richard B. | date=1985
 | title=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies
 | publisher=Springer
 | isbn=978-90-277-2046-7}}</ref> Există și grupuri mai mari numite roiuri de stele. Acestea variază de la [[Cinematică stelară|asociații stelare]] cu doar câteva stele, până la [[Roi globular|roiuri globulare]] enorme, cu sute de mii de stele. Astfel de sisteme orbitează galaxia lor gazdă.
[[File:Ngc6397 hst blue straggler.jpg|right|thumb|Această imagine conține stele albastre cunoscute sub denumirea de „[[Stea hoinară albastră|stele hoinare albastre]]” pentru amplasarea lor aparentă pe [[diagrama Hertzsprung–Russell]]]]

Multă vreme s-a crezut că majoritatea stelelor sunt conectate gravitațional la diferite sisteme. Acest lucru este valabil pentru stelele mari din clasele O și B, în care până la 80% din stele se crede că fac parte din sisteme cu mai multe stele. Proporția sistemelor cu o singură stea crește odată cu scăderea masei stelare, astfel încât doar 25% dintre piticele roșii au însoțitori stelari. Întrucât 85% din toate stelele sunt pitice roșii, cele mai multe stele din [[Calea Lactee]] sunt probabil stele individuale de la naștere.<ref>{{cite press release
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=January 30, 2006
 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2006/pr200611.html
 | title=Most Milky Way Stars Are Single
 | accessdate=2006-07-16}}</ref>

Cea mai apropiată stea de Pământ, în afară de Soare, este [[Proxima Centauri]], situată la 39,9 trilioane de kilometri, sau 4,2 [[ani-lumină]]. Călătorind cu viteza orbitală a [[Space Shuttle]] (8 km/s, aproape 30.000 de km/h), ar fi nevoie de aproximativ 150.000 de ani pentru a ajunge la ea.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> years.</ref>  Aceste distanțe sunt tipice în interiorul unui disc galactic.<ref>{{cite journal |last1=Holmberg |first1=J. |last2=Flynn |first2=C. |title=The local density of matter mapped by Hipparcos |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=313 |issue=2 |date=2000 |pages=209–216 |bibcode=2000MNRAS.313..209H |doi= 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv= astro-ph/9812404}}</ref> În apropierea centrelor galaxiilor și roiurilor globulare, stelele pot fi mult mai apropiate între ele, în timp ce în haloul galactic sunt mult mai îndepărtate.

Datorită distanțelor relativ mari între stele în afara nucleului galactic, se crede că o coliziune stelară este un eveniment rar. În regiuni mai dense, cum ar fi nucleele roiurilor globulare sau centrul galactic, coliziunile pot fi mai frecvente.<ref name= "DarkMatter">{{cite news |title= Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic |publisher= CNN News |date= June 2, 2000 |url= http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |archiveurl= https://web.archive.org/web/20070107140146/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ |archivedate= 2007-01-07 |accessdate= 2014-01-21}}</ref> Astfel de coliziuni pot produce [[Stea hoinară albastră|stele hoinare albastre]]. Aceste stele anormale au o temperatură a suprafeței mai mare decât celelalte stele de secvență principală cu aceeași luminozitate a roiului din care fac parte.<ref>{{cite journal |display-authors= 1 |first1= J. C. |last1= Lombardi Jr. |last2= Warren |first2= J. S. |last3= Rasio |first3= F. A. |last4= Sills |first4= A. |last5= Warren |first5= A. R. |title= Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers |journal= The Astrophysical Journal |date= 2002 |volume= 568 |issue= 2 |pages= 939–953 |bibcode= 2002ApJ...568..939L |doi= 10.1086/339060|arxiv= astro-ph/0107388}}</ref>

==Caracteristici==
Aproape tot ceea ce are legătură cu o stea este determinat de masa sa inițială, incluzând caracteristici precum luminozitatea, dimensiunea, evoluția,  durata de viață și soarta sa finală.

===Vârstă===
Majoritatea stelelor au între 1 miliard și 10 miliarde de ani. Unele stele pot avea chiar aproape de 13,8 miliarde de ani — [[Vârsta Universului|vârsta observată a Universului]]. Cea mai veche stea descoperită până în prezent, [[HD 140283]], are o vârstă estimată la 14,46 ± 0,8 miliarde de ani.<ref name=Bond-140283 /> (Din cauza incertitudinii în valoare, această vârstă pentru stea nu intră în conflict cu vârsta Universului, determinată de [[Planck (navă spațială)|satelitul Planck]] ca fiind 13,799 ± 0,021).<ref name=Bond-140283>
{{cite journal
 |title=HD 140283: A Star in the Solar Neighborhood that Formed Shortly After the Big Bang
 |date=2013
 |author1=H. E. Bond |author2=E. P. Nelan |author3=D. A. VandenBerg |author4=G. H. Schaefer |author5=D. Harmer
 |doi=10.1088/2041-8205/765/1/L12
 |journal=The Astrophysical Journal Letters
 |volume=765 |pages=L12 |issue=1
 |arxiv=1302.3180
 |bibcode=2013ApJ...765L..12B
|s2cid=119247629
 }}</ref><ref name="Planck 2015">{{cite journal
 |author=Planck Collaboration
 |year=2016
 |title=Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters (See Table 4 on page 31 of pfd).
 |arxiv=1502.01589
|bibcode = 2016A&A...594A..13P
 |doi=10.1051/0004-6361/201525830
 |volume=594
 |journal=Astronomy & Astrophysics
 |pages=A13}}</ref>

Cu cât steaua este mai masivă, cu atât durata de viață este mai scurtă, în primul rând deoarece stelele masive au o presiune mai mare asupra nucleelor lor, determinându-le să ardă mai rapid hidrogenul. Cele mai masive stele durează în medie câteva milioane de ani, în timp ce stelele cu masă minimă (pitică roșie) își ard combustibilul foarte încet și pot dura zeci până la sute de miliarde de ani.<ref>{{cite magazine
 | last1=Naftilan | first1=S. A. | last2=Stetson | first2=P. B.
 | date=July 13, 2006
 | url=https://www.scientificamerican.com/article/how-do-scientists-determi/
 | title=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
 | magazine=Scientific American
 | accessdate=2007-05-11}}</ref><ref>{{cite journal
 | last1=Laughlin | first1=G. | last2=Bodenheimer | first2=P.
 | last3=Adams | first3=F.C.
 | title=The End of the Main Sequence
 | journal=The Astrophysical Journal
 | date=1997 | volume=482 | issue=1 | pages=420–432
 | bibcode=1997ApJ...482..420L | doi= 10.1086/304125| doi-access=free }}</ref>

===Compoziție chimică===
{{See also|Metalicitate}}
Atunci când stelele se formează în galaxia [[Calea Lactee]], acestea sunt compuse din aproximativ 71% hidrogen și 27% heliu,<ref>{{cite book| first=Judith A. | last=Irwin | date=2007| title=Astrophysics: Decoding the Cosmos| publisher=John Wiley and Sons | isbn=978-0-470-01306-9| page=78| bibcode=2007adc..book.....I }}</ref> cu un procent mic de elemente mai grele. În mod obișnuit, porțiunea de elemente grele este măsurată în funcție de conținutul de fier din atmosfera stelară, deoarece fierul este un element comun, iar liniile sale de absorbție sunt relativ ușor de măsurat. Porțiunea de elemente mai grele poate fi un indicator al probabilității ca steaua să aibă un sistem planetar.<ref>{{cite journal | last1=Fischer | first1=D.A.| last2=Valenti | first2=J. | title=The Planet-Metallicity Correlation| journal=The Astrophysical Journal | date=2005 | volume=622 | issue=2| pages=1102–1117 | bibcode=2005ApJ...622.1102F | doi= 10.1086/428383}}</ref>

Steaua cu cel mai mic conținut de fier măsurat vreodată este giganta roșie SMSS J160540.18-144323.1 pitica HE1327-2326, cu doar 1/1.500.000 din conținutul de fier al [[Soare]]lui,<ref>{{cite web|url=https://www.media.inaf.it/2019/08/05/anemia-da-record-e-una-figlia-delle-prime-stelle/|title=Anemia da record: è una figlia delle prime stelle|website=MEDIA INAF|accessdate=2019-08-24}}</ref> în schimb ce steaua lanetară 14 Herculis are aproape de trei ori mai mult fier.<ref>{{cite journal
 | last=Feltzing | first=S. |authorlink= Sofia Feltzing | last2=Gonzalez | first2=G.
 | title=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
 | journal=Astronomy & Astrophysics
 | date=2000 | volume=367 | issue=1 | pages=253–265
 | bibcode=2001A&A...367..253F
 | doi=10.1051/0004-6361:20000477| url=http://lup.lub.lu.se/search/ws/files/4419103/624132.pdf }}</ref> Există stele care din punct de vedere chimic arată abundențe neobișnuite ale anumitor elemente din spectrul lor; în special [[crom]] și [[pământuri rare]].<ref>{{cite book | first=David F. | last=Gray | date=1992 | title=The Observation and Analysis of Stellar Photospheres | pages=[https://archive.org/details/observationanaly0000gray/page/413 413–414] | publisher=Cambridge University Press | isbn=978-0-521-40868-4 | url=https://archive.org/details/observationanaly0000gray/page/413 }}</ref> Stelele cu atmosfere exterioare mai reci, inclusiv Soarele, pot forma diverse molecule diatomice și poliatomice.<ref>{{cite book
 | first1=Uffe G. | last1=Jørgensen
 | title=Molecules in Astrophysics: Probes and Processes
 | chapter=Cool Star Models | volume=178
 | series=International Astronomical Union Symposia. Molecules in Astrophysics: Probes and Processes
 | editor-first=Ewine F. | editor-last=van Dishoeck
 | publisher=Springer Science & Business Media
 | year=1997 | isbn=978-0792345381 | page=446
 | chapter-url=https://books.google.com/books?id=VW50otz5v8sC&pg=PA446
}}</ref>

Metalicitatea influențează, de asemenea, durata secvenței principale, intensitatea [[câmp magnetic|câmpului magnetic]]<ref name="Pizzolato">{{cite journal | last=N. Pizzolato|last2=P. Ventura|last3=F. D'Antona|last4=A. Maggio|last5=G. Micela|last6=S. Sciortino | title=Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests | journal=Astronomy & Astrophysics | date=2001 | volume=373 | pages=597–607 | url=http://www.edpsciences.org/articles/aa/abs/2001/26/aah2701/aah2701.html }}</ref> și vântul stelar.<ref name="mass loss">{{citat web |url=http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html |titlu=Mass loss and Evolution |publisher=UCL Astrophysics Group |datăaccesare=26 august 2006 |archive-date=2004-11-22 |archive-url=https://web.archive.org/web/20041122143115/http://www.star.ucl.ac.uk/groups/hotstar/research_massloss.html |dead-url=yes }}</ref> Stelele vechi din populația II au o metalicitate mai mică decât stelele tinere din populația I, deoarece norii moleculari din care au fost formate dețineau o cantitate mai mare de metale.<ref group="N">De-a lungul timpului, norii moleculari din care se formează stelele sunt îmbogățiți din ce în ce mai mult de elementele grele produse prin procesul de nucleosinteză, de cele mai vechi stele. Acestea, ajungând în ultimele etape ale evoluției lor, explodează ca supernove sau eliberează straturile exterioare sub formă de nebuloase planetare, răspândind aceste elemente în spațiu.</ref>

===Diametru===
{{Main|Lista celor mai mari stele|Rază solară}}
[[File:Sun and VY Canis Majoris.svg|right|thumb|350px|Comparație între dimensiunile [[Soare]]lui și [[VY Canis Majoris]], cea mai mare stea cunoscută]]
Datorită distanței lor mari față de Pământ, toate stelele, cu excepția Soarelui, apar ochiului liber ca niște pete luminoase pe cerul nopții care pâlpâie din cauza efectului atmosferei Pământului.  Soarele este, de asemenea, o stea, dar este suficient de aproape de Pământ ca să apară ca un disc și să ofere lumină naturală. În afară de Soare, steaua cu cea mai mare dimensiune aparentă este [[R Doradus]], cu un [[diametru unghiular]] de doar 0,057 arcsecunde.<ref>{{cite news|title=The Biggest Star in the Sky |publisher=ESO|date=March 11, 1997| url=http://www.eso.org/public/news/eso9706/|accessdate=2006-07-10}}</ref>

Discurile majorității stelelor au o dimensiune unghiulară prea mică pentru a fi observate cu telescoape optice actuale la sol, astfel încât singura modalitate de a reproduce imagini cu caracteristicile stelelor este folosirea telescoapelor [[Inerferometrie|interferometrice]]. O altă tehnică de măsurare a mărimii unghiulare a stelelor este prin [[ocultație]]; diametrul unghiular al stelei poate fi calculat măsurând cu precizie scăderea luminozității unei stele, deoarece este ocultată de [[Lună]] (sau creșterea luminozității când reapare).<ref>{{cite journal | last1=Ragland | first1=S. | last2=Chandrasekhar | first2=T. | last3=Ashok | first3=N. M. | title=Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared | journal=Journal of Astrophysics and Astronomy | date=1995 | volume=16 | page=332 | bibcode=1995JApAS..16..332R}}</ref>

Dimensiunile reale ale stelelor sunt extrem de variabile: cele mai mici, [[Stea neutronică|stelele neutronice]], au dimensiuni cuprinse între 20 și 40 km în diametru, în timp ce cele mai mari, [[supergigante]], au diametru de dimensiuni de ordinul unităților astronomice; de exemplu, supergiganta [[Betelgeuse]] din constelația [[Orion (constelație)|Orion]] are un diametru de aproximativ 1.000 de ori mai mare decât Soarele.<ref name=dolan2016>{{cite journal
 | title=Evolutionary Tracks for Betelgeuse
 | journal=The Astrophysical Journal
 | volume=819 | issue=1
 | pages=7 | year=2017
 | last1=Dolan | first1=Michelle M. | last2=Mathews | first2=Grant J.
 | last3=Lam | first3=Doan Duc | last4=Lan | first4=Nguyen Quynh
 | last5=Herczeg | first5=Gregory J. | last6=Dearborn | first6=David S. P.
 | bibcode = 2016ApJ...819....7D | doi=10.3847/0004-637X/819/1/7
 | arxiv=1406.3143 }}</ref><ref>{{cite journal |author=Graham M. Harper |year=2008 |journal=The Astronomical Journal |volume=135 |pages=1430–1440 |doi=10.1088/0004-6256/135/4/1430 |bibcode=2008AJ....135.1430H |title=A New VLA-HIPPARCOS Distance to Betelgeuse and Its Implications|issue=4 |display-authors=1 |last2=Brown |first2=Alexander |last3=Guinan |first3=Edward F.}}</ref> Cu toate acestea, aceste stele au densități mult mai mici decât Soarele, atât de mult încât atmosfera lor este similară cu un vid puternic.<ref>{{cite web
 | last=Davis | first=Kate | date=December 1, 2000
 | url=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
 | title=Variable Star of the Month – December, 2000: Alpha Orionis
 | publisher=AAVSO | accessdate=2006-08-13 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive --> | archivedate=2006-07-12}}</ref> Cea mai mare stea cunoscută este [[VY Canis Majoris]], al cărei diametru este de aproape 2000 de ori mai mare decât al Soarelui: dacă s-ar afla în centrul Sistemului Solar, atmosfera sa s-ar extinde până la orbita lui [[Planeta Saturn|Saturn]].<ref name="Humphreys">{{cite journal|last1=Roberta M. Humphreys|title= VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity |journal= School of Physics and Astronomy, University of Minnesota|volume= 55455|url=https://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0610/0610433v1.pdf|access-date=18 martie 2008}}</ref>

===Masă===
Una dintre cele mai masive stele cunoscute este [[Eta Carinae]],<ref>{{cite journal
 |first=Nathan
 |last=Smith
 |date=1998
 |url=http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html
 |title=The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender
 |journal=Mercury Magazine
 |volume=27
 |issue=4
 |page=20
 |accessdate=2006-08-13
 |url-status=dead
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060927091554/http://www.astrosociety.org/pubs/mercury/9804/eta.html
 |archivedate=2006-09-27
 |df=
|bibcode=1998Mercu..27d..20S
 }}</ref> care, cu o masă de 100-150 de ori mai mare decât [[Soare]]le, va avea o durată de viață de doar câteva milioane de ani. Studiile asupra celor mai masive [[roi deschis|roiuri deschise]] sugerează că masa maximă a unei stele poate fi în stadiul actual al evoluției Universului de cel mult 150 ''M''<sub>☉</sub>.<ref name= "weidner">{{Cite journal
 |title= Evidence for a fundamental stellar upper mass limit from clustered star formation
 |url= http://mnras.oxfordjournals.org/content/348/1/187.full.pdf
 |journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
 |date= February 11, 2004  |pages= 187–191 |volume= 348 |issue= 1
 |doi= 10.1111/j.1365-2966.2004.07340.x
 |first= C. |last= Weidner |first2= P. |last2= Kroupa
 |bibcode=2004MNRAS.348..187W|arxiv = astro-ph/0310860 }}</ref>[[Fișier: EtaCarinae.jpg|thumb|[[Eta Carinae]] (înconjurată de [[Nebuloasa Homunculus]]) are o masă de aproximativ 150 de ori mai mare decât cea a Soarelui.]] Motivele existenței acestei restricții nu au fost încă explicate pe deplin, cercetătorii consideră că joacă un rol în metalicitatea stelei și, într-o mai mare măsură, gradul, [[luminozitatea lui Eddington]], care definește cantitatea maximă de energie pe care o stea o poate radia prin atmosferă fără să arunce materia sa constitutivă în spațiu.<ref>{{Cite journal |url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html |title=NASA’s Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy |journal=NASA News |year=2005 |access-date=2020-09-03 |archive-date=2020-04-10 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200410212238/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html |dead-url=yes }}</ref> Cu toate acestea, corectitudinea acestui model a fost pusă la îndoială prin măsurători ale stelei [[R136a1]], situată în roiul [[R136]] din [[Marele Nor al lui Magellan]], estimată la o masă de 265 ''M''<sub>☉</sub>,<ref name= "hainich">{{Cite journal | doi = 10.1051/0004-6361/201322696| title = The Wolf-Rayet stars in the Large Magellanic Cloud| journal = Astronomy & Astrophysics| volume = 565| pages = A27| year = 2014| last1 = Hainich | first1 = R.| last2 = Rühling | first2 = U.| last3 = Todt | first3 = H.| last4 = Oskinova | first4 = L. M.| last5 = Liermann | first5 = A.| last6 = Gräfener | first6 = G.| last7 = Foellmi | first7 = C.| last8 = Schnurr | first8 = O.| last9 = Hamann | first9 = W.-R. | arxiv = 1401.5474
| bibcode = 2014A&A...565A..27H}}</ref> explicația fiind că aceste stele masive s-ar fi putut crea prin coliziunea și fuziunea de stele masive în sisteme binare apropiate, evitând limita de 150 ''M''<sub>☉</sub>.<ref>{{Cite journal |title= The emergence of super-canonical stars in R136-type starburst clusters |journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date= October 21, 2012  |pages= 1416–1426 |volume= 426 |issue= 2 |doi= 10.1111/j.1365-2966.2012.21672.x |first= Sambaran |last= Banerjee |first2= Pavel |last2= Kroupa |first3= Seungkyung |last3= Oh |bibcode=2012MNRAS.426.1416B|arxiv = 1208.0826 }}</ref>

Primele stele care s-au format după [[Big Bang]] pot fi mai mari, până la 300  ''M''<sub>☉</sub>,<ref>{{cite news
 | title=Ferreting Out The First Stars
 | publisher=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
 | date=September 22, 2005 | url=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
 | accessdate=2006-09-05}}</ref> datorită absenței complete a elementelor mai grele decât [[litiu]] în compoziția lor. Această generație de stele supermasive de populație III este posibil să fi existat în Universul foarte timpuriu (adică, pentru ele se observă o [[deplasare spre roșu]] ridicată) și poate au început producția de elemente chimice mai grele decât hidrogenul, elemente necesare pentru formarea ulterioară a [[planetă|planetelor]] și a [[viață|vieții]]. În iunie 2015, astronomii au raportat dovezi pentru stele de populația III din galaxia Cosmos Redshift 7 la {{math|''z'' {{=}} 6.60}}.<ref name="AJ-20150604">{{cite journal
|last1=Sobral |first1=David |last2=Matthee |first2=Jorryt |last3=Darvish |first3=Behnam |last4=Schaerer |first4=Daniel |last5=Mobasher |first5=Bahram |last6=Röttgering |first6=Huub J. A. |last7=Santos |first7=Sérgio |last8=Hemmati |first8=Shoubaneh |title=Evidence For POPIII-Like Stellar Populations In The Most Luminous LYMAN-α Emitters At The Epoch Of Re-Ionisation: Spectroscopic Confirmation |date=4 June 2015 |journal=The Astrophysical Journal | doi = 10.1088/0004-637x/808/2/139|arxiv = 1504.01734 |bibcode = 2015ApJ...808..139S |volume=808 |issue=2 |pages=139}}</ref><ref name="NYT-20150617">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Astronomers Report Finding Earliest Stars That Enriched Cosmos |url=https://www.nytimes.com/2015/06/18/science/space/astronomers-report-finding-earliest-stars-that-enriched-cosmos.html |date=17 June 2015 |work=The New York Times |accessdate=17 June 2015}}</ref>

Cu o masă de doar 80 de ori mai mare decât cea a lui Jupiter (''M''<sub>J</sub>), 2MASS J0523-1403 este cea mai mică stea cunoscută care suferă fuziune nucleară în nucleul său.<ref name=SIMBAD>{{cite web
 |title=2MASS J05233822-1403022
 |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Name=2MASS%20J05233822-1403022&Ident=%40788130&submit=submit
 |publisher=SIMBAD – Centre de Données astronomiques de Strasbourg
 |accessdate=14 December 2013}}</ref> Pentru stele cu o metalicitate similară Soarelui, masa minimă teoretică pe care steaua o poate avea și încă să aibe fuziune în nucleu, este estimat a fi de aproximativ 75 ''M''<sub>J</sub>.<ref>{{cite web
 |first=Alan
 |last=Boss
 |date=April 3, 2001
 |url=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
 |title=Are They Planets or What?
 |publisher=Carnegie Institution of Washington
 |accessdate=2006-06-08
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3%2C2001.html
 |archivedate=September 28, 2006
 |url-status=dead
 |df=
}}</ref><ref name="minimum">{{cite magazine
 |last=Shiga
 |first=David
 |date=August 17, 2006
 |url=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20061114221813/http://space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html
 |archivedate=November 14, 2006
 |title=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
 |magazine=New Scientist
 |accessdate=2006-08-23
 |url-status=dead
}}</ref> Când metalicitate este foarte scăzută, dimensiunea minimă a unei stele pare a fi de aproximativ 8,3% din masa solară, sau aproximativ 87 ''M''<sub>J</sub>.<ref name="minimum" /><ref>{{cite news
 | title=Hubble glimpses faintest stars
 | publisher=BBC | date=August 18, 2006
 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm
 | accessdate=2006-08-22
 | first=Elli
 | last=Leadbeater}}</ref> Corpurile mai mici numite [[pitică cenușie|pitici cenușii]], ocupă o zonă gri slab definită între stele și giganți gazoși.

Combinația dintre raza și masa unei stele determină gravitația la suprafeță. Stelele gigant au o gravitație de suprafață mult mai mică decât stelele secvenței principale, în timp ce opusul este cazul stelelor compacte degenerate, precum [[pitică albă|piticele albe]]. Gravitația de suprafață poate influența aspectul spectrului unei stele, o gravitație mai mare provocând o lărgire a [[Linie spectrală|liniilor de absorbție]].<ref name="new cosmos" />

===Rotație===
{{AP|Rotație stelară}}
[[Fișier: Achernar.jpg|thumb|left|Viteza extremă de rotație (aprox. 225 km/s) a [[aplatizare|aplatizat]] [[Achernar]].]]

Rotația stelei în jurul axei sale este o consecință a rotirii materiei care alcătuiește [[nor molecular|norul molecular]] înainte de a colapsa.<ref>{{cite journal|url=https://www.scientificamerican.com/article/what-causes-objects-such/ |title=What causes objects such as stars and black holes to spin? |last1=Herman |first1=Rhett |last2=Tanaka |first2=Tsunefumi |journal=Scientific American – Ask the Experts |year=1999}}</ref> O micșorare a norului și mai târziu a stelei ar trebui să crească viteza de rotație a stelei, dar observăm cu timpul o scădere a vitezei de rotație a stelei. Viteza de rotație a unei stele este influențată de masa ei și dacă se află într-un sistem multiplu. Deoarece stelele nu sunt corpuri rigide, ele au rotații diferențiale - viteza de rotație a acestora depinde de latitudinea astrografică considerată. 

Viteza de rotație a stelelor poate fi determinată prin [[Spectroscopie|măsurarea spectroscopică]] sau mai exact determinată prin urmărirea [[Pată stelară|petelor stelare]]. Stelele tinere pot avea o rotație mai mare, de 100 km/s la ecuator. De exemplu,  [[Achernar]], o stea din clasa spectrală B, are o viteză ecuatorială de aproximativ 225 km/s sau mai mare, ceea ce face ca diametrul său ecuatorial să fie cu peste 50% mai mare decât distanța dintre poli. Această viteză de rotație este puțin mai mică decât viteza critică de 300 km/s la care steaua s-ar spulbera.<ref>{{cite news
 | title=Flattest Star Ever Seen | publisher=ESO
 | date=June 11, 2003 | url=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
 | accessdate=2006-10-03}}</ref> Soarele se rotește o dată la 25-35 de zile în funcție de latitudine, <ref>{{cite web|url=https://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/science/solar-rotation.html|title=Solar Rotation Varies by Latitude|date=January 23, 2013|publisher=NASA}}</ref> cu o viteză ecuatorială de 1,93 km/s.<ref>{{cite journal|title=Spectroscopic Determinations of Solar Rotation|last=Howard|first=R.|last2=Harvey|first2=J.|journal=Solar Physics|volume=12|issue=1|pages=23–51|bibcode=1970SoPh...12...23H|year=1970|doi=10.1007/BF02276562}}</ref> Câmpul magnetic și vântul stelei efectuează o acțiune de frânare la rotația sa, pe măsură ce evoluează de-a lungul [[Secvența principală|secvenței principale]], încetinind-o în această perioadă de timp, chiar semnificativ.<ref>{{cite web
 | last=Fitzpatrick | first=Richard
 | date=February 13, 2006 | url=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20100104142353/http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
 | archivedate=2010-01-04
 | title=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
 | publisher=The University of Texas at Austin
 | accessdate=2006-10-04}}</ref>

[[Stea compactă|Stelele degenerate]] au o masă extrem de densă rezultând o viteză mare de rotație, dar nu suficientă pentru a atinge viteza capabilă să favorizeze conservarea momentului unghiular, adică  tendința unui corp rotativ de a compensa o contracție în dimensiune cu o creștere a vitezei de rotație.  O mare parte din impulsul unghiular al stelei este [[disipare |disipat]] ca urmare a pierderii de masă prin vântul stelar.<ref>{{cite journal |last= Villata |first= Massimo |title= Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs |journal= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |date= 1992 |volume= 257 |issue= 3 |pages= 450–454 |bibcode= 1992MNRAS.257..450V| doi = 10.1093/mnras/257.3.450 |doi-access= free }}</ref> În ciuda acestui fapt, viteza de rotație pentru un [[pulsar]] poate fi foarte mare. De exemplu, pulsarul din inima [[Nebuloasa Crabului|nebuloasei Crabului]], se rotește de 30 de ori pe secundă.<ref>{{cite news
 | title=A History of the Crab Nebula | publisher=ESO
 | date=May 30, 1996 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
 | accessdate=2006-10-03}}</ref> Viteza de rotație a pulsarului va încetini treptat din cauza emisiilor continue de radiații.<ref>{{cite web|url=http://www.jb.man.ac.uk/distance/frontiers/pulsars/section1.html|title=Properties of Pulsars|publisher=Jodrell Bank Observatory, University of Manchester|work=Frontiers of Modern Astronomy|access-date=2018-08-17}}</ref>

===Temperatură===
Temperatura de suprafață a unei stele de secvență principală este determinată de cantitatea de energie care este produsă în nucleului său și de raza corpului ceresc. Un instrument valid pentru măsurarea sa este [[Indice de culoare|indicele de culoare]], <ref name="astronomynotes">{{cite web
 |url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |title=Properties of Stars: Color and Temperature
 |accessdate=2007-10-09 |last=Strobel |first=Nick
 |date=August 20, 2007 |work=Astronomy Notes
 |publisher=Primis/McGraw-Hill, Inc.
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070626090138/http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm
 |archivedate=2007-06-26}}</ref> care este în mod normal asociat cu [[Temperatură efectivă|temperatura efectivă]], adică temperatura unui corp negru ideal care își radiază energia la aceeași luminozitate pe suprafață ca steaua. Rețineți că temperatura efectivă este doar un reprezentant al suprafeței, deoarece temperatura crește spre nucleu.<ref>{{cite web
 | first=Courtney | last=Seligman | work=Self-published
 | url=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
 | title =Review of Heat Flow Inside Stars
 | accessdate= 2007-07-05}}</ref> Temperatura din regiunea nucleului unei stele este de câteva milioane de grade [[kelvin]].<ref name="aps_mss" />

Temperatura stelei determină viteza de ionizare a diferitelor elemente care o compun, și, prin urmare, este măsurată pornind de la linii de absorbție caracteristice spectrului stelar. Temperatura suprafeței și magnitudinea absolută sunt utilizate pentru în clasificarea stelelor (vezi clasificarea de mai jos).<ref name="new cosmos" />

Stelele masive de secvență principală pot avea temperaturi de suprafață de 50.000 K. Stele mai mici, cum ar fi Soarele, au temperaturi de suprafață de câteva mii de K. Gigantele roșii au temperaturi de suprafață relativ scăzute, de aproximativ 3.600 K; dar au, de asemenea, o luminozitate ridicată datorită suprafeței exterioare mari.<ref name=zeilik>{{cite book |last1=Zeilik |first1=Michael A. |last2=Gregory |first2=Stephan A. |title=Introductory Astronomy & Astrophysics |edition=4th |date=1998 |publisher=Saunders College Publishing |isbn=978-0-03-006228-5 |page=321}}</ref>

==Radiație==
[[File:52706main hstorion lg.jpg|thumb|upright=1.3|Imaginea arată vântul de la steaua LL Orionis generând un arc de șoc (arcul luminos), în timp ce se ciocnește cu materialul din [[nebuloasa Orion]] din jur.]]

Energia produsă de reacțiile nucleare  este radiată în spațiu sub formă de [[Radiație electromagnetică|unde]] și [[Particulă|particule]] electromagnetice. Radiația de particule emisă de o stea se manifestă ca [[vânt stelar]],<ref>{{cite news
 | last=Koppes | first=Steve
 | title=University of Chicago physicist receives Kyoto Prize for lifetime achievements in science
 | publisher=The University of Chicago News Office
 | date=June 20, 2003 | url=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
 | accessdate=2012-06-15}}</ref> alcătuit din particule care provin atât din straturile exterioare ale stelei, cum ar fi protoni liberi, [[Particulă alfa|alfa]], [[particulă beta|particule beta]] și ioni de diferite tipuri, cât și din interiorul stelei, cum ar fi neutrinii.

Producția de energie în nucleu este motivul pentru care stelele strălucesc atât de puternic: de fiecare dată când doi sau mai mulți nuclei atomici se contopesc pentru a forma un singur nucleu atomic al unui nou element mai greu, o cantitate mare de energie este eliberată prin radiații gamma. Pe măsură ce trece prin straturile cele mai exterioare ale stelei, radiația gamma pierde treptat energie, transformându-se în alte forme de energie electromagnetică de frecvență mai mică, cum ar fi lumina vizibilă.

Culoarea unei stele, determinată de frecvența cea mai intensă a luminii vizibile, depinde de temperatura straturilor exterioare ale stelei, inclusiv de [[fotosferă]].<ref>{{cite web
 |url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 |title=The Colour of Stars
 |publisher=Australian Telescope Outreach and Education
 |accessdate=2006-08-13
 |url-status=dead
 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120318151427/http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html
 |archivedate=2012-03-18
 |df=
}}</ref> Stelele se comportă aproximativ ca niște [[Corp absolut negru|corpuri negre]], ceea ce înseamnă că, pe lângă lumina vizibilă, ele emit și radiații care sunt invizibile pentru ochiul uman - de la [[unde radio|undele radio]] și [[infraroșu|infraroșii]] la [[ultraviolete]]. Din punctul de vedere al energiei totale emise de o stea, nu toate componentele radiațiilor electromagnetice stelare sunt semnificative, dar toate frecvențele oferă o perspectivă asupra fizicii stelei.

Folosind spectrul stelar, astronomii pot determina, de asemenea, temperatura suprafeței, gravitația la suprafață, metalicitatea și viteza de rotație a unei stele. Dacă distanța până la stea este măsurată, de exemplu prin paralaxă, atunci se poate deduce și luminozitatea stelei. Cu aceste date disponibile, caracteristicile menționate mai sus sunt estimate pe baza modelelor fizice. Cunoașterea acestor parametri ai stelei permite astronomilor să determine vârsta sa aproximativă.<ref>{{cite journal
 | last1=Garnett | first1=D. R. | last2=Kobulnicky | first2=H. A.
 | title=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
 | journal=The Astrophysical Journal | date=2000
 | volume=532
 | issue= 2 | pages=1192–1196
 | doi= 10.1086/308617
| bibcode=2000ApJ...532.1192G|arxiv= astro-ph/9912031}}</ref>

===Luminozitate===
[[File:Pistol star and nebula.jpg|left|thumb|Steaua [[Pistol (stea)|Pistol]] este una dintre cele mai luminoase și masive stele cunoscute din [[Calea Lactee ]]. Este situată la aproximativ 25.000 de [[ani-lumină]] de [[Terra]] și are o luminozitate de zece milioane de ori mai mare decât Soarele]]
Luminozitatea unei stele este cantitatea de lumină și alte forme de energie radiantă emisă de o stea pe unitatea de timp; depinde strict de raza și temperatura de suprafață a stelei. Multe stele nu radiază uniform pe întreaga suprafață. De exemplu, steaua cu rotire rapidă [[Vega]] are un flux de energie mai mare la poli, decât de-a lungul ecuatorului său.<ref>{{cite news
 | author=Staff | date=January 10, 2006
 | title=Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator
 | publisher=National Optical Astronomy Observatory
 | url=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
 | accessdate=2007-11-18
}}</ref>

Stelele mici, ''pitice'', cum ar fi [[Soare]]le nostru, au, în general, discuri fără caracteristici, cu doar mici pete stelare. Stelele ''gigant'' au pete stelare mult mai mari și mai evidente,<ref name=
 "Michelson Starspots">{{cite journal
 |last1=Michelson |first1=A. A. |last2=Pease |first2=F. G.
 |title=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo |journal=Living Reviews in Solar Physics
 |volume=2 |issue=1 |pages=8 |date=2005
 |url=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/|bibcode=2005LRSP....2....8B |doi=10.12942/lrsp-2005-8 |doi-access=free }}</ref> și, de asemenea, prezintă o întunecare puternică a marginilor stelare (luminozitatea scade spre marginea discului stelar).<ref>{{cite journal
 |last1=Manduca |first1=A. |last2=Bell |first2=R. A. |last3=Gustafsson |first3=B.
 |title=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres
 |journal=Astronomy and Astrophysics |date=1977 |volume=61 |issue=6 |pages=809–813
 |bibcode=1977A&A....61..809M}}</ref> [[Stea eruptivă|Stelele eruptive]] pitice roșii, cum ar fi [[UV Ceti]], pot avea, de asemenea, caracteristici proeminente ale petelor stelare.<ref>{{cite journal   |last1=Chugainov |first1=P. F.
 |title=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars
 |journal=Information Bulletin on Variable Stars |date=1971 |volume=520 |pages=1–3 |bibcode=1971IBVS..520....1C}}</ref>

===Magnitudine===
{{AP|Magnitudine aparentă|Magnitudine absolută}}
Luminozitatea aparentă a unei stele este exprimată în termeni de [[magnitudine aparentă]] a acesteia.  Magnitudinea aparentă măsoară strălucirea stelei percepută de un observator; deci depinde de strălucirea reală a stelei, de distanța sa de Pământ și de modificările cauzate de atmosfera Pământului. Mărimea absolută a unei stele exprimă dimensiunea observată dacă distanța dintre Pământ și stea ar fi de 10 parseci (32,6 [[ani-lumină]]).

{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ Număr de stele pe magnitudine
!Magnitudine<br />aparentă
!Număr&nbsp;<br />de stele<ref>{{cite web |url= http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |archiveurl= https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html |archivedate= 2008-02-06 |title= Magnitude |publisher= National Solar Observatory – Sacramento Peak |accessdate= 2006-08-23}}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
||4
|- style="text-align: center;"
||1
||15
|- style="text-align: center;"
||2
||48
|- style="text-align: center;"
||3
||171
|- style="text-align: center;"
||4
||513
|- style="text-align: center;"
||5
||1.602
|- style="text-align: center;"
||6
||4.800
|- style="text-align: center;"
||7
||14.000
|}

Atât la magnitudinea aparentă cât și la cea absolută, cu cât numărul de magnitudine este mai mic, cu atât steaua este mai strălucitoare și invers; în consecință, cele mai strălucitoare stele ajung să aibă valori de magnitudine negative. Variația luminozității  (Δ''L'') între două stele se calculează scăzând numărul magnitudinii stelei mai strălucitoare  (''m''<sub>b</sub>) din numărul magnitudinii stelei mai puțin strălucitoare (''m''<sub>f</sub>) și folosind rezultatul ca exponent al numărului 2,512; acesta este:

:<math> \Delta{m} = m_\mathrm{f} - m_\mathrm{b} </math>
:<math>2,512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math>

Magnitudinea aparentă (''m'') și absolută (''M'') ale fiecărei stele aproape niciodată nu coincid, datorită atât luminozității sale cît și a distanței de Pământ.<ref name="luminosity">{{cite web|url=http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html |title=Luminosity of Stars |publisher=Australian Telescope Outreach and Education |accessdate=2006-08-13 |url-status=dead |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140809120004/http://www.atnf.csiro.au/outreach//education/senior/astrophysics/photometry_specparallax.html |archivedate=2014-08-09 |df= }}</ref> De exemplu, strălucitoarea stea [[Sirius]] are o magnitudine aparentă de -1,44 însă o magnitudinea absolută de +1,41. 

Soarele are o magnitudine aparentă de -26,7, dar magnitudinea sa absolută este de numai +4,83. [[Sirius]], cea mai strălucitoare stea de pe bolta cerească, este de aproximativ 23 de ori mai luminos decât Soarele, în timp ce [[Canopus]], a doua stea ca strălucire, cu o magnitudine absolută de -5,53,
este de aproximativ 14.000 de ori mai luminos decât Soarele.  Deși Canopus este mult mai strălucitor decât Sirius, acesta din urmă apare mai luminos, deoarece este mult mai aproape: este de fapt la 8,6 [[ani-lumină]] de Pământ, în timp ce Canopus este situat la 310 ani-lumină de planeta noastră.

Steaua cu cea mai mare magnitudine absolută cunoscută este  [[LBV 1806-20]], cu o magnitudine de -14,2. Această stea este de cel puțin 5.000.000 de ori mai luminoasă decât Soarele.<ref>{{cite web
 | last1=Hoover | first1=Aaron | date =January 15, 2004
 | url=http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | archiveurl=https://web.archive.org/web/20070807035239/http://www.napa.ufl.edu/2004news/bigbrightstar.htm
 | archivedate=2007-08-07
 | title=Star may be biggest, brightest yet observed
 | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08}}</ref> Cele mai puțin luminoase stele cunoscute în prezent se află în roiul [[NGC 6397]]: cele mai stinse pitice roșii din grup au magnitudinea 26, însă a fost descoperită și o pitică albă cu  magnitudinea 28. Lumina acestor stele stinse este atât de slabă încât ar putea fi comparată cu lumina unei lumânari de tort aflată pe Lună și privită de pe Pământ.<ref>{{cite web
 | date=August 17, 2006 | url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
 | title=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
 | publisher=HubbleSite | accessdate=2006-06-08}}</ref>

==Clasificare==
{| class="wikitable" style="float: right; text-align: center; margin-left: 1em;"
|+ Temperatura la suprafață pentru<br /> diferite clase stelare<ref>{{cite web
 | last=Smith | first=Gene | date=April 16, 1999
 | url=http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html
 | title=Stellar Spectra
 | publisher=University of California, San Diego
 | accessdate=2006-10-12}}</ref>
! Clasă
! Temperatură
! Exemplu de stea
|- style="background: {{star-color|O}}"
| O
| 33.000&nbsp;K&nbsp;sau mai mult
| [[Zeta Ophiuchi]]
|- style="background: {{star-color|B}}"
| B
| 10.500–30.000&nbsp;K
| [[Rigel]]
|- style="background: {{star-color|A}}"
| A
| 7.500–10.000&nbsp;K
| [[Altair]]
|- style="background: {{star-color|F}}"
| F
| 6.000–7.200&nbsp;K
| [[Procyon|Procyon&nbsp;A]]
|- style="background: {{star-color|G}}"
| G
| 5.500–6.000&nbsp;K
| [[Soare]]
|- style="background: {{star-color|K}}"
| K
| 4.000–5.250&nbsp;K
| [[Epsilon Indi]]
|- style="background: {{star-color|M}}"
| M
| 2.600–3.850&nbsp;K
| [[Proxima Centauri]]
|}
{{AP|Clasificare stelară}}

Sistemul actual de clasificare stelară își are originea la începutul secolului XX, când stelele au fost clasificate de la ''A'' la ''Q'' pe baza puterii liniei de hidrogen.<ref>{{cite journal
 | last=Fowler | first=A.
 | title=The Draper Catalogue of Stellar Spectra
 | journal=Nature
 | date=February 1891 | volume=45 | issue=1166 | pages=427–428 | doi= 10.1038/045427a0 |bibcode= 1892Natur..45..427F| doi-access=free }}</ref> S-a crezut că rezistența liniei de hidrogen este o funcție liniară simplă a temperaturii, însă aceasta s-a consolidat odată cu creșterea temperaturii, a atins maximul la aproape 9000 K și apoi a scăzut la temperaturi mai mari. De atunci clasificările au fost reordonate după temperatură, pe care se bazează și actuala schema modernă.<ref name=carlos>{{cite book
 | first1=Carlos | last1=Jaschek | last2=Jaschek | first2=Mercedes
 | date=1990 | title=The Classification of Stars
 | publisher=Cambridge University Press | pages=31–48
 | isbn=978-0-521-38996-9}}</ref>

Stelelor li se acordă o clasificare cu o singură literă în funcție de spectrele lor, variind de la tipul ''O'', care reprezintă stele foarte fierbinți, până la ''M'', care sunt atât de reci încât în atmosfera lor se pot forma molecule. Principalele clasificări în ordinea descrescătoare a temperaturii suprafeței sunt: ''O, B, A, F, G, K'' și ''M''. O varietate de tipuri spectrale rare au o clasificare specială. Cele mai frecvente dintre acestea sunt tipurile ''L'' și ''T'', care clasifică cele mai reci stele cu masă joasă și piticele cenușii. Fiecare literă are 10 subdiviziuni, numerotate de la 0 la 9, în ordinea scăderii temperaturii. Cu toate acestea, sistemul nu este perfect scalat și la temperaturi extrem de ridicate, clasele ''O0'' și ''O1'' pot să nu apară deloc.<ref name="spectrum">{{cite web
 | first=Alan M | last=MacRobert
 | url=http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html
 | title= The Spectral Types of Stars
 | publisher= Sky and Telescope
 | accessdate= 2006-07-19}}</ref>

Stelele cu același tip spectral (aceeași temperatură efectivă) pot diferi în mod clar în spectru. Datorită acestui fapt, a fost necesară introducerea celui de-al doilea parametru de clasificare - clasa de luminozitate, care este de fapt o măsură a luminozității absolute a stelei.{{Sfn|Chyży|1997|s=161}}  Pe această bază, există tipurile ''0'' (hipergiante), ''III'' (gigante)  și ''V'' (pitice din secvența principală); unii autori adaugă ''VII'' (pitice albe). Soarele este o pitică galbenă ''G2V'' aflată în secvența principală cu temperatură medie și dimensiune obișnuită.  

Există un nomenclator suplimentar, sub forma literelor minuscule adăugate la sfârșitul tipului spectral pentru a indica caracteristici particulare ale spectrului. De exemplu, un „''e''” poate indica prezența liniilor de emisie; „''m''” reprezintă niveluri neobișnuit de puternice de metale, iar „''var''” poate însemna variații de tip spectral.<ref name="spectrum" />

Stelele pitice albe au propria lor clasă, care începe cu litera ''D''. Aceasta este în continuare împărțită în clasele ''DA'', ''DB'', ''DC'', ''DO'', ''DZ'' și ''DQ'', în funcție de tipurile de linii proeminente găsite în spectru. După această determinare, este plasată o valoare numerică care indică temperatura.<ref>{{cite web
 | url= http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | archiveurl= https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm
 | archivedate= 2009-10-08
 | title= White Dwarf (wd) Stars
 | publisher= White Dwarf Research Corporation
 | accessdate= 2006-07-19}}</ref>

==Structură==
{{AP|Structură stelară}}
[[Image:Star types.svg|left|thumb|Structuri interne ale stelelor din secvența principală, zone de convecție cu cicluri săgeți și zone radiative cu licăriri roșii. În stânga o [[pitică roșie]] cu o '''masă scăzută''', în centru o [[pitică galbenă]] cu '''masă mijlocie''' și în dreapta, o stea '''masivă''' albastru-alb.]]

Interiorul unei stele stabile se află într-o stare de [[echilibru hidrostatic]], în care cele două forțe predominante: gravitația (orientată spre centrul stelei) și o forță spre exterior datorită [[gradient de presiune |gradientului de presiune]] din interiorul stelei, se contrabalansează reciproc. Gradientul de presiune este stabilit prin [[gradient de temperatură |gradientul de temperatură]] al plasmei; partea exterioară a stelei este mai rece decât nucleul. 

Temperatura din nucleu pentru o stea de secvență principală sau pentru o stea gigant este cel puțin de ordinul 10<sup>7</sup> K.
Combinația de valori ridicate de temperatură și presiune favorizează procesul de fuziune a nucleelor de hidrogen în nucleele de heliu, care eliberează suficientă energie pentru a evita colapsul stelei.<ref name="hansen">{{cite book |last1=Hansen |first1=Carl J. |last2=Kawaler |first2=Steven D. |last3=Trimble |first3=Virginia |pages=[https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2/page/n44 32]–33 |title=Stellar Interiors |url=https://archive.org/details/springer_10.1007-978-1-4419-9110-2 |publisher=Springer |date=2004 |isbn=978-0-387-20089-7}}</ref><ref name="Schwarzschild">{{cite book|title=Structure and Evolution of the Stars|last=Schwarzschild|first=Martin|date=1958|publisher=Princeton University Press|isbn=978-0-691-08044-4}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>

Deoarece nucleele atomice sunt fuzionate în nucleu, acestea emit energie sub formă de [[raze gamma]]. Acești fotoni interacționează cu plasma din jur, ajutînd la menținerea unei temperaturi ridicate în interiorul stelei. Stelele din secvența principală transformă hidrogenul în heliu, creând o proporție de heliu lentă dar în constantă creștere. În cele din urmă, conținutul de heliu devine predominant, iar producția de energie din nucleu încetează. În schimb, pentru stelele mai mari de 0,4 ''M''<sub>☉</sub>, fuziunea are loc într-o zonă în expansiune treptată care înconjoară nucleul. Fuziunea nucleelor de hidrogen reduce numărul de ioni, ceea ce face ca materia nucleară să se micșoreze, dar compactarea materiei în nucleul de heliu este redusă atunci când electronii degenerează.<ref>{{cite web |url= http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html |title= Formation of the High Mass Elements |publisher= Smoot Group |accessdate= 2006-07-11}}</ref>

Interiorul unei stele stabile se află într-o etapă de echilibru hidrostatic și termic și se caracterizează printr-un gradient de temperatură care generează un flux de energie îndreptat spre exterior. Fluxul de energie care iese din orice strat din stea se va potrivi exact cu fluxul de intrare. 

Interiorul unei stele are o structură bine definită, care apare împărțită în mai multe straturi. Zona de radiație este acea regiune din interiorul stelei unde transferul de energie prin radiație este suficient pentru a menține stabil fluxul de energie. În această zonă, plasma nu suferă nici perturbări, nici schimbări de masă; cu toate acestea, dacă plasma începe să manifeste instabilitate și este supusă mișcărilor convective, regiunea presupune caracteristicile [[Zonă convectivă|zonei convective]]. Acest lucru poate apărea, de exemplu, în regiunile în care apar fluxuri de energie foarte mari, cum ar fi în apropierea nucleului sau în zone cu opacitate ridicată (ceea ce face ca transferul de căldură radiativă să fie ineficient).<ref name="Schwarzschild" />
[[File:Sun parts big.jpg|thumb|280px|Această diagramă prezintă o secțiune transversală a [[Soare]]lui.]]

Poziția zonelor de radiație și convective ale unei stele de secvență principală depind de clasa și masa spectrală. Stelele care au o masă de câteva ori mai mare decât masa Soarelui au zonă de convecție adânc în interior și o zonă de radiație în straturile exterioare. La stelele mai mici, cum ar fi Soarele, se întâmplă exact opusul: zona convectivă situată în straturile exterioare.<ref name="imagine">{{cite web |date= 2006-09-01 |url= http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html |title= What is a Star? |publisher= NASA |accessdate= 2006-07-11}}</ref> Piticele roșii cu mai puțin de 0,4 ''M''<sub>☉</sub> au doar o zonă convectivă care previne acumularea unui nucleu de heliu.<ref name="late stages" /> Pentru majoritatea stelelor, zonele convective vor varia de-a lungul timpului, pe măsură ce steaua îmbătrânește și interiorul se modifică.<ref name="Schwarzschild" />

[[Fotosfera]] este acea porțiune a unei stele care este vizibilă pentru un observator. Acesta este stratul la care plasma stelei devine transparentă față de fotonii de lumină. De aici, energia generată în nucleu devine liberă să se propagă în spațiu. În fotosferă apar zone mai întunecate cauzate de activitatea magnetică a stelei: acestea sunt [[pată solară|pete solare]], care apar întunecate deoarece au o temperatură mai mică decât restul fotosferei. 

Deasupra fotosferei se află [[Atmosferă stelară|atmosfera stelară]]. Într-o stea de secvență principală, cum ar fi Soarele, cel mai scăzut nivel al atmosferei, chiar deasupra fotosferei, este regiunea subțire a cromosferei, în care apar [[Spicule solare|spicule]] și încep [[Erupție solară|erupțiile stelare]]. Deasupra acesteia se află regiunea de tranziție, cu o lîțime de 100 km, unde temperatura crește rapid. Dincolo de aceasta este [[Coroană solară|coroana stelară]], un volum de plasmă supraîncălzită care se poate extinde spre exterior la câteva milioane de kilometri.<ref>{{cite press release
 | publisher= ESO | date= August 1, 2001
 | title= The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT
 | url= http://www.eso.org/public/news/eso0127/
 | accessdate= 2006-07-10}}</ref> Existența unei coroane pare să fie dependentă de o zonă convectivă în straturile exterioare ale stelei.<ref name= "imagine" /> În ciuda temperaturii ridicate, coroana emite foarte puțină lumină, datorită densității sale scăzute de gaz. Coroana Soarelui este vizibilă în mod normal numai în timpul unei [[eclipsă solară|eclipse solare]]. 

Din coroană, un [[vânt stelar]] de particule de plasmă se extinde în afara stelei, până când interacționează cu mediul interstelar. Pentru Soare, influența vântului său solar se extinde în întreaga regiune în formă de bule numită [[heliosferă]].<ref>{{cite journal | display-authors= 1
 | last1= Burlaga | first1= L. F. | last2= Ness | first2= N. F. | last3= Acuña | first3= M. H. | last4= Lepping | first4= R. P. | last5= Connerney | first5= J. E. P. | last6= Stone | first6= E. C. | last7= McDonald | first7= F. B.
 | title= Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields
 | journal= Science | date= 2005 | volume= 309
 | issue= 5743 | pages= 2027–2029 | doi= 10.1126/science.1117542
 | pmid= 16179471 | bibcode= 2005Sci...309.2027B| s2cid= 5998363 }}</ref>

==Mecanisme ale reacțiilor nucleare ==
{{AP|Nucleosinteza stelară}}
{{Multiple image|direction=vertical|align=right|image1=Fusion in the Sun.svg|image2=CNO Cycle.svg|width=200|caption1=Diagrama lanțului proton-proton|caption2=Ciclul carbon-azot-oxigen}}

În interiorul nucleelor stelelor au loc o multitudine de reacții de fuziune nucleară, în funcție de masa și compoziția stelei. În timpul secvenței principale, reacțiile predominante sunt cele ale fuziunii hidrogenului, în care patru nuclee de [[hidrogen]] (fiecare constând dintr-un singur proton) se unesc pentru a forma un nucleu de [[heliu]] (doi protoni și doi neutroni).  Cu toate acestea, masa netă a nucleelor de heliu este mai mică decât masa totală a nucleelor inițiale de hidrogen. Această masă pierdută este transformată în energie electromagnetică, conform relației de [[echivalență masă–energie]] ''E''&nbsp;=&nbsp;''mc''<sup>2</sup>.<ref name="sunshine" />

Procesul de fuziune a hidrogenului este sensibil la temperatură, astfel încât chiar și cel mai mic șoc termic afectează viteza cu care au loc reacțiile. Drept urmare, temperatura de bază a stelelor secvenței principale variază de la minim 4 milioane K, pentru o stea mică de clasa M, la 40 de milioane K pentru o stea masivă din clasa O.<ref name="aps_mss">{{cite web
 | date= February 16, 2005 | url= http://www.astrophysicsspectator.com/topics/stars/MainSequence.html
 | title= Main Sequence Stars
 | publisher= The Astrophysics Spectator
 | accessdate= 2006-10-10}}</ref>

La [[Soare]], al cărui nucleu atinge 10 milioane K, hidrogenul fuzionează pentru a forma heliu în reacția lanțului proton-proton:<ref name=
"synthesis">{{cite journal |display-authors= 1 |last1= Wallerstein |first1= G. |last2= Iben Jr.
 |first2= I. |last3= Parker |first3= P. |last4= Boesgaard |first4= A. M. |last5= Hale
 |first5= G. M. |last6= Champagne |first6= A. E. |last7= Barnes |first7= C. A. |last8= KM-dppeler
 |first8= F. |last9= Smith |first9= V. V. |last10= Hoffman |first10= R. D. |last11= Timmes
 |first11= F. X. |last12= Sneden |first12= C. |last13= Boyd |first13= R. N. |last14= Meyer
 |first14= B. S. |last15= Lambert |first15= D. L.
 |title= Synthesis of the elements in stars: forty years of progress |journal= Reviews of Modern Physics
 |date= 1999 |volume= 69 |issue= 4 |pages= 995–1084
 |url= http://authors.library.caltech.edu/10255/1/WALrmp97.pdf |accessdate= 2006-08-04
 |doi= 10.1103/RevModPhys.69.995 |bibcode= 1997RvMP...69..995W|hdl= 2152/61093 }}</ref>

:4[[Hidrogen-1|<sup>1</sup>H]] → 2[[deuteriu|<sup>2</sup>H]] + 2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[neutrin|ν<sub>e</sub>]](2 x 0,4 M[[electronvolt|eV]])
:2[[pozitron|e<sup>+</sup>]] + 2[[pozitron|e]]<sup>−</sup> → 2[[foton|γ]] (2 x 1,0 MeV)
:2<sup>1</sup>H + 2<sup>2</sup>H → 2[[Helium-3|<sup>3</sup>He]] + 2[[foton|γ]] (2 x 5,5 MeV)
:2<sup>3</sup>He → [[Heliu-4|<sup>4</sup>He]] + 2<sup>1</sup>H (12,9 MeV)

Aceste reacții au ca rezultat reacția generală:

:4<sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2e<sup>+</sup> + 2γ + 2ν<sub>e</sub> (26,7 MeV)

unde  e<sup>+</sup> este un pozitron, γ este un foton cu raze gamma, ν<sub>e</sub> este un neutrin și H și He sunt izotopi de hidrogen și, respectiv, heliu. Energia eliberată de această reacție este exprimată în milioane de electroni volți, ceea ce este de fapt doar o cantitate mică din energia totală eliberată. Un număr enorm de reacții apar constant, producând toată energia necesară pentru a susține radiația stelei. În comparație, arderea a două molecule de hidrogen cu o moleculă de gaz de oxigen eliberează doar 5,7 eV.

{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1.0em;"
|+ Masa stelară minimă necesară pentru fuziune
|-
!Element
![[masă solară|Mase<br />solare]]
|-
| Hidrogen ||style="text-align: center;"| 0.01
|-
| Heliu ||style="text-align: center;"| 0.4
|-
| Carbon ||style="text-align: center;"| 5<ref>{{cite journal
 | last1=Girardi | first1=L. | last2=Bressan | first2=A. | last3=Bertelli | first3=G. | last4=Chiosi | first4=C. | title=Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M<sub>sun</sub>, and from Z=0.0004 to 0.03
 | journal=Astronomy and Astrophysics Supplement
 | date=2000 | volume=141
 | issue=3 | pages=371–383
 | doi=10.1051/aas:2000126 |arxiv= astro-ph/9910164 |bibcode= 2000A&AS..141..371G| s2cid=14566232 }}</ref>
|-
| Neon ||style="text-align: center;"| 8
|}

În stelele mai masive, fuziunea nu se produce prin lanțul proton-proton, ci prin ciclul carbon-azot-oxigen (ciclul CNO), un proces mai „eficient”, dar foarte sensibil la temperatură, care necesită cel puțin 40 de milioane K pentru a avea loc.<ref name="synthesis" />

La stelele evoluate, cu nuclee de 100 de milioane K și mase între 0,5 și 10 ''M''<sub>☉</sub>, heliul poate fi transformat în carbon în [[procesul triplu-alfa]] care folosește elementul [[beriliu]]:<ref name="synthesis" />

:<sup>4</sup>He + <sup>4</sup>He + 92 keV → [[izotopi de beriliu|<sup>8*</sup>Be]]
:<sup>4</sup>He + <sup>8*</sup>Be + 67 keV → <sup>12*</sup>C
:<sup>12*</sup>C → [[carbon-12|<sup>12</sup>C]] + γ + 7,4 MeV

Pentru o reacție generală de:

[[File:Kernfusionen0 en.png|thumb|Prezentare generală a proceselor consecutive de fuziune în stele masive]]
:3<sup>4</sup>He → <sup>12</sup>C + γ + 7,2 MeV

Cele mai masive stele sunt capabile să fuzioneze chiar și cele mai grele elemente, într-un nucleu în contracție progresivă, prin diferite procese nucleosintetice, specifice fiecărui element: carbon, neon și oxigen. Etapa finală în procesul de nucleosinteză stelară este fuziunea [[siliciu]]lui, care implică sinteza izotopului stabil de fier-56.<ref name="synthesis" /> Orice fuziune ulterioară ar fi un [[proces endoterm |proces endotermic]] care consumă energie, astfel încât energia suplimentară poate fi produsă doar prin colaps gravitațional.

{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1.0em;"
|-
!valign="bottom"| Combustibil<br />nuclear
!valign="bottom"| Temperatură<br />(milioane K)
!valign="bottom"| Densitate<br />(kg/cm<sup>3</sup>)
!valign="bottom"| Durata fuziunii<br />(τ în ani)
|- style="text-align:center;"
|| H
|| 37
|| 0,0045
|| 8,1&nbsp;milioane
|- style="text-align:center;"
|| He
|| 188
|| 0,97
|| 1,2&nbsp;milioane
|- style="text-align:center;"
|| C
|| 870
|| 170
|| 976
|- style="text-align:center;"
|| Ne
|| 1.570
|| 3.100
|| 0,6
|- style="text-align:center;"
|| O
|| 1.980
|| 5.550
|| 1,25
|- style="text-align:center;"
|| S/Si
|| 3.340
|| 33.400
|| 0,0315<ref>11,5 zile 0,0315 ani.</ref>
|}
Tabelul din stânga arată cantitatea de timp necesară pentru ca o stea de 20 ''M''<sub>☉</sub> să consume întregul combustibil nuclear. Ca o stea a secvenței principale din clasa O, aceasta ar fi de 8 ori mai mare decât raza solară și de 62.000 de ori luminozitatea Soarelui.<ref>{{cite journal |last1= Woosley |first1= S. E. |last2= Heger |first2= A. |last3= Weaver |first3= T. A. |title= The evolution and explosion of massive stars |journal= Reviews of Modern Physics |date= 2002 |volume= 74 |issue= 4 |pages= 1015–1071 |bibcode= 2002RvMP...74.1015W |doi= 10.1103/RevModPhys.74.1015}}</ref>
{{Clear}}

==Note==
<references group="N"/>

==Referințe==
<small><references /></small>

== Vezi și ==
*[[Lista stelelor în funcție de strălucire|Lista stelelor în funcție de strălucire (după magnitudine aparentă și absolută)]]
*[[Lista celor mai masive stele|Lista celor mai masive stele (referință soarele)]]
*[[Lista celor mai mari stele|Lista celor mai mari stele (ca diametru)]]
*[[Lista celor mai apropiate stele]]
*[[Lista stelelor|Lista celor mai importante stele]]
*[[Lista stelelor cu sistem solar]]
*[[Cerul înstelat]]
*[[Constelație]]
*[[Planetarium]]

==Legături externe==
{{commons category|Stars}}
* [http://science.howstuffworks.com/star1.htm How Stars Work] – HowStuffWorks
* [http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve/ Stars] [[NASA]]
* [http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations] – ''Universitatea Illinois''
* [http://www.assa.org.au/sig/variables/classifications.asp Classifying Variable Stars] – ''Astronomical Society of South Australia''

{{Stea}}
{{Portal bar|Astronomie}}
{{Control de autoritate}}
[[Categorie:Stele| ]]